Хромосфера

Формула Саха нашла важные применения в физике звездной атмосферы. Так, исследования спектров, исходящих из различных слоев солнечной атмосферы, показали, что в более глубоких слоях атмосферы, где температура выше, степень ионизации а паров кальция ниже, чем в более холодных, внешних слоях. Эта особенность спектра солнечной атмосферы связана, по Саха, с ролью давления р увеличение степени ионизации с уменьшением давления идет быстрее, чем ее уменьшение с понижением температуры при переходе от глубоких к верхним слоям хромосферы. [c.201]

Хромосфера — переходная область между фотосферой и короной толщиной порядка Ю км. Излучает в линиях, которые наблюдаются во время затмения. [c.1199]

Осн. часть атмосфер большинства звезд находится в состоянии, близком к гидростатич. равновесию. Исключение составляют гл. обр. ниж. части фотосфер звёзд с 7 з<8000 К, где важна роль конвекции, верх, части 3. а., где формируется звёздный ветер, а также 3. а. пульсирующих звёзд, эруптивных переменных звёзд и те участки 3. а., где происходят хромосфер-ные вспышки и некоторые другие активные процессы. [c.62]

Рис. 3. Распределение температуры и стадий ионизации кислорода и кремния в переходной области между хромосферой и короной Солнца.

Хромосфера Солнца Солнечный Фотосфера -протуберанец Солнца [c.351]

В атмосфере С., так же как и в атмосферах др. невырожденных звёзд (см. Звёздные атмосферы), выделяют три слоя фотосферу, хромосферу (см. также Хромосферы звёзд) и корону (см. Солнечная корона. Короны звёзд). Наблюдаемое непрерывное излучение в оптич. диапазоне генерируется в слов протяжённостью ок, 300 км — солнечной фотосфере. Оно является тепловым и достаточна точно описывается в видимой и близкой ИК-области спектра ф-цией Планка с эфф. темп-рой T a = 5830 К. Темп-ра в фотосфере падает с высотой, что приводит к наблюдаемому потемнению диска С. к краю (где видны поверхностные слои), небольшому — в красных лучах и более сильному — в синих и ультрафиолетовых. Небольшие флуктуации темп-ры спокойной фотосферы в горизонтальном направлении связаны, вероятно, с проникновением в эти слои горячего газа — поднимающихся из более глубоких сло- ёв конвективных потоков. Это солнечная грануляция — 592 яркие ячейки неправильной формы (гранулы) диамет- [c.592]

Ниж. часть 3. а., из к-рой выходит основная часть её излучении, иаз, фотосферой. В расположенных над ней внеш. частях 3. а. обычно выделяют хромосферу, иореходный слой и корону. [c.61]

В разных спектральных диапазонах уровень формирования непрерывного спектра (т 1) находится на разных геом. глубинах. Для коротковолновой области спектра (где относительно велико поглощение на ионах металлов) и для длинноволновой (где велико тормозное поглощение) уровень формирования непрерывного спектра может лежать в хромосфере (рис. 2), в к-рой градиент темп-ры направлен наружу, что приводит к увеличению яркости к краю диска и возникновению эмиссионных линий. Для звёзд с наиб, развитыми хромосферами (напр., звёзд типа Т Таи) это имеет место и в видимом диапазоне — вблизи максимума спектра излучения. Эмиссионные линии возникают также в звёздах с протяжёнными околозвёзд-ными оболочками, эффективно рассеивающими в спектральных линиях излучение фотосферы. [c.62]

Верх, слои 3. а. оптически тонки для большей части собств. излучения. Поэтому тепловой баланс там определяется объёмным охлаждением и нагревом. В таких условиях космич. плазма из-за тепловой неустойчивости распадается на слой с (1-5)-10 К, охлаждающийся в линиях наиб, обильных элементов — водорода и гелия п слой с It. Слой с лежит над фотосферой и получил назв. хромосферы. Внеш. слой с 7 sl0 К наз. короной. Между ними имеется тонкий слой, наз. переходпой областью с резким перепадом гемп-ры от 10 до 10 К, где распределение темн-ры определяется теплопроводностью, т. е. поток топла идёт сверху вниз. [c.63]

К. л. образуются в результате взаимодействия плазмы, вытекающей из хромосферы, с магн. полем Солнца. В ниж. короне (вплоть до высот В ) магн. поле является достаточно сильным, чтобы полностью контролировать течение плазмы (области I, II на рис. 2). При этом в областях с открытыми магн. силовыми линиями поле лишь направляет и канализирует потоки (область I). Здесь формируется солнечный ветер. В областях с замкнутыми силот вымп линиями (петлях) магн. поле препятствует истечению солнечной плазмы в межпланетное пространство (область И). По мере удаления [c.462]

Слой вещества, для к-рого т>1, наз. оптически толстым, такой слой практически непрозрачен для прямого излучения если т < 1, слой наз. оптически тонким. Т. к. показатель ослабления зависит от длипы волны X, то один и тот же слой вещества может быть оптически толстым для одного вида излучения и оптически тонки.м для другого. О. т. безоблачной атмосферы (для X — 0,55 мкм) равна 0,3, облаков над сушей 30, над океанам 20 О. т. солнечной фотосферы > 1, хромосферы 1 (для одних линий >1, для других <1), [c.443]

