Фотосфера

Фотосфера — это слой атмосферы звезды (Солнца), в котором формируется подавляющая часть излуче­ния (непрерывный спектр), приходящего к наблюдателю.

Поверхностью фотосферы (соответственно и поверхностью звезды) условно называется уровень, излучение которого, про­ходя в направлении к наблюдателю, ослабляется за счёт по­глощения в вышележащих слоях вещества точно в 2,7 раза. Температура на этом уровне считается температурой звезды. У Солнца она равна 5700 K.

Фотосфера Солнца излучает настоль­ко много света, что слабое излучение более высоких его сло­ёв можно наблюдать только во время полного солнечного за­тмения, когда диск Луны полностью закрывает фотосферу и становятся видны хромосфера и корона Солнца.

Рис. 59. Формирование на­блюдаемого излучения Солнца
Загрузка...

Разобьём мысленно Солнце на кон­центрические сферы (рис. 61). Самую внешнюю сферу прове­дём так, чтобы вышедшее с её поверхности излучение уже почти не поглощалось в вышележащих слоях Солнца (сфе­ра 0 на рисунке 59). Условие «почти не поглощалось» слиш­ком неопределённое. Поэтому таких сфер можно провести сколько угодно, но выбирают сферу так, чтобы её радиус был по возможности меньшим. Некоторая неопределённость в этом выборе не играет никакой роли. Назовём эту сферу нулевым уровнем. От этого уровня отсчиты­вается вдоль радиуса геометричес­кая глубина. Толщину каждого следующего слоя выбираем так, чтобы излучение, распространяю­щееся вдоль радиуса, ослаблялось в 2,7 раза (это число выбрано со­гласно требованиям математичес­кого анализа). В астрофизике при­нято говорить, что такой слой имеет оптическую толщину, рав­ную единице, а поверхность сферы 1 лежит на оптической глубине, равной единице.

Загрузка...

Рассмотрим излучение, приходящее к нам от центра види­мого диска Солнца (оно распространяется вдоль луча I). Это излучение формируется всеми слоями Солнца. Однако вклад в приходящее к нам излучение каждого из них неодинаков. Небольшой вклад вносят самый поверхностный слой (его тем­пература относительно невысокая и излучаемая энергия мала) и самые глубокие слои (слои 4 более глубокие, см. рис. 61).

В глубоких слоях температура высокая и излучается мно­го энергии, но большая её часть поглощается веществом вы­шележащих слоёв. Пройдя слой, оптическая толщина которо­го равна единице, излучение ослабляется в 2,7 раза. Как по­казывают расчёты, подавляющая часть излучения, приходя­щего к нам от Солнца, формируется на поверхности сферы 1, т. е. оно ослабляется по пути к наблюдателю в 2,7 раза (ос­лабление происходит на пути от сферы 1 к сфере 0, так как дальше поглощения нет). Интенсивность излучения определя­ется температурой на поверхности сферы 1, которая лежит на оптической глубине, равной единице.

Видимый край Солнца

Потемнение к краю

Луч I (рис. 59) показывает направление распростране­ния излучения, идущего к нам от центра, а лучи II—IV — от точек, расположенных ближе к краю диска. Физические условия в слое, ограниченном сферами 1 и 0, меняются так, что оптическая глубина, измеренная вдоль лучей IIIV, про­порциональна пути, пройденному в области между нулевой и первой сферами. Как видно из рисунка, слой, из которого приходит к нам излучение, на краю диска расположен на меньшей геометрической глубине. Но температура вещества уменьшается с уменьшением глубины. Поэтому от края диска к нам приходит меньше энергии. Это и является причиной потепления и потемнения к краю. Явление потемнения к краю характерно для любого светящегося газового шара.

У твёрдых тел, осо­бенно шероховатых, светящихся отражённым светом, наблю­дается обратный эффект, который проявляется в том, что край видимого диска Луны более яркий. В этом легко убе­диться, посмотрев на Луну.

Резкий край

Даже при наблюде­нии в телескоп край Солнца представляется резким. В то же время ясно, что в газе не может быть никаких граничных по­верхностей. Материал с сайта http://wikiwhat.ru

На рисунке 60 показаны отдельно два луча, проходящие вблизи видимого края Солнца. В луче I оптическая глубина равна единице, в луче II — нулю. Соответственно и излучение в направлении луча I формируется на уровне фото­сферы, а в луче II равно нулю. Расстояние меж­ду лучами около 300 км, оно соответствует для наблюдателя на Земле углу 0,5”, что недоступно большинству солнечных телескопов. Именно по­этому край Солнца нам кажется резким.

Грануляция

На фотографиях Солнца хорошо видно, что его поверхность образована совокупнос­тью ярких площадок, разделённых более темными промежут­ками. Эти площадки называются гранулами, а явление их образования — грануляцией. Средний размер гранул около 700 км, среднее время жизни около 8 мин.

Каждая гранула — это конвективный пузырь, достигший поверхности Солнца. Его верхняя часть попадает в область, где оптическая глубина меньше единицы, и излучение прак­тически свободно уходит в космос. Температура в пузыре при­мерно на 200 K выше, чем в окружающей фотосфере, поэто­му его яркость заметно выше.

Картинки (фото, рисунки)

  • Рис. 59. Формирование на­блюдаемого излучения Солнца
  • Рис. 60. К объяснению резкости солнечного края
  • Грануляция
На этой странице материал по темам:
  • Фотосфера це

  • Объём фотосфера солнца

  • Фотосфера грануляция

  • Объяснение грануляции в фотосфере

  • Видимый край солнца что это

Материал с сайта http://WikiWhat.ru