Фотосфера

Відео: Фотосфера розігрує iPad

Фотосфера - видимий диск Сонця. Помітне потемніння до краю і сонячні плями фотосфера - шар атмосфери зірки, в якому формується безперервний спектр оптичного випромінювання, що доходить до спостерігача. Оптична товщина цього шару досягає декількох одиниць, внаслідок чого фотосфера практично повністю поглинає і перевипромінює енергію, що йде з глибини зірки. Спектральний розподіл енергії випромінювання (в разі, коли коефіцієнт поглинання слабо залежить від довжини хвилі) приблизно відповідає закону випромінювання Планка з ефективною температурою T e. У верхніх шарах фотосфери формуються також спектральні лінії поглинання атомів і іонів (фраунгоферові лінії).
Інтенсивність і спектральний розподіл випромінювання фотосфери несуть інформацію про фізичні умови і хімічний склад поверхні зірки. Фізичні умови в фотосфері стаціонарної зірки можуть бути обчислені шляхом вирішення рівняння гідростатичного рівноваги спільно з рівнянням стану. У певних випадках враховується також перенесення енергії конвекцією. Параметрами, що визначають модель, є сила тяжіння на поверхні зірки і повний потік випромінювання, проінтегровано по всіх частотах:
, де:

F - потужність випромінювання
T - постійна Стефана-Больцмана



Результатом вирішення цих рівнянь є так звані моделі атмосфер, що визначають зростання температури, електронної щільності і газового тиску з глибиною. Протяжність фотосфери вглиб становить:

для Сонця - ~ 300 км.


для зірок спектрального класу A0V - ~ 1000 км.
для гіганта класу G - ~ 10 4 -10 5 км.

Тобто, в основному, глибина фотосфери набагато менше радіус зірки. Цим, зокрема, визначається чіткий спостережуваний край диска Сонця. Температура в фотосфері зростає з глибиною (наприклад, в зірки спектрального класу A0 T e змінюється приблизно від 9 000 до 12 000 К при незначній зміні щільності речовини, становить ~ 10 -9 г / см?). Збільшення температури з глибиною призводить до спостережуваного потемніння від центру сонячного до його краю, оскільки промінь від краю диска йде майже по дотичній до поверхні зірки і долає в фотосфері більший шлях, ніж промінь, що виходить з центру диска.
Моделі атмосфер застосовуються для аналізу хімічного складу зірок, оскільки дозволяють розрахувати стан іонізації і збудження атомів і, таким чином, інтенсивність спектральних ліній поглинання або випромінювання. Завдання знаходження хімічного складу і розрахунок моделі вирішуються взаємоузгоджені, оскільки хімічний склад визначає коефіцієнти поглинання, що входять в рівняння переносу випромінювання, і, таким чином, впливає на модель фотосфери. Конвективний перенесення енергії починає відігравати помітну роль для зірок спектральних класів F5 і пізніших. Конвективні осередки проникають в фотосфери і створюють горизонтальні неоднорідності температури і яскравості. Такі неоднорідності спостерігаються в фотосфері Сонця у вигляді сонячної грануляції. Викликати неоднорідність фотосфери може також наявність магнітного поля. На рівні фотосфери магнітне поле частково уповільнює конвективні потоки і призводить до утворення в фотосфері темних плям (завдяки меншій T e всередині плями), в той час як над фотосферою воно викликає додаткове нагрівання плазми, прискорюється магнітним полем і виривається з «магнітної пастки» у вигляді яскравих сонячних смолоскипів.

Увага, тільки СЬОГОДНІ!