Фотосфера

Фотосфера — видимий диск Сонця. Помітне потемніння до краю і сонячні плями

Фотосфера — шар атмосфери зорі, в якому формується неперервний спектр оптичного випромінювання, що доходить до спостерігача. Оптична товщина цього шару сягає кількох одиниць, унаслідок чого фотосфера практично повністю поглинає і перевипромінює енергію, що йде з глибини зорі. Спектральний розподіл енергії випромінювання (у випадку, коли коефіцієнт поглинання слабо залежить від довжини хвилі) приблизно відповідає закону випромінювання Планка з ефективною температурою T_e. У верхніх шарах фотосфери формуються також спектральні лінії поглинання атомів та іонів (фраунгоферові лінії).

Інтенсивність і спектральний розподіл випромінювання фотосфери несуть інформацію про фізичні умови і хімічний склад поверхні зорі. Фізичні умови у фотосфері стаціонарної зорі можуть бути обчислені шляхом розв'язання рівняння гідростатичної рівноваги спільно з рівнянням стану. У певних випадках враховується також перенесення енергії конвекцією. Параметрами, що визначають модель, є сила тяжіння на поверхні зорі та повний потік випромінювання, проінтегрований за всіма частотами:
$F=\sigma T_{e}^{4}$, де:

• F — потужність випромінювання
• σ — стала Стефана-Больцмана

Результатом розв'язку цих рівнянь є так звані моделі атмосфер, які визначають зростання температури, електронної густини і газового тиску з глибиною. Протяжність фотосфери углиб становить:

• для Сонця — ~300 км.
• для зір спектрального класу A0V — ~1000 км.
• для гіганта класу G — ~10⁴—10⁵ км.

Тобто, здебільшого, глибина фотосфери набагато менша за радіус зорі. Цим, зокрема, визначається чіткий спостережуваний край диску Сонця. Температура у фотосфері зростає з глибиною (наприклад, у зорі спектрального класу A0 T_e змінюється приблизно від 9 000 до 12 000 К при незначній зміні густини речовини, що становить ~10^-9 г/см³). Збільшення температури з глибиною призводить до спостережуваного потемніння від центру сонячного до його краю, оскільки промінь від краю диску йде майже по дотичній до поверхні зорі і долає у фотосфері більший шлях, ніж промінь, що виходить із центру диску.

Моделі атмосфер застосовуються для аналізу хімічного складу зір, оскільки дозволяють розрахувати стан іонізації та збудження атомів і, таким чином, інтенсивність спектральних ліній поглинання чи випромінювання. Завдання знаходження хімічного складу і розрахунок моделі вирішуються взаємоузгоджено, оскільки хімічний склад визначає коефіцієнти поглинання, що входять до рівняння перенесення випромінювання, і, таким чином, впливає на модель фотосфери. Конвективне перенесення енергії починає відігравати помітну роль для зір спектральних класів F5 і пізніших. Конвективні осередки проникають у фотосферу і створюють горизонтальні неоднорідності температури та яскравості. Такі неоднорідності спостерігаються у фотосфері Сонця у вигляді сонячної грануляції. Спричинити неоднорідність фотосфери може також наявність магнітного поля. На рівні фотосфери магнітне поле частково уповільнює конвективні потоки й призводить до утворення у фотосфері темних плям (завдяки меншій $T_{e}$ всередині плями), у той час як над фотосферою воно спричиняє додаткове нагрівання плазми, яка прискорюється магнітним полем і виривається з «магнітної пастки» у вигляді яскравих сонячних факелів.

Див. також

• Сонячна атмосфера й сонячна активність
• Сонячні плями

Джерела

• В.Л.Хохлова (1986). Фотосфера. Физика космоса (на сайте Астронет) (російською) . Архів оригіналу за 25 червня 2013. Процитовано 31 серпня 2010.

Посилання

• Фотосфера // Універсальний словник-енциклопедія. — 4-те вид. — К. : Тека, 2006.