Ағылшыншамен салыстырыңыз: абзацты басыңыз — түпнұсқа терезеде ашылады. Абзац астындағы EN түймесі оны мәтін ішінде көрсетеді.
Мазмұны
Кіріспе
Жұлдыз атмосферасының қабаты
Layer of a star's atmosphere
Хромосфера ("түсті шар") – жұлдыз атмосферасының фотосферадан жоғары, ал күннің өтпелі аймағы мен коронасынан төмен орналасқан екінші қабаты. Бұл термин көбінесе Күннің хромосферасын білдіреді, бірақ оған ғана шектелмейді. Күн атмосферасында хромосфераның биіктігі шамамен Күн радиусының 1%-ына тең немесе ең қалың жерінде одан сәл артық. Оның фотосферамен шекарасында біртекті қабаты бар. Осы біртекті аймақтан түк сияқты плазма ағындары – спикулалар көтеріліп, хромосфера арқылы өсіп, жоғарыдағы коронаға дейін созылады. Хромосфера Hα спектрлік сызығындағы электромагниттік сәулеленуге байланысты ерекше қызыл түспен ерекшеленеді. Хромосфера туралы ақпарат көбінесе оның шығаратын электромагниттік сәулеленуін талдау арқылы алынады. Хромосфера 393,4 нанометр толқын ұзындығындағы (Кальций K сызығы) күн спектрінің күлгін бөлігінде иондалған кальций, Ca II шығаратын жарықта да көрінеді. Күннен басқа жұлдыздарда да хромосфералар байқалған. Ірі жұлдыздарда хромосфера кейде жұлдыздың маңызды бөлігін құрайды. Мысалы, супергигант Antares жұлдызының хромосферасы жұлдыз радиусынан 2,5 есе қалың екені анықталды.
A chromosphere ("sphere of color") is the second layer of a star's atmosphere, located above the photosphere and below the solar transition region and corona. The term usually refers to the Sun's chromosphere, but not exclusively. In the Sun's atmosphere, the chromosphere is roughly in height, or slightly more than 1% of the Sun's radius at maximum thickness. It possesses a homogeneous layer at the boundary with the photosphere. Hair like jets of plasma, called spicules, rise from this homogeneous region and through the chromosphere, extending up to into the corona above. The chromosphere has a characteristic red color due to electromagnetic emissions in the Hα spectral line. Information about the chromosphere is primarily obtained by analysis of its emitted electromagnetic radiation. The chromosphere is also visible in the light emitted by ionized calcium, Ca II, in the violet part of the solar spectrum at a wavelength of 393.4 nanometers (the Calcium K line). Chromospheres have also been observed on stars other than the Sun. On large stars, chromospheres sometimes make up a significant proportion of the entire star. For example, the chromosphere of supergiant star Antares has been found to be about 2.5 times larger in thickness than the star's radius.
Физикалық қасиеттері
Күннің хромосферасының тығыздығы Күн ортасынан қашықтықпен бірге экспоненциалды түрде кемиді, шамамен 10 миллион есеге төмендейді – хромосфераның ішкі шекарасында шамамен 2-ден сыртқы шекарасында 1,6-дан астам емес мәнге дейін. Температура бастапқыда ішкі шекарада шамамен 6000-нан шамамен 3800-ға дейін төмендеп, кейін 35000-ға дейін артады. Арнайы құралдарсыз хромосфераны фотосфераның күшті жарығынан көру мүмкін емес. Хромосфера спектрінде эмиссиялық сызықтар басым. Оның ең күшті сызықтарының бірі – 656,3 толқын ұзындығындағы Hα сызығы; бұл сызық сутек атомының электроны n=3 энергия деңгейінен n=2 энергия деңгейіне өткеңде пайда болады. 656,3 толқын ұзындығы спектрдің қызыл бөлігіне жатады, осының салдарынан хромосфера ерекше қызғылт түспен сипатталады.
The density of the Sun's chromosphere decreases exponentially with distance from the center of the Sun by a factor of roughly 10 million, from about 2 at the chromosphere's inner boundary to under 1.6 at the outer boundary. The temperature initially decreases from the inner boundary at about 6,000 to a minimum of approximately 3,800, but then increasing to upwards of 35,000 Without special equipment, the chromosphere cannot normally be seen due to the overwhelming brightness of the photosphere. The chromosphere's spectrum is dominated by emission lines. In particular, one of its strongest lines is the Hα at a wavelength of 656.3; this line is emitted by a hydrogen atom whenever its electron makes a transition from the n=3 to the n=2 energy level. A wavelength of 656.3 is in the red part of the spectrum, which causes the chromosphere to have a characteristic reddish colour.
