Մասնակից:Lilit Stepanian/Ավազարկղ7
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 | խմբագրել կոդը]
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 | խմբագրել կոդը]
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 | խմբագրել կոդը]
- ↑ 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 2004-11-18-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 2014-04-04-ին. Վերցված է 2014-04-28-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.