Stjerneatmosfære

Fra Wikipedia, den frie encyklopedi
Gå til: navigasjon, søk

Stjerneatmosfærenn er den ytre regionen av en stjernes volum, og ligger over stjernekjernen, strålingssonen og konveksjonssonen. Den er delt inn i flere regioner av distinkte karakterer:

  • Fotosfæren, som er atmosfærens laveste og kaldeste lag, er normalt dens eneste synlige del.[1] Lys som slipper ut fra stjernens overflate stammer fra denne regionen og passerer gjennom de overforliggende lagene. Solens fotosfære har en temperatur på mellom 5 770–5 780 K.[2][3] Stjerneflekker, som er kjølige regioner av forstyrret magnetfelt ligger på fotosfæren.[3]
  • Over fotosfæren ligger kromosfæren. Denne delen av atmosfæren kjøles først ned før den blir varmet opp til temperaturer opp mot 10 ganger temperaturen i fotosfæren.
  • Over kromosfæren ligger overgangsregionen hvor temperaturen øker raskt over en avstand på bare ca. 100 km.[4]
  • Den ytterste delen av stjerneatmosfæren er koronaen, en tynn plasma som har en temperatur på over én million Kelvin.[5] Mens alle stjernene i hovedserien innehar overgangsregioner og korona, har ikke alle utviklete stjerner det. Det later til at bare noen kjempestjerner og svært få superkjemper har koronaer. Et uløst problem innen astrofysikken og stjernene er hvordan koronaen kan bli varmet opp til slike høye temperaturer. Svaret ligger i magnetfeltet, men den eksakte mekanismen er fortsatt uklar.[6]

Under en total solformørkelse mørklegges solens fotosfære og atmosfærens andre lag kommer til syne.[1] Ved observasjoner under en formørkelse vises solens kromosfære (i kort tid) som en tynn rosa bue,[7] og dens korona blir sett som en tufsete halo. Det samme fenomenet i formørkelsesvariable dobbeltstjerner kan gjøre kromosfæren til superkjemper synlige.[8]

Referanser[rediger | rediger kilde]

  1. ^ a b «"Beyond the Blue Horizon" -- A Total Solar Eclipse Chase». 5. august 1999. Besøkt 21. mai 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.» 
  2. ^ Mariska, J.T. The solar transition region. Cambridge Astrophysics Series. Cambridge University Press. ISBN 9780521382618. 
  3. ^ a b Lang, K.R. (2006). «5.1 MAGNETIC FIELDS IN THE VISIBLE PHOTOSPHERE». Sun, earth, and sky (2nd utg.). Springer. s. 81. ISBN 978-0387304564. «this opaque layer is the photosphere, the level of the Sun from which we get our light and heat» 
  4. ^ Mariska, J.T. The solar transition region. s. 60. ISBN 9780521382618. «100 km suggested by average models» 
  5. ^ R.C. Altrock (2004). «The Temperature of the Low Corona During Solar Cycles 21–23». Solar Physics, 224, s. 255. Bibcode:2004SoPh..224..255A. doi:10.1007/s11207-005-6502-4. 
  6. ^ «The Sun's Corona - Introduction». NASA. Besøkt 21. mai 2010. «Now most scientists believe that the heating of the corona is linked to the interaction of the magnetic field lines.» 
  7. ^ Lewis, J.S. (23. februar 2004). Physics and chemistry of the solar system (second utg.). Elsevier Academic Press. s. 87. ISBN 978-0124467446. «The dominant color is influenced by the Balmer radiation of atomic hydrogen» 
  8. ^ Griffin, R.E. (27. august 2007). Hartkopft, W.I.; Guinan, E.F., red. Only Binary Stars Can Help Us Actually SEE a Stellar Chromosphere (1 utg.). Cambridge University Press. s. 460. doi:10.1017/S1743921307006163. ISBN 978-0521863483. Besøkt 21. mai 2010.