Фотосфера

см. Солнце.

(от Фото... и Сфера

наиболее глубокие и самые плотные слои атмосферы звезды (См. Атмосферы звёзд) (в т. ч. и Солнца), из которых выходит главная доля излучаемой ею энергии. В Ф. возникает большая часть непрерывного спектра звёзд (главным образом видимого), а также большинство фраунгоферовых линий (См. Фраунгоферовы линии) поглощения. Как правило, Ф. находится в лучистом равновесии. В более высоких слоях излучению легче покинуть атмосферу звезды и потому температура звезды понижается по мере перехода к внешним слоям. В среднем она близка к эффективной температуре звезды. Протяжённость Ф. звёзд главной последовательности (на Герцшпрунга – Ресселла диаграмме (См. Герцшпрунга - Ресселла диаграмма)) составляет 10^-4–10^-3 часть их радиуса, у белых карликов – порядка 10^-6 а у гигантов и сверхгигантов 10^-3–10^-2 часть радиуса. Средние плотности газов фотосфер различных звёзд заключены в пределах от 10^-9 г/см³у горячих звёзд главной последовательности до 10^-6г/см³ у белых карликов. Лучше всего изучена Ф. Солнца (См. Солнце), совпадающая с кажущейся его поверхностью. Протяжённость солнечной Ф. 200–300 км,температура 4500–8000 К, давление газов 10^-5–10^-3 дин/см². Ф. – единственная на Солнце область относительно слабой ионизации преобладающего на нём химического элемента – водорода, степень ионизации которого около 10^-4. У звёзд типа Солнца сильная непрозрачность фотосферных газов обусловлена небольшой примесью отрицательных ионов водорода. При помощи фотосферного телескопа (См. Фотосферный телескоп) можно наблюдать тонкую структуру солнечной Ф. – грануляцию в виде системы небольших (около 1000 км) округлых ярких гранул, разделённых тёмными межгранульными промежутками.

Э. В. Кононович.

1. фо́тосфе́ра;
2. фо́тосфе́ры;
3. фо́тосфе́ры;
4. фо́тосфе́р;
5. фо́тосфе́ре;
6. фо́тосфе́рам;
7. фо́тосфе́ру;
8. фо́тосфе́ры;
9. фо́тосфе́рой;
10. фо́тосфе́рою;
11. фо́тосфе́рами;
12. фо́тосфе́ре;
13. фо́тосфе́рах.

-ы, ж. астр.

Плотный слой атмосферы звезды, образующий видимую светящуюся поверхность.

[От греч. φω̃ς, φωτός — свет и σφαι̃ρα — шар]

ФОТОСФЕ́РА, фотосферы, жен. (от греч. phos - свет и sphaira - шар) (физ., астр.). Наружный светящийся слой солнечного шара, образованный металлическими парами и газами.

ж.

Нижний, наиболее плотный и глубокий слой атмосферы звезды (в том числе и Солнца), образующий видимую светящуюся поверхность.

ФОТОСФЕРА - нижний слой звездных атмосфер. У Солнца толщина фотосферы ок. 0,001 RD (200-300 км), плотность 10-9 - 10-6 г/см³

жен. photospherephotoshpere

f.photosphere

ж. астр.

photosphère f

ж. астр.

fotosfera f

ж. астр.

fotosfera

ФОТОСФЕРА

- слой космич. тела, непрозрачного для собственной радиации, из к-рого выходит наружу осн. часть возникающей в космич. теле радиации. Обычно Ф. наз. ниж. часть звёздной атмосферы с оптич. толщиной ~ 1 для оптич. излучения с непрерывным спектром (осн. часть эл.-магн. излучения невырожденных звёзд). Звёзды непрозрачны во всех диапазонах эл.-магн. спектра. Поэтому излучение, рождающееся в ядре звезды, медленно диффундирует наружу, испытывая многократные рассеяния и переизлучения. По достижении Ф. фотоны рассеиваются (переизлучаются) последний раз и покидают звезду.