құбылыстар
Хромосфераларда көптеген әртүрлі құбылыстарды көруге болады.
Many different phenomena can be observed in chromospheres.
Ауасы
Плага – жұлдыздық хромосфералардың ішіндегі ерекше жарқын аймақ, ол көбінесе магниттік активтікпен байланысты.
A plage is a particularly bright region within stellar chromospheres, which are often associated with magnetic activity.
Асқынулар
SOHO ғарыш станциясындағы SUMER құралымен жасалған алғашқы байқаулардан бері күннің хромосферасында 3-тен 10-ға дейінгі жиіліктегі мерзімді тербелістер табылды, бұл үш минуттық циклмен сәйкес келеді. Плазма жылдамдығының радиалды компонентінің тербелістері жоғары хромосфераға тән. Фотосфералық грануляция үлгісінде әдетте 20-дан жоғары жиілікті тербелістер байқалмайды; алайда, TRACE арқылы күн атмосферасында (өтпелі аймақ және корона температураларына тән) 100 жиілікті немесе 10 кезеңді жоғары жиілікті толқындар анықталды.
Since the first observations with the instrument SUMER on board SOHO, periodic oscillations in the solar chromosphere have been found with a frequency from 3 to 10, corresponding to a characteristic periodic time of three minutes. Oscillations of the radial component of the plasma velocity are typical of the high chromosphere. The photospheric granulation pattern usually has no oscillations above 20; however, higher frequency waves (100, or a 10 period) were detected in the solar atmosphere (at temperatures typical of the transition region and corona) by TRACE.
Бұрандалар
Плазмалық циклдерді Күннің хромосферасындағы дискінің шекарасында көруге болады. Олар күндегі жарқыраған шығыңқылардан (проминенстерден) өзгеше, себебі олар концентрлі доғалар болып келеді, олардың ең жоғары температурасы 0,1 шамасында (короналық құбылыстар деп санауға тым төмен). Бұл салқын температуралы циклдер айқын өзгергіштік көрсетеді: олар кейбір ультракөк сәуле сызықтарында бір сағаттан кем уақыт ішінде пайда болып, жоғалады, немесе 10–20 минут ішінде жылдам кеңейеді. Фукал 1976 жылы Skylab ғарыш станциясындағы EUV спектрометрі арқылы алынған байқаулар негізінде осы салқын циклдерді егжей-тегжейлі зерттеді. Осы циклдердің плазма температурасы короналық деңгейге (1-ден жоғары) жеткен кезде, бұл құбылыстар тұрақтырақ болып көрінеді және ұзақ уақыт бойы дамиды.
Plasma loops can be seen at the border of the solar disk in the chromosphere. They are different from solar prominences because they are concentric arches with maximum temperature of the order 0.1 (too low to be considered coronal features). These cool temperature loops show an intense variability: they appear and disappear in some UV lines in a time less than an hour, or they rapidly expand in 10–20 minutes. Foukal studied these cool loops in detail from the observations taken with the EUV spectrometer on Skylab in 1976. When the plasma temperature of these loops becomes coronal (above 1), these features appear more stable and evolve over longer times.
Желілік
Хромосфералық сызықтарда түсірілген суреттерде жарқыраған жасушалар көрінеді, олар әдетте желі деп аталады, ал оларды қоршаған қараңғы аймақтар интернетжұмыс деп аталады. Олар фотосферадағы жылу конвекциясы салдарынан көрінетін түйіршіктерге ұқсас.
Images taken in typical chromospheric lines show the presence of brighter cells, usually referred to as the network, while the surrounding darker regions are named internetwork. They look similar to granules commonly observed on the photosphere due to the heat convection.
Басқа жұлдыздарда
Хромосфералар ақ ергежейлі жұлдыздардан басқа дерлік барлық жарқыраған жұлдыздарда кездеседі. Олар төменгі негізгі тізбектегі жұлдыздарда, F және одан кейінгі спектрлік типтегі қоңыр ергежейлі жұлдыздарда, сондай-ақ алып және ірі жұлдыздарда ең айқын және магниттік белсенді болады. Басқа жұлдыздардағы хромосфералық белсенділікті өлшеудің спектроскопиялық әдісі – Маунт-Уилсонның S индексі.
Chromospheres are present on almost all luminous stars other than white dwarfs. They are most prominent and magnetically active on lower main sequence stars, on brown dwarfs of F and later spectral types, and on giant and subgiant stars. A spectroscopic measure of chromospheric activity on other stars is the Mount Wilson S index.