¿Cómo se llama el anillo fuera del sol?
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La capa más baja de la atmósfera solar, es decir, la superficie solar [sólo unos 500 kilómetros de espesor], es lo que la gente Generalmente observamos con luz blanca el lugar. La energía que recibimos del sol es esencialmente emitida por la fotosfera. Por tanto, el espectro del sol es en realidad el espectro de la fotosfera.
Estado físico
Aunque la fotosfera en su conjunto es brillante, el brillo de sus distintas partes es muy desigual. Las fotosferas no perturbativas están cubiertas de tejido del tamaño de granos de arroz, cuyo total se estima en 4 millones de granos. En las regiones activas de la fotosfera hay manchas solares, puntos de luz y ocasionalmente llamaradas de luz blanca. Su brillo, estado físico y estructura varían ampliamente. La fotosfera no perturbativa promedio emite un flujo de radiación de 6,3 X 10 ergios por segundo por centímetro cuadrado, a partir del cual se puede calcular que la temperatura efectiva de la fotosfera es de 5500 grados. Este flujo radiante es la suma de la intensidad radiante de cada banda. La temperatura de la fotosfera cambia con la altura, disminuyendo desde el interior hacia el exterior. En la unión de la fotosfera y la cromosfera, la temperatura desciende hasta un mínimo de poco más de 4.000 grados, pero luego aumenta en dirección opuesta, hasta millones de grados en la corona. La densidad de la materia en la fotosfera es de unos 10 gramos por centímetro cúbico y la presión del gas equivale aproximadamente a 10 dinas por centímetro.
Composición química
A través de la prueba de las líneas espectrales solares, podemos saber cualitativamente qué elementos químicos hay en el sol, pero el contenido de varios elementos en el sol también debe medirse cuantitativamente. .
El método clásico de investigación cuantitativa es el método de la curva de crecimiento. Esta curva representa la relación entre el ancho equivalente de una línea espectral para un elemento particular y el número de átomos en el estado de energía de transición que produce la transición inicial de esa línea espectral. En el caso de que se conozca la curva de crecimiento, el número atómico correspondiente se puede obtener simplemente derivando el ancho equivalente del perfil de la línea espectral observada. A partir de múltiples líneas espectrales del mismo elemento, se puede obtener una serie de números atómicos correspondientes, y luego estos números atómicos se suman para obtener el número total de átomos del elemento. Al realizar estos cálculos en una variedad de elementos, se puede determinar la composición química del sol.
Un nuevo método es la síntesis espectral. Implica utilizar una serie de parámetros físicos (incluida la composición química) para calcular el perfil de todas las líneas espectrales en un determinado rango de longitud de onda y compararlo con las observaciones si las dos no coinciden exactamente, ajustando la composición química u otros parámetros hasta; coinciden.
Modelo estructural
Los parámetros físicos como temperatura, presión y densidad en la fotosfera no son iguales en todas partes, por lo que exhiben una determinada estructura. Debido a la complejidad de la situación actual, sólo podemos establecer un modelo de estructura fotosférica bajo una serie de supuestos simplificadores. Los supuestos comúnmente utilizados son:
- La fotosfera es una capa plana paralela, es decir, en un mismo plano horizontal, los valores de varios parámetros físicos son los mismos. En otras palabras, cada parámetro es una función simple de la altura.
- La fotosfera se encuentra en estado de equilibrio hidrostático, es decir,
- Las estructuras no homogéneas (como granos de arroz, palas, puntos de luz, etc.) pueden ser completamente ignorado
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- Existe un equilibrio termodinámico local, por lo que se pueden aplicar las leyes físicas habituales [ley de Planck, distribución de Boltzmann, fórmula de Sachs, etc.];
- La influencia de los efectos del campo magnético. Cromosfera Solar
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La cromosfera es la capa media de la atmósfera solar, situada encima de la fotosfera. Normalmente, la cromosfera y la corona están completamente sumergidas en el cielo azul debido a la intensa radiación solar dispersada por moléculas y partículas de polvo en la atmósfera terrestre. Sólo durante el breve período entre un eclipse solar y un eclipse solar total los observadores pueden ver a simple vista este hermoso halo rojo rosado alrededor del disco solar. Fue descubierto por los primeros observadores de eclipses solares totales y nombrado por Lockyer y Frankland en 1869 [ibid. 8]. El color rojo se debe a la longitud de onda de 6562,8 Angstroms en el espectro cromosférico.