СОЛНЕЧНАЯ KOPOHA — внешняя, наиболее горячая и разреженная часть атмосферы Солнца, простирающаяся до Земли и далее. Она отделена от хромосферы тонким переходным слоем, в к-ром темп-ра резко возрастает от хромосферных (a 1(Н К) до корональных (a 10 К) значений. Темп-ра С. к, достигает максимума ((5 2.10 К) на высоте ок. Vjo радиуса Солнца от его поверхности и очень медленно падает (до —10 , К вблизи орбиты Земли) во внеш. короне (части С. к. выше температурного максимума), непрерывно расширяющейся в межпланетное пространство в виде солнечного ветра. Корональная плазма полностью ионизована, её хим. состав практически такой же, как в солнечной фотосфере. Средняя ки-нетич. темп-ра С. к. превышает 10 К. В полярных областях короны темп-ра ниже средней (возможно, в результате чрезвычайно сильного солнечного ветра, исходящего из полярных корональных дыр). В активных областях (см. Солнечная активность) темп-ра повышена примерно на 0,5.10 К, в корональвой части вспышки на Солнце — может достигать десятков млн. К. [c.579]

С. р. обеспечивает оси. отток тепловой энергии короны, т. к. теплопередача в хромосферу, эл.-магн. излучение короны и электронная теплопроводность С. в. недостаточны для установления теплового баланса короны. Электронная теплопроводность обеспечц- [c.587]

Выше, в самых поверхностных слоях С., энергия вновь переносится излучением. Излучение, приходящее от С. к внеш. наблюдателю, возникает в чрезвычайно тонком поверхностном слое --- фотосфере, имеющей толщину (1/2000) Д 350 км. Располагающиеся над фотосферой хромосфера и корона практически свЬбодно пропускают непрерывное оптич. излучение фотосферы (близкое к излучению абсолютно чёрного тела с темп-рой ок. 6000 К). Верх, часть фотосферы и переходную область между фотосферой и хромосферой иногда называют обращающим слоем. Этот слой прозрачен для частот непрерывного спектра. Однако в нек-рых частотах, определяемых строением образующих слой атомов, слой непрозрачен. Излучение на этих избранных частотах рассеивается или поглощается обращающем слоем, и в спектре появляются линии поглощения, к-рые иногда называют фраунгоферовыми линиями. Практически вся энергия излучения Солнца заключена в непрерывном излучении фотосферы, приходящемся на интервал длин волн от 1500 А до 0,5 см. [c.589]

При темп-рах 10 К (хромосфера) и 10 К (корона), а также в переходном слое с промежуточными темП рами появляются ИОВЫ разя, элементов. Соответствующие этим ионам эмиссионные линии довольно многочислен-ны в КВ-части спектра (Я, < 1800 А). Спектр в этой области состоит из отд. эмиссионных линий, самые яркие из к-рых — линия водорода (1216 А) и линия нейтрального (584 Л) и ионизованного (304 А) гелия. Излучение в этих линиях выходит из области эмиссии практически не поглощаясь. Излучение в радио- и рентг. областях сильно зависит от степени солнечной активности, увеличиваясь или уменьшаясь в неск. раз в течение 11-летнего солнечного цикла и заметно возрастая при вспышках на Солнце. [c.590]

Физ. характеристики разл. слоёв приведены на рис. 1 (условно выделена ниж. хромосфера толщиной 1500 км, где газ более однороден). Нагрев верх, атмосферы С. (хромосферы и короны) может быть обусловлен мехаапч. энергией, переносимой волнами, возникающими в верх, части конвективной зоны, и [c.590]

Рис. 1. Физические характеристики слоёв Солнца р — плотность. Т — температура, р — давление, п — число частиц в 1 см. Толщина фотос( ры и хромосферы на рисунке несколько преувеличена.

Рис. 3 Распределение температуры Г, концентрации нейтраль ного водорода п и свободных электронов п в фотосфере я нижней хромосфере (Л — высота в км).

Хромосфера с Г 10000 К является источником линейчатого излучения металлов, водорода и гелия. Линии наблюдаются в излучении за краем диска и в поглощении — в проекции на диск. Горизонтальная неоднородность хромосферы проявляется при наблюдениях в частотах линий водорода, Н а К ионизов. кальция и нек-рых других. Наиб, характерной является хромо-сферная сетка ячейки диам. 20—30 тыс. км, покрывающие весь диск. Газ в ячейках растекается от центра к периферии со скоростями 0,3—0,4 км/с. Происхождение хромосферной сетки связано с наличием конвективных движении масштаба — супер-, или сверхгрануляции. Из границ хромосферной сетки выбрасывается большее кол-во спикул, чем из центр, частей ячеек. [c.592]

Над хромосферой располагается оболочка разреженного горячего газа (корона). В первом приближении плотность газа падает при удалении от лимба по гид-ростатич. закону (с уменьшением плотности в е раз на расстоянии ок, 0,1 Л ), Плотности в основании короны изменяются от 10 см в активных и до 6-10 см" в самых разреженных участках, т. н. корональныз дырах. [c.592]

Энциклопедия по машиностроению XXL

Оборудование, материаловедение, механика и ...