Фотосфера

Матеріал з Вікіпедії — вільної енциклопедії.

Фотосфера — видимий диск Сонця. Помітне потемніння до краю і сонячні плями

Фотосфера — шар атмосфери зірки, в якому формується безперервний спектр оптичного випромінювання зірок що доходить до нас. Оптична товщина цього шару порядку кількох одиниць, унаслідок чого фотосфера поглинає і перевипромінює енергію, що йде з глибини зірки. Спектральний розподіл випромінюваної енергії (у випадку якщо коефіцієнт поглинання слабо залежить від довжини хвилі) приблизно відповідає Планка закону випромінювання з ефективною температурою $T e$ . У верхніх шарах фотосфери формуються також спектральні лінії поглинання атомів і йонів (фраунгоферові лінії).

Інтенсивність і спектральний розподіл випромінювання фотосфери несуть інформацію про фізичні умови і хімічний склад поверхні зірки. Фізичні умови у фотосфері стаціонарної зірки можуть бути вирахувані шляхом розв'язання рівняння гідростатичної рівноваги спільно з рівнянням стану. У необхідних випадках враховується також перенесення енергії конвекцією. Параметрами, що визначають модель, є сила тяжіння на поверхні зірки і повний потік випромінювання, що виходить, проінтегрований по всіх частотах ( $F = \sigma T^4_e$ , де F — сила випромінювання, σ — стала Стефана-Больцмана), тобто кінець кінцем модель фотосфери залежить від будови зірки в цілому. Результатом розв'язку цих рівнянь є так звані моделі атмосфер, які визначають зростання температурири і газового тиску з глибиною. Типова протяжність фотосфери по глибині складає: для Сонця $h \approx 300$ км., для зірок спектрального класу A0V $h \approx 1000$ км., для гіганта класу G $h \approx 10^4 - 10^5$ км., тобто, як правило, h набагато менше за радіус зірки. Цим, зокрема, визначається різкий спостережуваний край диска Сонця. Температура у фотосфері росте з глибиною (наприклад, в зірці A0 приблизно від 9000 до 12000 К при незначній зміні щільності речовини, складовій $~10^{-9}$ г/см). Збільшення температури з глибиною приводить до спостережуваного потемніння від центру сонячного або зоряного диска до його краю, оскільки при однаковому оптичному шляху в фотосфері промінь, що виходить з центру видимого диска, приходить з більшої геометричної глибини, ніж промінь від краю диска, що йде майже по дотичній до поверхні (див. Потемніння до краю).

Моделі атмосфер використовуються при аналізі хімічного складу зірок, оскільки дозволяють розрахувати стан іонізації і збудження атомів і тим самим інтенсивність спектральних ліній. Завдання знаходження хімічного складу і розрахунок моделі вирішуються самоузгоджено, оскільки хімічний склад визначає коефіцієнти поглинання, що входять у рівняння перенесення випромінювання, і таким чином впливає на модель Фотосфери. Конвективне перенесення енергії починає грати помітну роль для зірок спектральних класів F5 і пізніших. Конвективні осередки проникають у Фотосферу і створюють горизонтальні неоднорідності температури і яскравості. Такі неоднорідності спостерігаються у Фотосфері Сонця у вигляді сонячної грануляції. Неоднорідність Фотосфери може викликатися також присутністю магнітного поля. У одних випадках воно утруднює конвективне перенесення енергії з глибини і приводить до утворення у Фотосері темних плям (див. Сонячні плями), в інших — викликає додаткове нагріття фотосфери і утворення яскравих сонячних факелів.