При взрывах сверхновых звёзд внутр. части их ядер становятся непрозрачными для образующихся там нейтрино, уносящих в этот момент осн. часть энергии. Они диффундируют до нейтринной фотосферы (расположенной глубоко в недрах звезды, см. Нейтринная астрофизика), после чего свободно выходят за пределы звезды.

Осн. механизмами непрозрачности Ф. для эл.-магн. излучения являются фотоионизация и свободно-свободные переходы (тормозное поглощение), а также рассеяние фотонов в спектральных линиях и континууме. В Ф. наиб, холодных звёзд ( спектрального класса M )преобладает рассеяние света в молекулярных полосах (гл. обр. окислов металлов TiO, ZrO и др.). В звёздах спектрального класса К доминирует поглощение излучения металлами, в G- и F-звёздах - отрицательными ионами водорода, в звёздах спектрального класса А - атомами водорода. В Ф. наиб. горячих звёзд, классов В и О, преобладают рассеяние на свободных электронах и поглощение атомами и ионами гелия, а в УФ-области спектра- ионами элементов С-Fe.

Осн. параметры Ф. звёзд гл. последовательности приведены в табл. (N- концентрация частиц, h - шкала высоты, g - ускорение силы тяжести, Т _э - эффективная температура, р - газовое давление, р _е - электронное давление, р _r- давление излучения, -коэф. непрозрачности на длине волны 0,5 мкм).

Параметры фотосфер звёзд главной последовательности (класс светимости V)

На рис. 1 показано распределение с глубиной осн. физ. величин в Ф. трёх звёзд с параметрами:

Здесь М - масса звезды в единицах массы Солнца, = 2
• 10³³ г, R - радиус звезды.

Рис. 1. Модели фотосфер трёх звёзд с "нормальным" (солнечным) химическим составом. Параметры звёзд приведены в тексте. Представлены зависимости от оптической глубины на длине волны 500 нм (lgt₅₀₀) шести величин: геометрической глубины Л. отсчитанной от слоя t₅₀₀= 1; темп-ры Т; доли энергии, передаваемой конвекцией e _с (в третьем случае e_c = 0); плотности r; степени ионизации вещества x = N_e/N_a[N_e, N_a - концентрации электронов и тяжёлых частиц (атомов и ионов) соответственно] и коэффициента непрозрачности вещества , рассчитанного для области максимума спектра излучения звезды (т. н. росселандово среднее для ).

Рис. 2. Один из лучших снимков части фотосферы Солнца в белом свете, полученный 30 июля 1970 на советском стратосферном телескопе. В виде мелкой зернистости наблюдается грануляция (размер ячеек ок. 1000 км, время жизни 5 мин). Слева-солнечное пятно. В центральной его части ("тени") температура приблизительно на 2000 К ниже средней температуры фотосферы Солнца, вокруг (в "полутени") хорошо видна сложная структура.

В Ф. большинства звёзд имеются перепады темп-ры и др. параметров не только по вертикали, но и вдоль поверхности. Наиб. изучена в этом отношении Ф. Солнца (рис. 2). Осн. её структурные элементы - грануляция, пятна и факелы. Грануляция является прямым отражением конвекции, а пятна и факелы - фотосферными проявлениями солнечной активности - следствием развитой подфо-тосферной конвекции. На др. звёздах с внеш. конвективной зоной (звёзды с T _э8000 К) также часто присутствуют холодные пятна. В Ф. Ар- и Am-звёзд существуют области (пятна), резко различающиеся по хим. составу (см. Химически пекулярные звёзды). При вращении - звёзд вокруг оси наличие пятен приводит к фотометрич. и спектральной переменности.

Различия параметров Ф. в разных местах поверхности звезды существуют также у быстровращающихся и при-ливно-деформированных звёзд.

Лит. см. при ст. Звёздные атмосферы. Н. Г. Бочкарёв