Քրոմոսֆերա
Քրոմոսֆերա («լույսի գունդ») Արևի մթնոլորտում երեք հիմնական շերտերից երկրորդն է, որը ունի մոտավորապես 3,000-ից 5,000 կիլոմետր խորություն։ Նրա վարդակարմրավուն գույնը տեսանելի է միայն խավարումների ժամանակ։ Քրոմոսֆերան գտնվում է ֆոտոսֆերայի հենց վերևում և արեգակի անցումային շրջանի տակ։ Ֆոտոսֆերայի վերևում գտնվող քրոմոսֆերայի շերտը միատարր է։ Միատարր շերտից բարձրանում է մազանման սպիկուլների տարածություն, որոնցից մի քանիսը տարածվում են 10,000 կմ դեպի վեր՝ պսակ։
Քրոմոսֆերայի խտությունը 10−4 անգամ ավելին է ֆոտոսֆերայի խտությունից, ստորին շերտից և 10−8 անգամ ավելի, քան Երկրի մթնոլորտը ծովի մակարդակում։ Սովորաբար սա դարձնում է քրոմոսֆերան անտեսանելի, և այն կարելի է տեսնել միայն ամբողջական խավարման ժամանակ, երբ երևում է դրա կարմրավուն գույնը։ Ամենուրեք տարածված գույնի երանգները տատանվում են վարդագույնի և կարմիրի միջև[1]։ Առանց հատուկ սարքավորումների, քրոմոսֆերան սովորաբար չի երևում ներքևում գտնվող ֆոտոսֆերայի ճնշող պայծառության պատճառով։
Արևի կենտրոնից հեռավորության հետ մեկտեղ քրոմոսֆերայի խտությունը նվազում է։ Այն շատ արագ նվազում է 1017 մասնիկից մեկ խորանարդ սանտիմետր կամ մոտավորապես 2×10−4 կգ/մ3 մինչև 1,6×10−11 կգ/մ3՝ արտաքին սահմանում[2] ։ Ջերմաստիճանը ներքին սահմանից իջնում է մոտավորապես 6,000 Կ[3] մինչև նվազագույնը մոտ 3,800 Կ, նախքան պսակի անցումային շերտի արտաքին սահմանում մինչև 35,000 Կ[4]։
Քրոմոսֆերաներ են նկատվել նաև Արևից բացի այլ աստղերում[5]։ Արևի քրոմոսֆերան դժվար է եղել ուսումնասիրել և վերծանել, չնայած դիտարկումները շարունակվում են էլեկտրամագնիսական սպեկտրի օգնությամբ[6]։
Քրոմոսֆերայի և ֆոտոսֆերայի համեմատություն խմբագրել
Մինչդեռ ֆոտոսֆերան ունի կլանման գծի սպեկտր, արտանետումների գծերը գերակշռում են քրոմոսֆերայի սպեկտրին։ Մասնավորապես, նրա ամենաուժեղ գծերից մեկը Hα է՝ 656.3 նմ ալիքի երկարությամբ։ Այս գիծն արտանետվում է ջրածնի ատոմից, ցանկացած ժամանակ, երբ նրա էլեկտրոնը անցում է կատարում ն=3-ից մինչև ն=2 էներգիայի մակարդակ։ 656.3 նմ ալիքի երկարությունը սպեկտրի կարմիր մասում է, ինչը հանգեցնում է նրան, որ քրոմոսֆերան ունենա իրեն բնորոշ կարմրավուն գույնը։
Քրոմոսֆերայի սպեկտրը վերլուծելով՝ պարզվեց, որ արեգակնային մթնոլորտի այս շերտի ջերմաստիճանը բարձրանում է հենց քրոմոսֆերայում։ Ֆոտոսֆերայի վերին շերտի ջերմաստիճանը կազմում է մոտավորապես 4,400 Կ, մինչդեռ քրոմոսֆերայի վերին մասում՝ մոտավորապես 2,000 կմ ավելի բարձր, այն հասնում է 25,000 Կ[1][7]։ Այնուամենայնիվ, սա ճիշտ հակառակն է այն բանի, ինչ մենք ուսումնասիրում ենք ֆոտոսֆերայում, որտեղ ջերմաստիճանը նվազում է բարձրության աճով։ Դեռևս լիովին պարզ չէ, թե որ երևույթն է առաջացնում քրոմոսֆերայի ջերմաստիճանի պարադոքսալ բարձրացումը՝ Արևի միջուկից բավականին մեծ հեռավորության վրա։ Այնուամենայնիվ, կարծես թե դա բացատրվում է մասամբ կամ ամբողջությամբ՝ մագնիսական վերամիացումով։
Քրոմոսֆերային երևույթներ խմբագրել
Քրոմոսֆերայում նկատելի են բազմաթիվ երևույթներ.
