Фотосфера

Фотосфера – видимый диск Солнца. Заметное потемнение к краю и солнечные пятна Фотосфера – слой атмосферы звезды, в котором формируется непрерывный спектр оптического излучения, доходящего до наблюдателя. Оптическая толщина этого слоя достигает нескольких единиц, вследствие чего фотосфера практически полностью поглощает и переизлучает энергию, идущую из глубины звезды. Спектральное распределение энергии излучения (в случае, когда коэффициент поглощения слабо зависит от длины волны) примерно соответствует закону излучения Планка с эффективной температурой T e. В верхних слоях фотосферы формируются также спектральные линии поглощения атомов и ионов (фраунгоферовы линии).
Интенсивность и спектральное распределение излучения фотосферы несут информацию о физических условиях и химическом составе поверхности звезды. Физические условия в фотосфере стационарной звезды могут быть вычислены путем решения уравнения гидростатического равновесия совместно с уравнением состояния. В определенных случаях учитывается также перенос энергии конвекцией. Параметрами, определяющими модель, является сила тяжести на поверхности звезды и полный поток излучения, проинтегровано по всем частотам:
, Где:

F – мощность излучения
T – постоянная Стефана-Больцмана

Результатом решения этих уравнений являются так называемые модели атмосфер, определяющих рост температуры, электронной плотности и газового давления со глубиной. Протяженность фотосферы вглубь составляет:

для Солнца – ~ 300 км.
для звезд спектрального класса A0V – ~ 1000 км.
для гиганта класса G – ~ 10 4 -10 5 км.

То есть, в основном, глубина фотосферы намного меньше радиус звезды. Этим, в частности, определяется четкий наблюдаемый край диска Солнца. Температура в фотосфере растет с глубиной (например, в звезды спектрального класса A0 T e изменяется примерно от 9 000 до 12 000 К при незначительном изменении плотности вещества, составляет ~ 10 -9 г / см ?). Увеличение температуры с глубиной приводит к наблюдаемому потемнению от центра солнечного до его края, поскольку луч от края диска идет почти по касательной к поверхности звезды и преодолевает в фотосфере больший путь, чем луч, исходящий из центра диска.
Модели атмосфер применяются для анализа химического состава звезд, поскольку позволяют рассчитать состояние ионизации и возбуждения атомов и, таким образом, интенсивность спектральных линий поглощения или излучения. Задача нахождения химического состава и расчет модели решаются взаимосогласованные, поскольку химический состав определяет коэффициенты поглощения, входящих в уравнения переноса излучения, и, таким образом, влияет на модель фотосферы. Конвективный перенос энергии начинает играть заметную роль для звезд спектральных классов F5 и более поздних. Конвективные ячейки проникают в фотосферу и создают горизонтальные неоднородности температуры и яркости. Такие неоднородности наблюдаются в фотосфере Солнца в виде солнечной грануляции. Вызвать неоднородность фотосферы может также наличие магнитного поля. На уровне фотосферы магнитное поле частично замедляет конвективные потоки и приводит к образованию в фотосфере темных пятен (благодаря меньшей T e внутри пятна), в то время как над фотосферой оно вызывает дополнительное нагревание плазмы, ускоряется магнитным полем и вырывается из «магнитной ловушки» в виде ярких солнечных факелов.