Перейти до вмісту

Хромосфера

Матеріал з Вікіпедії — вільної енциклопедії.
Сонячна хромосфера навколо диска Місяця під час сонячного затемнення 11 серпня 1999 року.

Хромосфе́ра (від грец. χρῶμα — «колір» і грец. σφαῖρα — «сфера», тобто «кольорова сфера») — це другий шар атмосфери зорі, розташований над фотосферою і під зоною переносу та короною. Під час повних сонячних затемнень хромосферу можна бачити як кільце навколо темного краю Місяця. Випромінювання в емісійній лінії водню Hα надає цій оболонці рожевого кольору, за який його й назвали хромосферою. Назву запропонував англійський астроном Норман Лок'єр, щоб відрізнити цей шар від фотосфери, що випромінює у білому світлі[1][2].

Фізичні властивості

[ред. | ред. код]
При спостереженні в спектральній лінії Hα хромосфера виглядає глибоко червоною.

Густина хромосфери Сонця приблизно експоненційно зменшується з віддаленням від центру Сонця приблизно у 10 мільйонів разів — від близько 2×10−4 кг/м3 на внутрішній межі хромосфери до менш ніж 1,6×10−11 кг/м3 на зовнішній[3]. Температура спочатку зменшується від внутрішньої межі, де вона становить приблизно 6,000 K[4], до мінімального значення близько 3,800 K[5], а потім зростає до понад 35,000 K[4] на зовнішній межі, де хромосфера переходить у зону переносу й корону.

Густина хромосфери становить лише 10−4 густини розташованої нижче фотосфери і 10−8 густини земної атмосфери на рівні моря. Через це хромосфера зазвичай невидима, і її можна побачити лише під час повного сонячного затемнення, коли її видно як червонувате сяйво навколо закритого Місяцем диска Сонця. Відтінки кольору варіюються від рожевого до червоного[6]. Без затемнення й без спеціального обладнання хромосферу не видно через дуже високу яскравість фотосфери.

У спектрі хромосфери, спостережуваної на краю Сонця, переважають емісійні лінії[7][8]. Однією з найінтенсивніших є лінія Hα з довжиною хвилі 656,3 нм[9]; ця лінія випромінюється атомом водню, коли його електрон переходить із енергетичного рівня n=3 на n=2. Довжина хвилі 656,3 нм лежить у червоній частині спектра, що й надає хромосфері її характерне червонувате забарвлення. Хромосферу також видно у випромінюванні йонізованого кальцію Ca II у фіолетовій частині спектра з довжиною хвилі 393,4 нм (так звана К-лінія кальцію)[10].

Явища

[ред. | ред. код]
Спостереження хромосфери Сонця з високою роздільною здатністю показують волосоподібні спікули. Зображення отримано в ультрафіолетовій K-лінії кальцію та подано у штучних кольорах.

У хромосфері можна спостерігати багато різноманітних явищ. Найпоширенішою структурою у сонячній хромосфері є спікули. Вони підіймаються до верхньої межі хромосфери, а потім опускаються назад протягом приблизно 10 хвилин[11]. Іншим помітним типом утворень є флокули — особливо яскраві ділянкі в межах хромосфери, часто пов'язані з магнітною активністю[12].

Спікули пов'язані з глибшими, ніж фотосферні гранули, елементами конвекції. Це так звана «супергрануляція», розміри елементів якої досягають 3 тисяч кілометрів. Елементи супергрануляції живуть вже не декілька хвилин, як фотосферні гранули, а порядку доби. Елементи супергрануляції, вірніше — пов'язані з ними магнітні поля, впливають на хромосферу, ініціюючи в ній такі складні структури, як, зокрема, спікули. Система спікул, у свою чергу, утворює в хромосфері більш великомасштабну структуру, звану сіткою хромосфери.

Починаючи з перших спостережень за допомогою приладу SUMER на борту SOHO, у сонячній хромосфері виявляють періодичні осциляції з частотою від 3 мГц до 10 мГц, що відповідає характерному періоду близько 3 хвилин[13].

На краю сонячного диска в хромосфері можна спостерігати плазмові петлі. Вони відрізняються від сонячних протуберанців, оскільки мають вигляд концентричних арок із максимальною температурою порядку 0,1 МК (занадто низькою, щоб вважатися корональними структурами). Такі низькотемпературні петлі проявляють сильну змінність: вони з'являються й зникають у деяких ультрафіолетових лініях менш ніж за годину або швидко розширюються протягом 10–20 хвилин. Ці холодні петлі детально досліджували за спостереженнями, зробленими за допомогою ультрафіолетового спектрометра на «Скайлебі» у 1976 році[14]. Коли температура плазми в таких петлях досягає корональних значень (понад 1 МК), ці структури стають більш стабільними та розвиваються протягом триваліших періодів часу.

На інших зорях

[ред. | ред. код]

Хромосфери присутні майже на всіх яскравих зорях, окрім білих карликів. Вони найвиразніше проявляються й виявляють найбільшу магнітну активність у зорях у нижній частині головної послідовності спектральних типів F і пізніших, а також у коричневих карликів, гігантів і субгігантів[12].

Спектроскопічним показником хромосферної активності на інших зорях є S-індекс обсерваторії Маунт-Вілсон[15][16].

