Chromosfera
.svg) | Ten artykuł od 2009-09 zawiera treści, przy których brakuje odnośników do źródeł. |
| 1. Jądro 2. Strefa promienista 3. Strefa konwektywna 4. Fotosfera 5. Chromosfera | 6. Korona 7. Plama słoneczna 8. Granule 9. Protuberancje |
Chromosfera (łac. chroma barwa + sfera) – warstwa atmosfery słonecznej, znajdująca się pomiędzy fotosferą, a warstwa przejściową. Chromosferę charakteryzuje powolny wzrost temperatury od 4400 K do 25 000 K ze wzrostem wysokości ponad powierzchnię Słońca od 500 km do około 2000 km. Dolna granica chromosfery wyznaczona jest przez minimum temperatury w atmosferze Słońca (4400 K), które znajduje się około 500 km powyżej powierzchni Słońca[2].
Struktury w chromosferze
Struktury chromosferyczne charakteryzują się zróżnicowaną wielkością oraz czasem istnienia. Struktury chromosferyczne uszeregowane od największych do najmniejszych wielkością:
- Siatka chromosferyczna - wielkoskalowa struktura obserwowana w Hα i CaII, widoczna na zdjęciach jako pojaśnienia przyjmujące postać siatki z komórkami o rozmiarze około 30000 km (30 Mm) i oplatającej Słońce. Rozmiar, czas istnienia oraz ewolucja komórek siatki chromosferycznej jest związana z wielkoskalową konwekcją materii pod fotosferą (supergranulacją)[2].
- protuberancje i wstęgi chromosferyczne
- spikule (bryzgi chromosferyczne)
- bomby Elermana[3]
- bomby IRIS[3]
Charakterystycznymi elementami chromosfery są cienkie twory w kształcie "palców" świecącego gazu, które przypominają źdźbła pola ognistej trawy wyrastającej z fotosfery. Są to spikule (bryzgi chromosferyczne). Materia ta unosi się do szczytu chromosfery, a następnie po około 10 minutach opada na fotosferę.
Spikule nie są rozmieszczone w chromosferze przypadkowo, lecz gromadzą się na brzegach dużych komórek o rozmiarach około 30 000 km. Struktura tych komórek zwana jest siatką chromosferyczną.
W obszarach wzmożonej aktywności jasność chromosfery jest wyraźnie większa niż w obszarach spokojnych. Rozległe obszary jaśniejszej chromosfery zwane są polami pochodni.
Oprócz obszarów pojaśnionych w chromosferze obserwuje się długie ciemne włókna, które w istocie są protuberancjami spokojnymi widzianymi na tle tarczy Słońca.
Wzrost temperatury w chromosferze
Zgodnie z drugą zasadą termodynamiki przekaz energii możliwy jest od ciała o wyższej temperaturze do ciała o temperaturze niższej. Zatem wzrost temperatury wraz z wysokością ponad powierzchnie Słońca sugeruje istnienie mechanizmów, które generują dodatkową energię w chromosferze (tzw. podgrzewanie chromosfery). Głównymi czynnikami odpowiedzialnymi wzrost temperatury w chromosferze są zjawiska magnetyczne (np.: rekoneksja magnetyczna) oraz fale akustyczne[2].
Obserwacje
Obserwacje struktur chromosfery dokonuje się w szerokim zakresie widma od EUV do emisji radiowej.
Wizualne
Chromosfera jest widoczna gołym okiem jedynie podczas całkowitych zaćmień Słońca. Zaraz po zakryciu fotosfery przez Księżyc widać cienką purpurową obwódkę otaczającą z jednej strony ciemny dysk Księżyca. Charakterystyczna barwa tej obwódki jest powodem, dla którego nazwano ja chromosferą. Wynika ona z silnej emisji w linii Hα (656,3 nm), która znajduje się w czerwonej części widma[4].
