Фотосфера

Фотосфера - видимый диск Солнца. Заметное потемнение к краю и солнечные пятна

Фотосфера - слой атмосферы звезды, в котором формируется непрерывный спектр оптического излучения, доходящего до наблюдателя. Оптическая толщина этого слоя достигает нескольких единиц, вследствие чего фотосфера практически полностью поглощает и переизлучается энергию, идущую из глубины звезды. Спектральное распределение энергии излучения (в случае, когда коэффициент поглощения слабо зависит от длины волны) примерно соответствует закона излучения Планка с эффективной температурой T _e. В верхних слоях фотосферы формируются также спектральные линии поглощения атомов и ионов ( фраунгоферовы линии).

Интенсивность и спектральное распределение излучения фотосферы несут информацию о физических условиях и химический состав поверхности звезды. Физические условия в фотосфере стационарной звезды могут быть вычислены путем решения уравнения гидростатического равновесия совместно с уравнением состояния. В определенных случаях учитывается также перенос энергии конвекцией. Параметрами, определяющими модель, является сила тяжести на поверхности звезды и полный поток излучения, проинтегрований по всем частотами:
, Где

• F - мощность излучения
• σ - стала Стефана-Больцмана

Результатом решения этих уравнений являются так называемые модели атмосфер, которые определяют рост температуры, электронной плотности и газового давления с глубиной. Протяженность фотосферы вглубь составляет:

• для Солнца - ~ 300 км.
• для звезд спектрального класса A0V - ~ 1000 км.
• для гиганта класса G - ~ 10 ⁴ -10 ⁵ км.

То есть, в основном, глубина фотосферы намного меньше радиус звезды. Этим, в частности, определяется четкий наблюдаемый край диска Солнца. Температура в фотосфере растет с глубиной (например, в зрении спектрального класса A0 T _e изменяется примерно от 9 000 до 12 000 К при незначительном изменении плотности вещества, составляет ~ 10 ^-9 г / см ?). Увеличение температуры с глубиной приводит к наблюдаемому потемнения от центра солнечного к его краю, поскольку луч от края диска идет почти по касательной к поверхности звезды и преодолевает в фотосфере больший путь, чем луч, исходящий из центра диска.

Модели атмосфер применяются для анализа химического состава звезд, поскольку позволяют рассчитать состояние ионизации и возбуждения атомов и, таким образом, интенсивность спектральных линий поглощения или излучения. Задача нахождения химического состава и расчет модели решаются взаимосогласованных, поскольку химический состав определяет коэффициенты поглощения, входящих в уравнения переноса излучения, и, таким образом, влияет на модель фотосферы. Конвективное перенос энергии начинает играть заметную роль для звезд спектральных классов F5 и более поздних. Конвективные ячейки проникают в фотосферу и создают горизонтальные неоднородности температуры и яркости. Такие неоднородности наблюдаются в фотосфере Солнца в виде солнечной грануляции. Привести неоднородность фотосферы может также наличие магнитного поля. На уровне фотосферы магнитное поле частично замедляет конвективные потоки и приводит к образованию в фотосфере темных пятен (благодаря меньшей внутри пятна), в то время как над фотосферой оно вызывает дополнительный нагрев плазмы, которая ускоряется магнитным полем и вырывается из "магнитной ловушки" в виде ярких солнечных факелов.

См.. также

• Солнечная атмосфера и солнечная активность
• Солнечные пятна

Источники

• В.Л.Хохлова (1986). "Фотосфера" (на русском). Физика космоса (на сайте Астронет) . http://www.astronet.ru/db/msg/1188588 . Проверено 2010-08-31 .

Это незавершенная статья по астрономии. Вы можете помочь проекту, исправив и дополнив ее.

п ? в ? р Солнце Внутренняя структура Солнечное ядро ? Зона лучистого переноса ? Конвективная зона Атмосфера Фотосфера Супергрануляция ? Гранула ? факуль ? Солнечное пятно Хромосфера Флокула ? Спикул ? Волна Мортона Солнечная корона Зона переноса ? Корональная дыра ? корональные петля ? Корональные выбросы массы ? Протуберанец ? Хелметови потоки Вариации излучения Солнечный цикл ? Солнечный максимум ? Солнечный минимум ? Число Вольфа ? Тревогу ? Гелиосейсмологии Гелиосфера Солнечный ветер (Струйный слой) ? Главная ударная волна ? Гелиосферна мантия ? Водородная стена ? Гелиопауза ? Предел ударной волны Статьи по теме Солнечная система ? Солнечное динамо ? Солнечный телескоп ? Затмение ? Излучение Спектральный класс : G2