Для деяких зір хромосфери вдавалося спостерігати безпосередньо[17]. У великих зорях хромосфера іноді становить значну частину їхнього об'єму. Наприклад, у надгіганта Антареса товщина хромосфери приблизно у 2,5 раза перевищує радіус самої зорі[18].

Примітки

[ред. | ред. код]
  1. ↑ II. Spectroscopic observation of the sun, No. II., was resumed and concluded. Proceedings of the Royal Society of London. 17: 131—132. 31 грудня 1869. doi:10.1098/rspl.1868.0019. ISSN 0370-1662.
  2. ↑ Lockyer, J. Norman (1 січня 1868). Spectroscopic Observation of the Sun, No. II. Proceedings of the Royal Society of London. 17: 131—132. Bibcode:1868RSPS...17..131L.
  3. ↑ Kontar, E. P.; Hannah, I. G.; Mackinnon, A. L. (2008). Chromospheric magnetic field and density structure measurements using hard X-rays in a flaring coronal loop. Astronomy and Astrophysics. 489 (3): L57. arXiv:0808.3334. Bibcode:2008A&A...489L..57K. doi:10.1051/0004-6361:200810719. S2CID 1651161.
  4. 1 2 SP-402 A New Sun: The Solar Results From Skylab. Архів оригіналу за 18 листопада 2004.
  5. ↑ Avrett, E. H. (2003). The Solar Temperature Minimum and Chromosphere. ASP Conference Series. 286: 419. Bibcode:2003ASPC..286..419A. ISBN 978-1-58381-129-0.
  6. ↑ Freedman, R. A.; Kaufmann III, W. J. (2008). Universe. Нью-Йорк, США: W. H. Freeman and Co. с. 762. ISBN 978-0-7167-8584-2.
  7. ↑ Carlsson, Mats; Pontieu, Bart De; Hansteen, Viggo H. (18 серпня 2019). New View of the Solar Chromosphere. Annual Review of Astronomy and Astrophysics (англ.). 57: 189—226. Bibcode:2019ARA&A..57..189C. doi:10.1146/annurev-astro-081817-052044. ISSN 0066-4146.
  8. ↑ Solanki, Sami K. (Червень 2004). Structure of the solar chromosphere. Proceedings of the International Astronomical Union (англ.). 2004 (IAUS223): 195—202. Bibcode:2004IAUS..223..195S. doi:10.1017/S1743921304005587. ISSN 1743-9213.
  9. ↑ Jess, D.B; Morton, RJ; Verth, G; Fedun, V; Grant, S.T.D; Gigiozis, I. (Липень 2015). Multiwavelength Studies of MHD Waves in the Solar Chromosphere. Space Science Reviews. 190 (1—4): 103—161. arXiv:1503.01769. Bibcode:2015SSRv..190..103J. doi:10.1007/s11214-015-0141-3. S2CID 55909887.
  10. ↑ Ця стаття містить текст з джерела, що зараз в суспільному надбанні.
  11. ↑ Wilkinson, John (2012). New eyes on the sun: a guide to satellite images and amateur observation. Berlin: Springer. ISBN 978-3-642-22839-1. OCLC 773089685.
  12. 1 2 de Grijs, Richard; Kamath, Devika (15 листопада 2021). Stellar Chromospheric Variability. Universe. 7 (11): 440. Bibcode:2021Univ....7..440D. doi:10.3390/universe7110440.
  13. ↑ Carlsson, M.; Judge, P.; Wilhelm, K. (1997). SUMER Observations Confirm the Dynamic Nature of the Quiet Solar Outer Atmosphere: The Internetwork Chromosphere. The Astrophysical Journal. 486 (1): L63. arXiv:astro-ph/9706226. Bibcode:1997ApJ...486L..63C. doi:10.1086/310836. S2CID 119101577.
  14. ↑ Foukal, P.V. (1976). The pressure and energy balance of the cool corona over sunspots. The Astrophysical Journal. 210: 575. Bibcode:1976ApJ...210..575F. doi:10.1086/154862.
  15. ↑ Karoff, Christoffer; Knudsen, Mads Faurschou; De Cat, Peter; Bonanno, Alfio; Fogtmann-Schulz, Alexandra; Fu, Jianning; Frasca, Antonio; Inceoglu, Fadil; Olsen, Jesper; Zhang, Yong; Hou, Yonghui; Wang, Yuefei; Shi, Jianrong; Zhang, Wei (24 березня 2016). Observational evidence for enhanced magnetic activity of superflare stars. Nature Communications. 7 (1) 11058. Bibcode:2016NatCo...711058K. doi:10.1038/ncomms11058. PMC 4820840. PMID 27009381.
  16. ↑ upload/k habconf2016/pdf/poster/Mengel.pdf A small survey of the magnetic fields of planet-hosting stars( [Архівовано 2016-12-22 у Wayback Machine.]) gives «Wright J. T., Marcy G. W., Butler R. P., Vogt S. S., 2004, ApJS, 152, 261» as a ref for s-index.
  17. ↑ The Chromosphere. Архів оригіналу за 4 квітня 2014. Процитовано 28 квітня 2014.
  18. ↑ Supergiant Atmosphere of Antares Revealed by Radio Telescopes. National Radio Astronomy Observatory. Процитовано 9 вересня 2022.

Посилання

[ред. | ред. код]
Отримано з https://uk.wikipedia.org/w/index.php?title=Хромосфера&oldid=47742679