Хромосфера

Од Википедија — слободната енциклопедија
Прејди на: содржини, барај
Сонцето забележано преку телескоп со H-alpha филтер
Слика 1. Скајлаб ja мери температурата (полната линија) и густината (испрекинатата крива) на хромосферата помеѓу регионот на потенката транзиција и долната фотосфера (потемна портокалова боја).

Хромосфера (буквално, "сфера на боја") е втора од трите главни слоеви во сончевата атмосфера и е околу 2.000 километри длабока. Таа се наоѓа веднаш над фотосферата и под регионот на сончевата транзиција. Густината на хромосфера е многу ниска, само 10-4 пати поголема од таа на фотосферата, и 10-8 пати, од атмосферата на Земјата. Ова ја прави хромосферата нормално невидлива и може да се види само во текот на вкупното затемнување, кога ја покажува својата црвеникава боја. Нијансите на бојата се некаде помеѓу розовата и црвената.[1] Сепак, без специјална опрема, хромосферата не може нормално да се гледа. Тоа е така како резултат на огромната осветленоста на фотосферата. Густината на хромосфера опаѓа со растојанието од центарот на сонцето. Ова го намалува логаритамски од 1017 честички по кубен сантиметар, или приближно 2 × 10-4 кг / м3 до под 2 × 10-4 кг / м3 на надворешната граница.[2] Температурата почнува да се намалува од внатрешната граница на околу 6.000 К.[3] to a minimum of approximately 3,800 K,[4]

Споредување хромосфера и фотосфера[уреди | уреди извор]

Додека фотосфера има линија спектар апсорпција,спектарот на хромосфера е доминирана од страна на линии на емисија. Конкретно, еден од нејзините најсилни линии е Hα на бранова должина од 656,3 nm; оваа линија се емитува од атомот на водород, кога неговите електрони прават транзиција од n = 3 до ниво на n = 2 енергија. Бранова должина од 656,3 nm е во црвениот дел од спектарот, и тоа предизвикува хромосфера да ја има својата карактеристична црвеникава боја. Со анализа на спектарот на хромосфера, откриено е дека температурата на овој слој на сончевата атмосфера се зголемува со зголемување на висината на самата хромосфера. Температурата на врвот на фотосфера е само околу 4400 К, а на врвот на хромосфера, околу 2.000  километри повисоко,па така таа достигнува 25.000 К. Сепак, ова е спротивно на она што го наоѓаме во фотосфера, каде температурата паѓа со зголемување на висината. Тоа се уште не е целосно сфатено, како температурата на хромосфера парадоксално се зголемува уште повеќе од внатрешноста на Сонцето. Сепак, веројатно може да се објасни, делумно или целосно, со магнетна реконекција.

Карактеристики[уреди | уреди извор]

Многу интересни феномени можат да се забележат во хромосфера, што се многу сложени и динамични:

• Филаменти (и проминенции, кои се нишки гледано од страна) придонесуваат многу коронални масовни исфрлања и оттаму се важни за предвидување на простор времето. Соларни проминенции, понекогаш достигнуваат висина од 150.000  километри. Овие гигантски облаци од гас се најспектакуларните од соларните феномени, настрана од поретките соларни ракети Најчестата функција е присуство на spicules,(долги тенки прсти на прозрачен гас), кои се појавуваат како ножеви на огромна област на огнена трева.Spicules се качуваат на врвот на хромосфера и потоа потонуваат назад повторно во текот на околу 10 минути. Слично на тоа, постојат хоризонтални снопчиња на гас наречени фибрили, кои траат два пати подолго од spicules.

• Слики направени во типични хромосферски линии покажуваат присуство на светли клетки, обично се нарекуваат мрежа, додека околните црни региони се наречени междумрежa. Тие се слични на гранули.

• Периодични осцилации се пронајдени од првите набљудувања со инструментот SUMER на одборот SOHO со фреквенција од 3 МHz до 10 mHz, што одговара на карактеристичното периодично време од три минути.[5] Осцилациите на радијалната компонента на брзината на плазмата се типични за високата хромосфера.

Кул јамки можат да се видат на границата на сончевиот диск. Тие се различни од проминенции затоа што тие изгледаат како концентрични арки со максимална температура од 0,1 цел МК (премногу ниски за да имаат коронални карактеристики). Овие кул јамки покажуваат интензивна варијабилност: тие се појавуваат и исчезнуваат во некои УВ линии во време помалку од еден час, или тие брзо се прошируваат во 10-20 минути. Foukal [6] ги проучувале овие кул јамки во детали и направиле забелешките со EUV спектрометар на Скајлаб во 1976. Инаку, кога температурата на плазмата од овие јамки станува коронална (над 1 МК), овие карактеристики се појавуваат стабилни и се развиваат на подолго време. Види flash spectrum од сончевата атмосфера (Затемнуванје на 7 март 1970).

Поврзано[уреди | уреди извор]

Наводи[уреди | уреди извор]

  1. Freedman, R. A.; Kaufmann III, W. J. (2008). Universe. New York, USA: W. H. Freeman and Co.. стр. 762. ISBN 978-0-7167-8584-2. 
  2. 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, Bibcode:2008A&A...489L..57K, arXiv:0808.3334, doi:10.1051/0004-6361:200810719 
  3. „SP-402 A New Sun: The Solar Results From Skylab“. архивирано од оригиналот на 18 ноември 2004. http://web.archive.org/web/20041118125616/http://history.nasa.gov/SP-402/p2.htm. 
  4. Avrett, E. H. (2003), "The Solar Temperature Minimum and Chromosphere", ASP Conference Series 286: 419, Bibcode:2003ASPC..286..419A, ISBN 1-58381-129-X 
  5. Carlsson, M., Judge, P., Wilhelm, K.. SUMER Observations Confirm the Dynamic Nature of the Quiet Solar Outer Atmosphere: The Internetwork Chromosphere. „The Astrophysical Journal“ том  486: L63. doi:10.1086/310836. Bibcode1997ApJ...486L..63C. 
  6. Foukal, P.V.. The pressure and energy balance of the cool corona over sunspots. „The Astrophysical Journal“ том  210: 575. doi:10.1086/154862. Bibcode1976ApJ...210..575F.