Хромосфера

Слой в атмосфере Солнца над фотосферой Солнце, наблюдаемое в телескоп с водородно-альфа-фильтром Высокая изображение солнечной хромосферы с разрешением, наблюдаемое с помощью Шведского солнечного телескопа. Полное затмение 1999 г.

Хромосфера (буквально «цветная сфера») является второй из трех основных слоями в атмосфере Солнца и имеет глубину примерно от 3000 до 5000 километров. Его розово-красный цвет проявляется только во время затмений. Хромосфера находится чуть выше фотосферы и ниже переходной области Солнца. Слой хромосферы над фотосферой однороден. Лес волосовидных спикул поднимается из однородного слоя, некоторые из которых простираются на 10 000 км в корону выше.

Плотность хромосферы всего в 10 раз больше плотности фотосферы, нижележащего слоя, и в 10 раз больше плотности атмосферы Земли на уровне моря. Это делает хромосферу обычно невидимой, и ее можно увидеть только во время полного затмения, когда проявляется ее красноватый цвет. Цветовые оттенки варьируются от розового до красного. Без специального оборудования хромосферу обычно невозможно увидеть из-за огромной яркости фотосферы под ней.

Плотность хромосферы уменьшается по мере удаления от центра Солнца. Это уменьшается экспоненциально с 10 частиц на кубический сантиметр, или приблизительно 2 × 10 кг / м, до менее 1,6 × 10 кг / м на внешней границе. Температура снижается от внутренней границы примерно с 6000 К до минимума примерно 3800 К, а затем повышается до более чем 35000 К на внешней границе с переходным слоем короны.

Хромосферы. наблюдались также у других звезд, кроме Солнца. Хромосферу Солнца сложно исследовать и расшифровать, хотя наблюдения продолжаются с помощью электромагнитного спектра.

• 1 Сравнение хромосферы и фотосферы
• 2 Особенности
• 3 О других звездах
• 4 См. Также
• 5 Ссылки
• 6 Внешние ссылки

В то время как фотосфера имеет спектр линии поглощения, хромосфера в спектре преобладают линии излучения. В частности, одной из самых ярких линий является H α на длине волны 656,3 нм; эта линия излучается атомом водорода всякий раз, когда его электрон совершает переход с n = 3 на n = 2 энергетический уровень. Длина волны , равная 656,3 нм, находится в красной части спектра спектра, что приводит к тому, что хромосфера имеет характерный красноватый цвет.

Путем анализа спектра хромосферы было обнаружено, что температура этого слоя солнечной атмосферы увеличивается с увеличением высоты в сама хромосфера. Температура в верхней части фотосферы составляет всего около 4400 К, в то время как в верхней части хромосферы, примерно на 2000 км выше, она достигает 25000 К. Однако это противоположно тому, что мы находим в фотосфера, где температура падает с увеличением высоты. Еще не до конца понятно, какое явление вызывает парадоксальное увеличение температуры хромосферы дальше от внутренней части Солнца. Однако это, вероятно, частично или полностью объясняется магнитным пересоединением.

Многие интересные явления можно наблюдать в хромосфере, которая является очень сложной и динамичной:

• Нити (и протуберанцы, которые представляют собой нити, наблюдаемые сбоку) лежат в основе многих выбросов корональной массы и, следовательно, важны для предсказания космической погоды. Солнечные протуберанцы поднимаются вверх через хромосферу из фотосферы, иногда достигая высоты 150 000 км. Эти гигантские газовые шлейфы являются наиболее впечатляющими из солнечных явлений, не считая менее частых солнечных вспышек.
• . Наиболее распространенной особенностью является наличие спикул, длинных тонких пальцев светящегося газа, которые появляются как лезвия огромного поля огненной травы, растущего вверх из фотосферы внизу. Спикулы поднимаются к вершине хромосферы, а затем снова опускаются вниз в течение примерно 10 минут. Точно так же есть горизонтальные струйки газа, называемые фибриллами, длина которых примерно вдвое превышает длину спикул.
• Изображения, сделанные в типичных хромосферных линиях, показывают наличие более ярких клеток, обычно называемых сетью, в то время как окружающие более темные области названный межсетевой. Они похожи на гранулы, обычно наблюдаемые на фотосфере из-за высокой температуры конвекция.
• Периодические колебания были обнаружены с момента первых наблюдений с помощью прибора SUMER на борту SOHO с частотой от 3 мГц до 10 мГц, что соответствует характерному периодическому времени в три минуты. Колебания радиальной составляющей скорости плазмы типичны для высокой хромосферы. Теперь мы знаем, что структура фотосферной грануляции обычно не имеет колебаний выше 20 мГц, в то время как волны более высокой частоты (100 мГц или период 10 с) были обнаружены в солнечной атмосфере (при температурах, типичных для переходной области и короны) с помощью TRACE.
• Холодные петли можно увидеть на границе солнечного диска. Они отличаются от протуберанцев тем, что выглядят как концентрические дуги с максимальной температурой порядка 0,1 МК (слишком низкой, чтобы считаться корональными элементами). Эти холодные петли сильно изменчивы: они появляются и исчезают в некоторых УФ-линиях менее чем за час или быстро расширяются за 10–20 минут. Фоукал подробно изучил эти холодные петли из наблюдений, сделанных с помощью спектрометра EUV на Skylab в 1976 году. В противном случае, когда температура плазмы этих петель становится корональной (выше 1 МК), эти особенности кажутся более стабильными и эволюционируют. на более длинных временах.

См. спектр вспышки солнечной хромосферы (затмение 7 марта 1970 г.).

Спектроскопическим показателем хромосферной активности на других звездах является индекс Маунт Вильсон S . См. Также Superflare # Спектроскопические наблюдения звезд с супервспышками.

• Пляж (астрономия)
• Порядки величины (плотности)
• волна Мортона

• Анимированное объяснение Хромосферы (и переходной области) (Университет Южного Уэльса).
• Анимированное объяснение температуры Хромосферы (и переходной области) (Университет Южного Уэльса).