Las llamaradas solares son visibles en esta capa. Las llamaradas son nubes ardientes de hidrógeno producidas en la cromosfera antes de que se formen las manchas solares. En algunas zonas de la fotosfera, la temperatura es ligeramente más fría que en las zonas circundantes (normalmente 4000 grados Celsius), y se trata de puntos negros.
Sobre la cromosfera también podemos ver surgir algunas llamas, que en astronomía se llaman "prominencias". Las prominencias solares cambian rápidamente y un proceso heliocéntrico completo suele durar varios minutos.
Al mismo tiempo, se puede decir que la forma del sol tiene varias formas, algunas son como nubes flotantes y humo, algunas son como cascadas y fuentes, algunas son como puentes de arco curvo y otras son como una masa de hierba. hay realmente innumerables. Los astrónomos dividen las manchas solares en tres categorías: manchas solares estacionarias, manchas solares en explosión y manchas solares en explosión, según el tamaño y la velocidad de los cambios morfológicos. Las más espectaculares son las manchas solares en erupción. Las manchas solares que originalmente estaban tranquilas o activas a veces se "enojan" repentinamente y rocían materiales gaseosos hacia arriba, y luego regresan a la superficie del sol para formar un anillo, por eso también se le llama. anillo.
La gente está acostumbrada a creer que la temperatura de la capa exterior de un cuerpo celeste es siempre inferior a la de la capa interior. Sin embargo, la distribución de la temperatura en la atmósfera solar es inusual. En la cromosfera, con un espesor de unos 2000 kilómetros, la temperatura aumenta de 4600 kcal en la parte superior de la fotosfera a varios millones de grados en la parte superior de la cromosfera, algunos otros parámetros físicos (como densidad, ionización, etc.) y algunos. También se producen grandes cambios. Por ello, el estudio del estado físico de la cromosfera ha despertado un gran interés entre los físicos solares.
La cromosfera es una capa de plasma llena de campos magnéticos. Cuando la densidad de energía cinética del plasma local es equivalente a la densidad de energía magnética, a menudo se observan interacciones complejas entre el plasma y los campos magnéticos. Debido a la inestabilidad del campo magnético, a menudo se producen llamaradas violentas. Junto a las llamaradas, también surgen explosiones de protuberancias, olas, erupciones de llamas y muchos otros fenómenos dinámicos. Las explosiones de llamaradas también liberarán grandes cantidades de radiación ultravioleta lejana, radiación de rayos X y flujos de partículas de alta energía, que tendrán un enorme impacto en el espacio solar y terrestre y en la atmósfera superior de la Tierra. Además, la interacción entre el plasma, los campos magnéticos variables y las ondas de choque provocadas por la inestabilidad de la cromosfera y la corona genera una gran cantidad de radiación de radio de diferentes frecuencias, lo que proporciona información importante para estudiar las propiedades físicas y los fenómenos explosivos de la cromosfera y corona. Por tanto, el estudio de la cromosfera es de gran importancia tanto para la física solar como para la espacial y la geofísica.
En los primeros años, la gente sólo podía observar el lado de la cromosfera durante un eclipse solar total, y había pocas oportunidades para estudiar la cromosfera. La situación ha sido diferente desde que Haier fabricó un iluminador solar monocromático en 1892 [año 18 de Guangxu] y Leo fabricó un filtro birrefringente en 1933. El primero utiliza un espectrómetro para escanear una imagen monocromática de líneas espectrales características a lo largo de la imagen del sol; el segundo filtra la radiación en todas las demás bandas y sólo deja pasar la radiación de la línea espectral en estudio, para que pueda ser analizada. compuesto por varias líneas espectrales características. Observe la cromosfera en una banda estrecha para obtener las características morfológicas y cinemáticas de cada capa de gas. En el corto período de tiempo en que comienza el eclipse solar total, las personas pueden encontrar a través del espectrógrafo continuo que el espectro de absorción [espectro de la capa óptica] compuesto por líneas oscuras de Franz y líneas de Fermat y un espectro continuo brillante se transforma rápidamente en un espectro de emisión [espectro de color ]. Espectro de esfera], comúnmente conocido como espectro de destello.
La estructura de la cromosfera
La estructura de la cromosfera es desigual. Si no se tiene en cuenta esta desigualdad, los colores se pueden distinguir basándose en la curva de distribución de la temperatura media que cambia con la altura. La esfera se puede dividir en tres capas:
-Cromosfera baja, de unos 400 kilómetros de espesor, con una temperatura que aumenta desde los 4600 K en la parte superior de la fotosfera hasta los 5500 K;
-Media. cromosfera La cromosfera alta tiene unos 1200 kilómetros de espesor y la temperatura aumenta lentamente a 8000 K;
-La cromosfera alta tiene unos 400 kilómetros de espesor y la temperatura aumenta bruscamente a decenas de miles de grados.
