Solens atmosfär
En stjärnas atmosfär och således även solens atmosfär utgörs av den yttre regionen av stjärnans volym, det som ligger ovanför kärnan, strålningszonen och konvektionszonen. Den delas in i flera regioner med distinkta egenskaper:
Fotosfären, som är atmosfärens lägsta och kallaste lager, den är normalt sett den enda synliga delen. [1] Ljus som lämnar stjärnans yta kommer från denna region och passerar genom de högre lagren. Solens fotosfär har en effektiv temperatur mellan 5770 och 5780 K. [2][3] Solfläckar, kallare regioner på magnetfältet ligger i fotosfären. [3]
Ovanför fotosfären ligger kromosfären. Denna del av en stjärnas atmosfär kyls först ner och värms sedan upp till ungefär 10 ggr temperaturen i fotosfären.
Transitionszon
redigeraOvanför kromosfären ligger transitionszonen (övergångszonen), där temperaturen snabbt ökar. Denna anges i standardmodellen endast vara ca 100 km. [4]
Den yttersta delen av stjärnans atmosfär är koronan, ett tunt plasma som har en temperatur över 1 000 000 Kelvin. [5] Medan alla mogna stjärnor har transitionszoner och koronor så har inte alla gamla stjärnor det. Det verkar som om bara vissa jättar och några få superjättar har koronor. Ett olöst problem inom astrofysiken är hur koronan kan värmas upp till så höga temperaturer. Svaret finns troligen i magnetfälten men den exakta mekanismen fortfarande oklar.[6]
Under en total solförmörkelse är solens fotosfär täckt av månen och man ser då det yttre lagren. [1] Under förmörkelsen kan man kort observera kromosfären som en tunn rosaaktig båge,[7] och koronan ses som en tufsig halo. Samma fenomen hos binära stjärnor kan göra kromosfären synlig. [8]
Se även
redigera- Cecilia Payne-Gaposchkin, som först föreslog den i nuläget accepterade uppdelningen av stjärnors atmosfärer.
Källor
redigera- ^ [a b] ”"Beyond the Blue Horizon" – A Total Solar Eclipse Chase”. 5 augusti 1999. http://www.sciencedaily.com/releases/1999/08/990805111308.htm. Läst 21 maj 2010. ”On ordinary days, the corona is hidden by the blue sky, since it is about a million times fainter than the layer of the sun we see shining every day, the photosphere.”
- ^ Mariska, J.T.. The solar transition region. Cambridge Astrophysics Series. Cambridge University Press. ISBN 978-0-521-38261-8. http://www.cambridge.org/catalogue/catalogue.asp?isbn=9780521382618&ss=toc
- ^ [a b] Lang, K.R. (September 2006). ”5.1 MAGNETIC FIELDS IN THE VISIBLE PHOTOSPHERE”. Sun, earth, and sky (2nd). Springer. sid. 81. ISBN 978-0-387-30456-4. ”detta ogenomskinliga lager är fotosfären, nivån på solen varifrån vi får vårt ljus och värme”
- ^ Mariska, J.T.. The solar transition region. sid. 60. ISBN 978-0-521-38261-8. ”100 km suggested by average models”
- ^ R.C. Altrock (2004). ”The Temperature of the Low Corona During Solar Cycles 21–23”. Solar Physics 224: sid. 255. doi:. Bibcode: 2004SoPh..224..255A.
- ^ ”The Sun's Corona – Introduction”. NASA. http://imagine.gsfc.nasa.gov/docs/science/mysteries_l1/corona.html. Läst 21 maj 2010. ”Now most scientists believe that the heating of the corona is linked to the interaction of the magnetic field lines.”
- ^ Lewis, J.S. (2004-02-23). Physics and chemistry of the solar system (Second). Elsevier Academic Press. sid. 87. ISBN 978-0-12-446744-6. ”The dominant color is influenced by the Balmer radiation of atomic hydrogen”
- ^ Griffin, R.E. (2007-08-27). Hartkopft, W.I.; Guinan, E.F.. red. Only Binary Stars Can Help Us Actually SEE a Stellar Chromosphere (1). Cambridge University Press. sid. 460. doi:. ISBN 978-0-521-86348-3. http://journals.cambridge.org/action/displayAbstract;jsessionid=4D942A9E34D86C61DB71B8CA41182D5A.tomcat1?fromPage=online&aid=1297860. Läst 21 maj 2010