- Ամենատարածված հատկանիշը սպիկուլների առկայությունն է։ Սպիկուլները բարձրանում են քրոմոսֆերայի վերին մաս, որից հետո նորից իջնում են ներքև՝ մոտ 10 րոպեի ընթացքում։ Համապատասխանաբար, կան գազի հորիզոնական փնջեր, որոնց անվանում են ֆիբրիլներ, դրանք տևում են մոտ երկու անգամ ավելի երկար, քան սպիկուլները։
- Ֆիլամենտները (և արտահոսքերը, որոնք կողքից մանրաթելերի են նման) ընկած են բազմաթիվ պսակային զանգվածների արտանետումների ներքևում և, հետևաբար, կարևոր են տիեզերական եղանակի կանխատեսման համար։
- Տիպիկ քրոմոսֆերային գծերում արված պատկերները ցույց են տալիս ավելի պայծառ բջիջների առկայությունը, որոնք սովորաբար կոչվում են ցանց, մինչդեռ շրջակա ավելի մուգ շրջաններին անվանում են ներքին ցանց։ Նրանք նման են փոքր միավորված հատիկների, որոնք սովորաբար դիտվում են ֆոտոսֆերայի վրա՝ ջերմային կոնվեկցիայի պատճառով։
- «SUMER» սարքի միջոցով պարբերական տատանումներ են հայտնաբերվել Արեգակնային և հելիոսֆերային աստղադիտարանի վրա, առաջին դիտարկումներից ի վեր՝ 3 մՀց-ից մինչև 10 մՀց հաճախականությամբ, որը համապատասխանում է երեք րոպեին բնորոշ պարբերական ժամանակահատվածին[8]։ Բարձր քրոմոսֆերային բնորոշ են պլազմայի հաճախության ճառագայթային բաղադրիչի տատանումները։ Այժմ, մենք գիտենք, որ ֆոտոֆերային մասնատումը սովորաբար չունի 20 մՀց-ից բարձր տատանումներ, մինչդեռ ավելի բարձր հաճախականության ալիքները (100 մՀց կամ 10 վրկ ժամանակաշրջան) հայտնաբերվել են արեգակնային մթնոլորտում (անցումային շրջանին և պսակին բնորոշ ջերմաստիճաններում) Պսակի և անցումային շերտի հետազոտողի միջոցով[9]։
- Արեգակնային սկավառակի եզրագծի շուրջ կարելի է տեսնել սառը հանգույցներ։ Դրանք տարբերվում են արտահոսքերից, քանի որ համակենտրոն կամարների տեսք ունեն՝ 0,1 միլի Կելվին աստիճանի առավելագույն ջերմաստիճանով (չափազանց ցածր՝ պսակային հատկանիշներ համարվելու համար)։ Այս սառը սկավառակները ցույց են տալիս ինտենսիվ փոփոխականություն. դրանք հայտնվում և անհետանում են որոշ ուլտրամանուշակագույն գծերում՝ մեկ ժամից էլ քիչ տևողությամբ, կամ արագորեն ընդլայնվում են 10-20 րոպեում։ Ֆուկալը[10] մանրամասն ուսումնասիրել է այս սառը սկավառակները 1976 թվականին «Սքայլաբ»-ի բարձր ուլտրամանուշակագույն սպեկտրոմետրի միջոցով արված դիտարկումներից։ Հակառակ դեպքում, երբ այս սկավառակների պլազմային ջերմաստիճանը դառնում է պսակ (1 միլի Կելվինից բարձր), այս հատկանիշներն ավելի կայուն են թվում և զարգանում են ավելի երկար ժամանակահատվածում։
Ծանոթագրություններ խմբագրել
- ↑ 1,0 1,1 Freedman, R. A.; Kaufmann III, W. J. (2008). Universe. W. H. Freeman and Company. էջ 762. ISBN 978-0-7167-8584-2.
- ↑ Kontar, E. P.; Hannah, I. G.; Mackinnon, A. L. (2008), «Chromospheric magnetic field and density structure measurements using hard X-rays in a flaring coronal loop», Astronomy and Astrophysics, 489 (3): L57, arXiv:0808.3334, Bibcode:2008A&A...489L..57K, doi:10.1051/0004-6361:200810719
- ↑ «SP-402 A New Sun: The Solar Results From Skylab». Արխիվացված է օրիգինալից 2004 թ․ նոյեմբերի 18-ին.
- ↑ Avrett, E. H. (2003), «The Solar Temperature Minimum and Chromosphere», ASP Conference Series, 286: 419, Bibcode:2003ASPC..286..419A, ISBN 978-1-58381-129-0
- ↑ «The Chromosphere». Արխիվացված է օրիգինալից 2014 թ․ ապրիլի 4-ին. Վերցված է 2014 թ․ ապրիլի 28-ին.
- ↑ Jess, D.B; Morton, RJ; Verth, G; Fedun, V; Grant, S.T.D; Gigiozis, I. (July 2015). «Multiwavelength Studies of MHD Waves in the Solar Chromosphere». Space Science Reviews. 190 (1–4): 103–161. arXiv:1503.01769. Bibcode:2015SSRv..190..103J. doi:10.1007/s11214-015-0141-3.
- ↑ «World Book at NASA – Sun».(չաշխատող հղում)
- ↑ Carlsson, M.; Judge, P.; Wilhelm, K. (1997). «SUMER Observations Confirm the Dynamic Nature of the Quiet Solar Outer Atmosphere: The Internetwork Chromosphere». The Astrophysical Journal. 486 (1): L63. arXiv:astro-ph/9706226. Bibcode:1997ApJ...486L..63C. doi:10.1086/310836.
- ↑ De Forest, C.E. (2004). «High-Frequency Waves Detected in the Solar Atmosphere». The Astrophysical Journal. 617 (1): L89. Bibcode:2004ApJ...617L..89D. doi:10.1086/427181.
- ↑ Foukal, P.V. (1976). «The pressure and energy balance of the cool corona over sunspots». The Astrophysical Journal. 210: 575. Bibcode:1976ApJ...210..575F. doi:10.1086/154862.