Tähtitiede:Auringon atmosfääri
Auringon atmosfääri | atmosfääri (Auringon)
| Auringon atmosfääri | |||
| atmosfääri (Auringon) |
Fotosfääri on atmosfäärin sisin kerros, jonka paksuus on vain noin 300-500 km. Fotosfääri muodostaa Auringon näkyvän pinnan. Siinä tiheys kasvaa nopeasti syvemmälle mentäessä ja estää näkemästä sisempiin osiin. Auringon reunaa katsottaessa näkösäde kohtaa fotosfäärin hyvin viistosti. Koska fotosfäärin optinen paksuus on suuri, nähdään reunoilla vain ylempänä, viileämmissä kerroksissa syntynyttä säteilyä. Tästä johtuen reunat näyttävät keskiosia tummemmilta; ilmiö tunnetaan nimellä reunatummeneminen (limb darkening). Jatkuva spektri ja absorptioviivat syntyvät fotosfäärissä. Absorptioviivat syntyvät keskimäärin ylempänä, viileämmissä kerroksissa. Fotosfäärin sisäreunalla lämpötila on noin 8000 K ja laskee ulospäin mentäessä 4500 kelviniin.
Auringon pinnan \ii{granulaatiota}. Rakeisuus johtuu Auringon kaasun virtauksista. Rakeiden läpimitta on tyypillisesti 1000 km. (Mt.\ Wilson Observatory)}
Konvektio nähdään Auringon pinnalla granulaationa, fotosfäärin epätasaisena ryynimäisenä rakenteena joka jatkuvasti muuttaa muotoaan. Kunkin rakeen, granulan, kirkkaassa keskiosassa kaasu virtaa ylöspäin ja rakeiden tummat välialueet ovat alaspäin vieviä virtauksia. Granulan koko on Maasta katsottuna tyypillisesti 1", joka vastaa noin 1000 km Auringon pinnalla. Fotosfäärissä on myös laajaskaalaista supergranulaatiota. Supergranulaation solut voivat olla noin 1' läpimittaisia. Niissä havaitut nopeudet ovat 300-500 km/s, ja pääasiassa Auringon pinnan suuntaisia.
Fotosfäärin ulkopuolella on ehkä noin 500 km:n paksuinen kerros, jossa lämpötila nousee 4500 kelvinistä noin 6000 kelviniin. Tämän ulkopuolella on parintuhannen kilometrin paksuinen siirtymäkerros, jossa kromosfääri vähitellen vaihtuu koronaksi. Siirtymäkerroksen yläosissa kineettinen lämpötila on jo noin miljoona astetta.
Kromosfääriä ei normaalisti näy lainkaan, koska sen säteily on paljon heikompaa kuin fotosfäärin. Täydellisissä auringonpimennyksissä kromosfääri kuitenkin leimahtaa näkyviin ohuena, vaaleanpunertavana sirppinä tai renkaana pari sekuntia täydellisen vaiheen molemmin puolin, kun Kuu peittää koko fotosfäärin.
Pimennysten aikaan on mahdollista havaita kromosfäärin spektri, leimahdusspektri. Siinä ei ole tummia absorptioviivoja, vaan se on kirkkaiden viivojen muodostama emissiospektri. Spektristä on tunnistettu yli 3000 viivaa, joista kirkkaimmat ovat vedyn, heliumin ja joidenkin metallien aiheuttamia.
\fig{11.3cm}{\frame{0 0 11 11
Erikieliset vastineet
| solar atmosphere | englanti (English) |
Alaviitteet
Lähdeviittaus tähän sivuun:
Tieteen termipankki 15.11.2024: Tähtitiede:Auringon atmosfääri. (Tarkka osoite: https://tieteentermipankki.fi/wiki/Tähtitiede:Auringon atmosfääri.)
{Auringon pintaa vedyn \ii{H$_\alpha$-viivan} valossa. Ekvaattorin lähellä olevat aktiiviset alueet näkyvät vaaleina, tummat juovat ovat \ii{protuberansseja}.}
Voimakkaimpia kromosfäärin emissioviivoja on vedyn Balmerin sarjan H-alfa-viiva, jonka aallonpituus on 656.3 nm. Koska Auringon normaalissa spektrissä H-alfa-viiva on hyvin tumma absorptioviiva, saadaan tällä aallonpituudella kuvattaessa kuva Auringon kromosfääristä. Kuvaamiseen käytetään hyvin kapeakaistaisia suotimia, jotka päästävät lävitseen vain H-alfa-viivan valoa. H-alfa-viivan valossa Auringon pinta tulee näkyviin kirjavana, aaltoilevana levynä. Kirkkaat alueet ovat tyypillisesti supergranulaation solujen suuruisia, ja niitä reunustavat spikulat. Spikulat ovat liekkimäisiä kohoumia, jotka nousevat kromosfääristä jopa 10 000 km:n korkeuteen ja kestävät parin minuutin ajan. Auringon kirkasta pintaa vasten ne näyttävät tummilta kuiduilta, reunoilla taas kirkkailta liekeiltä.
|lähteet=Zubenelgenubi}}