ფოტოსფერო: განსხვავება გადახედვებს შორის
| [შემოწმებული ვერსია] | [შემოწმებული ვერსია] |
მNo edit summary |
მ clean up, replaced: ღებულობს → იღებს using AWB |
||
| ხაზი 3: | ხაზი 3: | ||
'''ფოტოსფერო''' — [[ვარსკვლავის ატმოსფერო]]ს გამომსხივებელი ფენა, რომელშიც გამოსხივების უწყვეტი [[სპექტრი]]ს ნაკადი წარმოიშვება. ფოტოსფერო იძლევა ვარსკვლავის გამოსხივების ძირითად ნაწილს. |
'''ფოტოსფერო''' — [[ვარსკვლავის ატმოსფერო]]ს გამომსხივებელი ფენა, რომელშიც გამოსხივების უწყვეტი [[სპექტრი]]ს ნაკადი წარმოიშვება. ფოტოსფერო იძლევა ვარსკვლავის გამოსხივების ძირითად ნაწილს. |
||
ფოტოსფერო არაგამჭირვალე ([[ოპტიკური სისქე]] <math>\tau \approx 1</math>), შთანთქავს ხოლო შემდეგ განმეორებით გამოასხივებს ენერგიას, რომელსაც ვარსკვლავის სირღმიდან |
ფოტოსფერო არაგამჭირვალე ([[ოპტიკური სისქე]] <math>\tau \approx 1</math>), შთანთქავს ხოლო შემდეგ განმეორებით გამოასხივებს ენერგიას, რომელსაც ვარსკვლავის სირღმიდან იღებს. რადგან ფოტოსფეროს გამჭირვალობა დაბალია, ენერგიის გადატანა კონვექციის გზით ხდება: მზის გვირგვინის შემთხვევაში იხილება როგორც [[ფოტოსფეროს გრანულირება]], ე.ი. ნათელი ცხელი კონვექტიური გრანულების სახით. ფოტოსფეროს სირღმე დამოკიდებულია მისი გამჭირვალობისა და, ამის შესაბამისად, სიმკვრივეზე. ფოტოსფეროს ტიპიური სიღრმე შეადგენს: მზისთვის 300 კმ; თეთრი ვარსკვლავებისთვის (მთავარ თანმიმდევრობის) '''A0V''' სპექტრალური კლასით ~1000 კმ; G კლასის გიგანტებისთვის ~10<sup>4</sup>—10<sup>5</sup> კმ, ე.ი. ვარსკვლავის დიამეტრზე გაცილებით ნაკლები. |
||
[[ფაილი:Sun Atmosphere Temperature and Density SkyLab.jpg|thumb|300 px|მზის ატმოსფეროს ტემპერატურა და სიმკვრივე]] |
[[ფაილი:Sun Atmosphere Temperature and Density SkyLab.jpg|thumb|300 px|მზის ატმოსფეროს ტემპერატურა და სიმკვრივე]] |
||
18:55, 3 თებერვალი 2015-ის ვერსია
ფოტოსფერო — ვარსკვლავის ატმოსფეროს გამომსხივებელი ფენა, რომელშიც გამოსხივების უწყვეტი სპექტრის ნაკადი წარმოიშვება. ფოტოსფერო იძლევა ვარსკვლავის გამოსხივების ძირითად ნაწილს.
ფოტოსფერო არაგამჭირვალე (ოპტიკური სისქე ), შთანთქავს ხოლო შემდეგ განმეორებით გამოასხივებს ენერგიას, რომელსაც ვარსკვლავის სირღმიდან იღებს. რადგან ფოტოსფეროს გამჭირვალობა დაბალია, ენერგიის გადატანა კონვექციის გზით ხდება: მზის გვირგვინის შემთხვევაში იხილება როგორც ფოტოსფეროს გრანულირება, ე.ი. ნათელი ცხელი კონვექტიური გრანულების სახით. ფოტოსფეროს სირღმე დამოკიდებულია მისი გამჭირვალობისა და, ამის შესაბამისად, სიმკვრივეზე. ფოტოსფეროს ტიპიური სიღრმე შეადგენს: მზისთვის 300 კმ; თეთრი ვარსკვლავებისთვის (მთავარ თანმიმდევრობის) A0V სპექტრალური კლასით ~1000 კმ; G კლასის გიგანტებისთვის ~104—105 კმ, ე.ი. ვარსკვლავის დიამეტრზე გაცილებით ნაკლები.
ფოტოსფეროს ტემპერატურა სირღმისთანავე იზრდება, რაც მზის დისკოს ნაპირის ხილვად დამუქებას განაპირობებს. მზის ფოტოსფეროს ზედაპირზე აღინიშნება დაბალი ტემპერატურის კერები (1500 K) — მზის ლაქები.
ფოტოსფეროში ვარსკვლავის გამოსხივების უწყვეტი სპექტრი წარმოიშვება. ფოტოსფეროს თავზე ტემპერატურა და გამჭირვალობა ვარსკვლავის ატმოსფეროს ქრომოსფეროში, რომელშიც ვარსკვლავის სპქეტრის შთანთქვის ზოლები ფორმირდება (მზის გვირგვინში), მომატებას იწყებს, გვირგვინის ზოგიერთ უბანში მილიონ გრადუსს აღწევს.