Tähtien ilmapiiri

Tähtien ilmakehä on tähden  ulkoalue , joka sijaitsee tähden ytimen , säteilyvyöhykkeen ja konvektiovyöhykkeen yläpuolella . Tähtien ilmakehän sisällä on useita osa-alueita, joilla on erilaisia ​​ominaisuuksia.

Tähtien ilmakehän rakenne

Tähtien ilmakehän syvintä ja kylmintä osaa, jonka ulkopuolinen tarkkailija voi nähdä, kutsutaan fotosfääriksi [1] . Fotosfääri lähettää valoaaltoja läpi näkyvän jatkumon . Tämän alueen lämpötila nousee syvyyden myötä, ja Auringon kaltaisille tähdille se on 4500-6500 K [2] [3] . Juuri fotosfäärissä ilmaantuvat niin sanotut tähtipisteet - magneettikentän  läpimurron kylmiä alueita [3] .

Fotosfäärin yläpuolella on kromosfäärin alue - ohut kerros tähtien ilmakehää (auringossa se on vain noin 10 000 km , mikä on jopa vähemmän kuin maan halkaisija ) , jonka lävistävät rihmamaiset kuuman kaasun virrat. - spicules .

Kromosfäärin lämpötila muuttuu aluksi tasaisesti kasvaen etäisyyden mukaan fotosfäärin rajasta ja sitten pienellä siirtymäalueella, korkeintaan 100 km, nousee äkillisesti lämpötilaan, joka on 10 kertaa korkeampi kuin fotosfäärin lämpötila [4] .

Korona  - tähtien ilmakehän yläosa, joka koostuu kuumasta plasmasta, on kuumin ja harvinainen. Sen lämpötila saavuttaa useita miljoonia asteita [5] . Näin ollen aurinkokoronan lämpötila saavuttaa 2 miljoonaa Kelviniä . Näin korkea koronaalisen lämpötilan arvo on edelleen yksi nykyajan astrofysiikan ratkaisemattomista ongelmista . Vastaus tähän kysymykseen on magneettikentissä, mutta tarkka mekanismi jää epäselväksi [6] .

Vaikka siirtymäalueiden ja koronan esiintyminen on yhteistä kaikille pääsarjan tähdille , muun tyyppisillä tähdillä ei välttämättä ole tällaisia ​​alueita. Joten näyttää siltä, ​​​​että vain joillakin jättiläistähdillä ja pienellä määrällä superjättiläisiä on korona.

Maata lähinnä olevan tähden Auringon ilmakehää tutkitaan tällä hetkellä syvimmin [1] . Täydellisten auringonpimennysten aikana , jotka piilottavat fotosfäärinsä maallisen tarkkailijan silmiltä, ​​voidaan hetken nähdä auringon kromosfäärin ohut vaaleanpunainen rengas [7] ja aurinkokoronan vaikuttava kehä . Samoin voidaan tarkkailla muiden tähtien kromosfääriä pimennysmuuttujajärjestelmissä , kun yksi komponenteista ylittää toisen [8] .

Muistiinpanot

  1. ↑ 1 2 "Beyond the Blue Horizon" (5. elokuuta 1999). "Tavallisina päivinä korona on sinisen taivaan piilossa, koska se on noin miljoona kertaa himmeämpi kuin se auringon kerros, jonka näemme joka päivä paistamassa, fotosfääri." Haettu 21. toukokuuta 2010. Arkistoitu alkuperäisestä 10. helmikuuta 2012.
  2. ↑ Mariska, JT Auringon siirtymäalue . - Cambridge University Press . — (Cambridge Astrophysics Series). — ISBN 9780521382618 .
  3. ↑ 1 2 Lang, KR 5.1 MAGNEETTIKENTÄT NÄKYVÄSSÄ VALOKUVASSA // Aurinko, maa ja taivas . – 2. - Springer, 2006. - s  . 81 . - ISBN 978-0387304564 . . "Tämä ei ole fotosfäärin läpinäkyvä kerros, josta saamme valoa ja lämpöä."
  4. ↑ Mariska, JT Auringon siirtymäalue. - s. 60. - ISBN 9780521382618 . . - "Keskivertomallien ehdottama 100 km".
  5. ↑ R.C. Altrock.  Matalan koronan lämpötila aurinkosyklien aikana 21–23  // Auringon fysiikka : päiväkirja. - 2004. - Voi. 224 . - s. 255 . - doi : 10.1007/s11207-005-6502-4 .
  6. ↑ Auringon korona - Johdanto . NASA . "Nyt useimmat tutkijat uskovat, että koronan kuumeneminen johtuu magneettikenttälinjojen vuorovaikutuksesta." Haettu 21. toukokuuta 2010. Arkistoitu alkuperäisestä 10. helmikuuta 2012.
  7. ↑ Lewis, JS Aurinkokunnan fysiikka ja kemia  . - toinen. - Elsevier Academic Press , 2004. - S.  87 . — ISBN 978-0124467446 . . - "Se, mikä väri on vallitseva, riippuu Balmer-sarjasta , joka liittyy atomivedyn päästöihin."
  8. ↑ Griffin, RE Vain binääritähdet voivat auttaa meitä näkemään tähtikromosfäärin / Hartkopft, WI ; Guinan, E.F. - 1. - Cambridge University Press , 2007. - S. 460. - ISBN 978-0521863483 . - doi : 10.1017/S1743921307006163 .  
  Siirry Wikidata-kohteeseen  Sanakirjat ja tietosanakirjat