Chromosfera


Chromosfera w encyklopedii

Z Wikipedii, wolnej encyklopedii To jest najnowsza wersja przejrzana, która została oznaczona 2 cze 2020. Od tego czasu wykonano 1 zmianę, która oczekuje na przejrzenie. Przejdź do nawigacji Przejdź do wyszukiwania Budowa Słońca, gwiazdy typu G: Przebieg temperatury wraz z wysokością w atmosferze słonecznej[1]. Słońce obserwowane przez teleskop z filtrem H-alpha Chromosfera podczas całkowitego zaćmienia Słońca we Francji 11 sierpnia 1999 Spikule w chromosferze

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 oraz spadek ciśnienia od 10-5 kg/m3 do 10-10 kg/m3 wraz 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 znajdujące się około 500 km powyżej powierzchni Słońca[2].

Spis treści

Struktury w chromosferze | edytuj kod

Stuktury chromosferyczne charakteryzują się zróżnicowaną wielkością oraz czasem istnienia. Poniższa lista prezentuje struktury chromosferyczne uszeregowane od największych do najmniejszych wielkością.

  • Siatka chromosferyczna - wielkoskalowa struktura obserowana w Hα and 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 ogromnego pola ognistej trawy wyrastającej z fotosfery. Są to spikule (bryzgi chromosferyczne). Materia ta unosi się do szczytu chromosfery, a następnie po ok. 10 min. opada na fotosferę.

Spikule nie są rozmieszczone w chromosferze przypadkowo, lecz gromadzą się na brzegach dużych komórek o rozmiarach około 30000 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 | edytuj kod

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 | edytuj kod

Obserwacje struktur chromosfery dokonuje się w szerokim zakresie widma od EUV do emisji radiowej.

Wizualne | edytuj kod

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 | edytuj kod

Obserwację chromosfery prowadzi się z wykorzystaniem satelitów (satelita/instrument):

-SOHO/EIT

-STEREO

-SDO/AIA

-IRIS

Linie chromosferyczne | edytuj kod

Do obserwacji struktur w chromosferze stosuje się następujące linie widmowe:

Hα; MgII; CaII[5]; O I (110 nm); He I( 50.4 nm))[6]

Pomiar pola magnetyczne w chromosferze wykonuje się z użyciem metod polarymetrycznych:

Hβ; Na D; He I (1083)[6]

Chromosfery gwiazdowe | edytuj kod

Badania chromosfer gwiazdowych prowadzi się używających tych samych lini 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 | edytuj kod

Obserwacje satelitarne chromosfery z wykorzystaniem satelity SDO -SDO/AIA 304

Przypisy | edytuj kod

  1. Krzysztof Jahn Atmosfera Słońca w:"Wirtualnym Wszechświecie"
  2. a b c EricE. Priest EricE., Magnetohydrodynamics of the Sun, Cambridge University Press, 2014, ISBN 978-0-521-85471-9 .
  3. a b Markus JM.J. Aschwanden Markus JM.J., New millennium solar physics, Cham, Switzerland, ISBN 978-3-030-13956-8, OCLC 1102592858 [dostęp 2020-05-16] .
  4. A.A. Dalgarno A.A., Spectroscopy of astrophysical plasmas, D.D. Layzer, Cambridge University Press, 1987, ISBN 0-521-26315-8 .
  5. chromosfera Słońca, [w:] Encyklopedia PWN [online] [dostęp 2020-05-15] .
  6. a b SamiS. Solanki SamiS., Structure of the solar chromosphere, „Proceedings of International Astronomical Union”, Cambridge University Press, 2004, DOI10.1017/S1743921304005587  (ang.).
  7. OddbjørnO. Engvold OddbjørnO., The Sun as a Guide to Stellar Physics, Elsevier, 2019, DOI10.1016/C2017-0-01365-4, ISBN 978-0-12-814334-6 .
Kontrola autorytatywna (shell of an astronomical object):
Na podstawie artykułu: "Chromosfera" pochodzącego z Wikipedii
OryginałEdytujHistoria i autorzy