Зоряна атмосфера: відмінності між версіями

[перевірена версія][перевірена версія]
Вилучено вміст Додано вміст
м Зображення:Solar_eclips_1999_4.jpg замінене на Зображення:Solar_eclipse_1999_4.jpg за вказівкою користувача Courcelles. Причина: [[commons:COM:FR|File rename...
TeoBot (обговорення | внесок)
м checkwiki за допомогою AWB
Рядок 1:
[[Файл:Solar_eclipse_1999_4Solar eclipse 1999 4.jpg | thumb | 200px | right | Сонячна атмосфера на світлині [[Сонячне затемнення|сонячного затемнення]] [[1999]] року у [[франція|Франції]]]]
 
'''Зоряна атмосфера''' — зовнішня область [[Зірка|зорі]], звідки [[світло]] розповсюджується назовні без додаткового перевипромінювання. Нижня межа зоряної атмосфери визначається саме найглибшим шаром випромінювання, яке безпосередньо може бачити зовнішній спостерігач. Світло від розташованих нижче шарів, [[Зона променевого переносу|зони променевого переносу]] або [[конвективна зона|конвективної зони]] на своєму шляху назовні зазнає неодноразового перевипромінювання.
Рядок 7:
Всередині зоряної атмосфери розрізняють кілька прошарків, що мають дещо відмінні властивості.
 
Найглибша та найхолодніша частина атмосфери, яку може бачити зовнішній спостерігач, називається [[Фотосфера|фотосферою]]. Фотосфера випромінює світло в усій ділянці [[видимий спектр|видимого]] безперервного спектру. [[Температура]] цієї області зростає з глибиною й для зір типу [[Сонце|Сонця]] лежить у межах від 4500 до 6500 [[Кельвін|K]]. Саме у фотосфері Сонця з'являються так звані [[Сонячні плями|сонячні плями]] — порівняно холодні області прориву [[Магнітне поле|магнітного поля]].
 
Над фотосферою розташовано [[Хромосфера|хромосферу]], тонкий шар якої (її товщина для Сонця становить близько 10 000 [[км]]) пронизують нитковидні потоки розпеченого газу — [[спікула|спікули]]. Температура хромосфери спочатку плавно змінюється, збільшуючись з віддаленням від фотосфери. У невеликий перехідній зоні 100 км завтовшки стрибкоподібно підвищується до температури найбільш гарячої та розрідженої частини атмосфери — [[Зоряна корона|корони]]. Так, температура корони Сонця сягає 2 млн. [[Кельвін|K]]. Таке високе значення корональної температури досягається завдяки нагріву плазми в [[корональна петля|корональних петлях]] й її низької густини в області сонячної корони, що робить [[теплообмін]] неефективним{{Джерело?}}.
Рядок 35:
* {{ref-ru}} ''Михалас Д.'' Звездные атмосферы, ч. 1-2, пер. з англ., М., 1982.
 
[[Категорія:Астрофізика]]
{{astro-stub}}
 
 
{{astro-stub}}
[[Категорія:Астрофізика]]