Obserwacje satelitarne
Obserwację chromosfery prowadzi się z wykorzystaniem satelitów (satelita/instrument):
Linie chromosferyczne
Do obserwacji struktur w chromosferze stosuje się linie widmowe Hα; MgII; CaII[5]; O I (110 nm); He I( 50.4 nm))[6]
Pomiar pola magnetycznego w chromosferze wykonuje się z użyciem metod polarymetrycznych linii: Hβ; Na D; He I (1083)[6]
Chromosfery gwiazdowe
Badania chromosfer gwiazdowych prowadzi się używających tych samych linii widmowych jak w przypadku badań Słońca (zwłaszcza CaII oraz Hα)[7].
Istnienie chromosfer na innych gwiazdach stwierdzono pośrednio poprzez obserwacje emisji z obszaru jąder linii absorpcyjnych, zarówno w optycznym, jak i ultrafioletowym zakresie widma. Chromosfery mają gwiazdy o typach widmowych "późniejszych" niż F0. Rejestrowana jest również zmienność fotometryczna związana z powstawaniem pól pochodni i cykle gwiazdowe o okresach kilku, kilkunastu lub nawet kilkudziesięciu lat. Chromosfery mają także gwiazdy odewoluowane z konwektywnymi otoczkami, co wiadomo np. z badań nad asymetrią profili linii widmowych.
Linki zewnętrzne
Obserwacje satelitarne chromosfery z wykorzystaniem satelity SDO -SDO/AIA 304
Przypisy
- ↑ Krzysztof Jahn Atmosfera Słońca w:"Wirtualnym Wszechświecie"
- ↑ a b c Eric Priest, Magnetohydrodynamics of the Sun, Cambridge University Press, 2014, ISBN 978-0-521-85471-9.
- ↑ a b Markus J Aschwanden, New millennium solar physics, Cham, Switzerland, ISBN 978-3-030-13956-8, OCLC 1102592858 [dostęp 2020-05-16].
- ↑ A. Dalgarno, Spectroscopy of astrophysical plasmas, D. Layzer, Cambridge University Press, 1987, ISBN 0-521-26315-8.
- ↑ chromosfera Słońca, [w:] Encyklopedia PWN [online] [dostęp 2020-05-15].
- ↑ a b Sami Solanki, Structure of the solar chromosphere, „Proceedings of International Astronomical Union”, Cambridge University Press, 2004, DOI: 10.1017/S1743921304005587 (ang.).
- ↑ Oddbjørn Engvold, The Sun as a Guide to Stellar Physics, Elsevier, 2019, DOI: 10.1016/C2017-0-01365-4, ISBN 978-0-12-814334-6.
Media użyte na tej stronie
Autor: Pbroks13, Licencja: CC BY-SA 3.0
Diagram of the Sun.
1. Core
2. Radiative zone
3. Convective zone
4. Photosphere
5. Chromosphere
6. Corona
7. Sunspot
8. Granules
Autor: Luc.rouppe, Licencja: CC BY-SA 4.0
This image was observed with the SOUP instrument at the Swedish 1-meter Solar Telescope (SST) on La Palma (Spain) and shows spicules close to the solar limb. Spicules are thin, elongated jets of a few hundred kilometers wide. They reach up to 6000 km height and can move at speeds of more than 100 km/s. Spicules are found all over the solar surface, but can be observed most easily near the limb of the Sun.The image is taken at a Doppler offset of +0.07 nm in the red wing of the H-alpha spectral line.
Instrument: Swedish 1-m Solar Telescope / Solar Optical Universal Polarimeter (SOUP) / wavelength: H-alpha red wing (656.30 + 0.07 nm)
Observation and data reduction : Oystein Langangen and Luc Rouppe van der Voort (University of Oslo, Norway)Autor:
- Atmosfera_slonca.gif - user Falewicz; remade by me (user Vearthy)
- derivative work: Vearthy (talk)
Przebieg temperatury w atmosferze słonecznej wraz wysokością.