A lo largo de una extensión de unos 2.000 kilómetros, las temperaturas aumentan en un orden de magnitud.
La cromosfera no tiene límites obvios, lo que refleja la falta de homogeneidad de la cromosfera misma. A veces, de la cromosfera se expulsan llamas finas y brillantes, que se denominan "agujas". El astrofísico italiano Secchi describió por primera vez este fenómeno en 1877 [tercer año de Guangxu].
En la imagen monocromática del Sol tomada utilizando las líneas espectrales de la cromosfera, hay una estructura de cadena de red poligonal llamada red de cromosfera. Su posición está relacionada con la estructura de partículas ultrafinas de la fotosfera.
Las estructuras que giran hacia afuera a partir de los fotones también se pueden ver a menudo en imágenes monocromáticas. Las fibras de esta estructura están dispuestas de forma muy ordenada, similar a las limaduras de hierro que rodean un imán de herradura. Este es el resultado del material altamente conductor de la cromosfera que se mueve a lo largo de las líneas del campo magnético en el nadir, que es el reflejo de las líneas del campo magnético en el nadir.
En la década de 1980, Dunn también descubrió sustancias estructurales de cadena delgada conectadas a la red de la cromosfera y a la organización granular fotosférica del arroz. La fina estructura de la cadena es más evidente en la fotografía monocromática tomada a +2 Å del centro de la línea Har.
Es una cadena brillante formada por puntos brillantes con un tamaño de aproximadamente 1/4 de segundo de arco. Se encuentra más fácilmente en las capas inferiores cerca del centro de actividad donde se concentran los elementos de la red de la cromosfera. red brillante de la cromosfera hacia las capas inferiores. La velocidad lateral de un único elemento brillante de la delgada cadena es de 1,5 kilómetros por segundo. Se desconocen la vida útil y las características evolutivas de las cadenas delgadas.
Según la teoría de formación y ensanchamiento de líneas espectrales, a diferentes alturas de la atmósfera solar se formarán diferentes líneas espectrales o diferentes partes del mismo contorno de líneas espectrales, por lo tanto, las líneas espectrales de diferentes elementos. o se estudiará la misma línea espectral. Se puede obtener información importante de diferentes partes del contorno, lo que es útil para explorar y construir modelos atmosféricos de la fotosfera y la cromosfera. Las líneas espectrales comúnmente utilizadas incluyen la serie Baltuan, líneas H y líneas K de calcio ionizado, así como líneas neutras de hierro, líneas de sodio, líneas de magnesio y líneas de calcio formadas en la cromosfera baja y la fotosfera alta.
Modelado de la cromosfera
Utilizando radiación de radio con una longitud de onda inferior a 3 centímetros, radiación infrarroja con una longitud de onda de aproximadamente 1 milímetro y el continuo ultravioleta, se puede modelar la atmósfera de la cromosfera inferior. realizado. Luego, el modelo de la cromosfera inferior se extendió a la cromosfera media analizando el continuo del sistema de Balmann y el continuo de la dispersión de electrones a 4700 Å. En los últimos años, una gran cantidad de información sobre las líneas de emisión ultravioleta obtenida a partir de observaciones de cohetes y satélites ha proporcionado información más valiosa para estudiar la estructura de la mesosfera, la cromosfera superior y la corona, así como la estructura de la región activa.
Aunque la presencia de organización granular fotosférica, manchas espectrales y agujas indica que la estructura de la fotosfera y la cromosfera no es uniforme, se supone que las condiciones físicas son uniformes en cualquier plano paralelo a la superficie solar. El llamado "modelo de atmósfera uniforme" es importante para muchos trabajos de investigación prácticos. El más común actualmente es el modelo atmosférico de referencia Harvard-Smithsoniano elaborado por Gingrich y otros basándose en trabajos anteriores.
La razón por la que la cromosfera puede extenderse hacia arriba a una altura tan alta y mantener una disminución de densidad tan lenta durante mucho tiempo es porque hay un movimiento turbulento desde la fotosfera a la cromosfera. En 1928, Macrae del Reino Unido demostró por primera vez que mientras haya un movimiento turbulento de gas de 15 kilómetros por segundo entre altitudes de 2.000 a 4.000 kilómetros, se puede deducir que la disminución de la densidad de la cromosfera es cercana a la datos observados. La energía mecánica de este movimiento turbulento impide que la cromosfera caiga al sol por su propia gravedad.