Fotosfera

Na Galipedia, a Wikipedia en galego.
Saltar ata a navegación Saltar á procura
Estrutura do Sol:
1. Núcleo
2. Zona de radiación
3. Zona de convección
4. Fotosfera
5. Cromosfera
6. Coroa
7. Protuberancias
O campo magnético nun grupo de puntos fríos da fotosfera solar (intensidade expresada en gauss). Os niveis de cor describen o compoñente do campo magnético ao longo da liña de visión. As liñas brancas mostran o compoñente do campo perpendicular á liña de visión. Imaxe obtida a partir de observacións do telescopio solar TEMIS[1] e visualización dos datos por BASS 2000[2].

A fotosfera (do grego "esfera de luz") é a capa máis baixa da atmosfera dunha estrela. A parte continua do espectro da estrela en luz visible procede da fotosfera, de aí o seu nome.

Para fins de medición, o raio dunha estrela considérase como a distancia desde o seu centro até o bordo da fotosfera, a superficie visíbel aparente da estrela. Por encima da fotosfera, a cromosfera únese nas estrelas semellantes ao sol, nas da secuencia principal e nas estrelas xigantes, mentres que noutras estrelas o vento estelar segue directamente.

Como primeira aproximación, este espectro é o dun corpo negro coa temperatura efectiva da estrela. O espectro continuo da fotosfera modifícase por absorción continua, por exemplo do átomo de hidróxeno neutro, e por absorción de liña ou Liñas espectrais; este último tamén ten lugar na fotosfera.

Temperatura e expasión[editar | editar a fonte]

A temperatura na fotosfera varía segundo a estrela. No caso do Sol, a temperatura fotosférica é duns 5504 ºC. É unha capa de plasma que emite a luz e a calor que recibimos. No caso doutras estrelas, a temperatura fotosférica ou superficial pode ser diferente e, como consecuencia, a luz emitida adoita ter unha cor diferente. As estrelas máis frías son máis vermellas e as máis quentes son azuladas.

A fotosfera é unha capa de gases que están baixo unha forte presión. Vista con telescopios, mostra granulación fina (flocos) e bordos afiados. A radiación emitida pola estrela emana dela. A súa superficie mostra un fondo luminoso sobre o que aparecen as faculas que, debido a que están a unha temperatura máis alta, son aínda máis brillantes. As manchas solares fórmanse en cavidades profundas ou depresións, nas que a capa inferior é menos quente e, polo tanto, teñen un aspecto máis escuro, sendo basicamente o espectro da radiación fotosférica.

A fotosfera remata no exterior:

  • se segue unha cromosfera: onde a estratificación normal de temperatura que diminúe cara a fóra invértese e comeza o quecemento cromosférico;
  • se o vento estelar segue directamente: onde a súa velocidade supera a velocidade local do son.

Discusión sobre a medición do raio[editar | editar a fonte]

A fotosfera pode desempeñar un papel nas medidas do raio da estrela.

A definición do raio das estrelas como un raio no que a profundidade óptica τ = 2/3 é problemática nalgunhas estrelas, xa que a profundidade óptica é unha función da lonxitude de onda da luz: no rango infravermello τ = 2/3 só se consegue en densidades máis baixas que na luz visual.

Na práctica, con todo, a definición úsase a miúdo porque a densidade nas rexións exteriores das estrelas de secuencia principal cae relativamente bruscamente e, polo tanto, os valores de raio das diferentes lonxitudes de onda para  τ = 2/3 difiren só entre unhas ducias e centos de quilómetros. Isto é insignificante á vista dos raios típicos de varios centos de miles de quilómetros e das outras imprecisións de medición.

Pola contra, a diminución da densidade é por exemplo no caso das superxigantes, ou en ventos estelares densos, moito máis suave. Alí pódese medir claramente a diferenza entre o raio fotosférico no rango visual e o infravermello.

Nalgúns tipos de estrelas extremas, por exemplo as estrelas Wolf-Rayet, non se pode falar dunha fotosfera. Aquí utilízanse definicións alternativas do raio da estrela e, polo tanto, tamén da temperatura da estrela.

Fotosfera do sol[editar | editar a fonte]

Até hai uns anos, a fotosfera do sol era a única que se podía resolver espacialmente. A fotosfera solar ten uns 400 km de espesor (0,063 % do raio solar) e ten unha densidade media de gas de 3·10 −7 g/cm³[3] (correspondente á densidade da atmosfera terrestre nuns 70 km de altitude) a unha temperatura efectiva de aproximadamente 5778 K (aprox. 5504 °C). As liñas de absorción máis fortes da atmosfera solar chámanse liñas de Fraunhofer, polo seu descubridor. A cromosfera está por riba da fotosfera do sol.

Composición química da fotosfera[editar | editar a fonte]

A composición da fotosfera considérase normalmente representativa da composición do sistema solar primordial. Non obstante, desde que se formou o Sol, algúns elementos de helio e elementos pesados ​​instaláronse gravitacionalmente desde a fotosfera. Así, na fotosfera de hoxe a fracción de helio é baixa e a metalicidade é só o 84% do que era na fase protoestelar (antes de que comezase a fusión nuclear no núcleo). Crese que a composición protoestelar do Sol era un 71,1% de hidróxeno, un 27,4% de helio e un 1,5% de elementos máis pesados.

elemento Repartición en porcentaxe en masa
Hidróxeno (H) 73,46
Helio (He) 24,85
Osíxeno (O) 0 0,77
Carbono (C) 0 0,29
Ferro (Fe) 0 0,16
Neon (ne) 0 0,12
Nitróxeno (N) 0 0,09
Silicio (Si) 0 0,07
Magnesio (Mg) 0 0,05
Xofre (S) 0 0,04
elementos restantes 0 0,10

Absorción continua[editar | editar a fonte]

A absorción de luz visible ten lugar a temperaturas relativamente baixas. Pero entre 5000 e 6000 K a luz infravermella só pode activarse mediante transicións libres. A luz visible non pode xurdir esencialmente a través de transicións no hidróxeno neutro, porque isto só está dispoñíbel ao 0,01 %.

O astrónomo Rupert Wildt atopou unha importante explicación en 1938 coa axuda dois ións negativos de hidróxeno.[4] Xorden da adición dun electrón libre a un átomo de H neutro e son debilmente estábeis; os electróns libres créanse coa lixeira ionización dos átomos de sodio. O ión H negativo só ten un estado unido.

Cando os fotóns cunha enerxía superior a 0,75 eV, é dicir, unha lonxitude de onda inferior a 1650 nm, alcanzan un ión H negativo, derruban un electrón e o que queda é un átomo H neutro. Pola contra, cando un átomo de H neutro captura un electrón, emítese luz con esta lonxitude de onda. Este proceso é o máis importante para o transporte de enerxía na fotosfera.

O átomo de H negativo gasoso estábel foi predito en 1930 por Hans Bethe e Egil Hylleraas e foi detectado no laboratorio por Herbert Massey en 1950.

Escurecemento do bordo central[editar | editar a fonte]

A fotosfera aparece en gran parte uniformemente brillante, só interrompida por manchas solares e fulguracións ou erupcións solares. Con maior resolución, con todo, móstrase a granulación da superficie solar. As estruturas granulares son células de convección creadas por correntes tipo mangueira dirixidas cara arriba e as correspondentes correntes descendentes nos espazos e desaparecen de novo aos poucos minutos despois de que se desprenda a calor.

Variación no bordo central da intensidade luminosa do sol para diferentes lonxitudes de onda en luz visible (en relación ao centro do disco solar)

O brillo superficial aparente da fotosfera, como se mostra no telescopio, diminúe desde o centro do sol proxectado (disco solar) cara ao bordo. Esta variación bordo-central é máis forte para lonxitudes de onda curtas (azul, violeta, ultravioleta) que para luz de onda longa (vermella, infravermella). É aproximada por:

Con

  • a distancia xeométrica desde o centro do disco solar en unidades do raio do disco solar
  • o coeficiente . Isto varía no visible do seguinte xeito:
cor lonxitude de onda
aprox.10 Límite ao ultravioleta 380 nm
5.0 violeta 425 nm
3.0 azul 480 nm
2.0 verde 540 nm
1.6 amarelo 580 nm
1.2 vermello 680 nm
0,9 Límite ao infravermello aprox. 800 nm

A variación bordo-centro é causada pola estratificación da temperatura da fotosfera: a temperatura diminúe ao diminuír a profundidade. Cun ángulo de saída plano, correspondente ás áreas de bordo do sol proxectado, unha parte máis grande da luz das capas máis profundas é absorbida polas capas superiores que cunha saída vertical no centro do disco solar. Como resultado, cun ángulo de saída plano, a luz das capas máis frías ten a maior parte da luz total.

Galería[editar | editar a fonte]

Notas[editar | editar a fonte]

  1. Páxina oficial do telescopio THEMIS
  2. "Páxina oficial da base de datos solares BASS 2000". Arquivado dende o orixinal o 06 de decembro de 2007. Consultado o 29 de maio de 2021. 
  3. Philippe-A. Bourdin: Standard 1D solar atmosphere as initial condition for MHD simulations and switch-on effects In: Cent. Europ. Astrophys. Bull. 38, Nr. 1, 2014, ISSN 1845-8319, S. 1–10 (arXiv.org).
  4. Lawrence H. Aller: Atoms, Stars, and Nebulae, 1991, S. 80

Véxase tamén[editar | editar a fonte]

Bibliografía[editar | editar a fonte]