Astronomía

La fotosfera es relativamente transparente. ¿Está bien?

La fotosfera es relativamente transparente. ¿Está bien?

Este libro, Astronomía en minutos: 200 conceptos clave explicados en un instante, de Giles Sparrow, dice que la fotosfera es una superficie visible al principio, pero después de eso, dice que el Sol se vuelve frío y luego transparente, así que estoy confundido.

Nuestra estrella local es una bola de gas ardiente de 1,39 millones de kilómetros (863.000 millas) de diámetro. Impulsado por fusión nuclear, tiene una estructura interna de tres capas (consulte las páginas 272 y 286). Su superficie visible o 'fotosfera' marca la zona donde los gases calientes del Sol se vuelven escasos y lo suficientemente fríos como para volverse transparentes, a una temperatura de alrededor de 5.500 ° C (9.900 ° F), pero la escasa atmósfera o corona del Sol se extiende mucho más hacia afuera.

Creo que la frase resaltada en negrita (no resaltado en el original) representa la definición de cromosfera… ¿Es eso correcto?


Consulte la otra respuesta de @RobJeffries para obtener una explicación más detallada. Aquí solo abordo la cuestión de cómo algo transparente también puede ser visible.

Las cosas transparentes aún pueden emitir luz brillante. En algunas circunstancias, incluso puede aproximarse a la radiación de un cuerpo negro. Piense en el vidrio al rojo vivo y luego imagine que es mucho más grande y el vidrio ahora es gas.

sobre: de Glowing Glass

sobre: de Wikipedia


El Sol es una gran bola de gas relativamente denso. En la mayoría de los puntos dentro del Sol, si se emite un fotón, será reabsorbido o dispersado en una escala de longitud relativamente corta.

La fotosfera del Sol (lo que realmente podemos ver) se define simplemente como la superficie por la que es muy probable que escape un fotón que se emite hacia el exterior. ¡Esta es también la definición de transparencia!

En otras palabras, lo que miente sobre la fotosfera es transparente a la radiación emitida en la fotosfera.

Esta definición es inexacta en el sentido de que solo se puede definir una probabilidad de que escape un fotón. Por convención, la fotosfera generalmente se define como un lugar donde la profundidad óptica es aproximadamente 2/3 y un fotón tiene aproximadamente un 50% de posibilidades de escapar. Esto, a su vez, depende de la longitud de onda (ya que el coeficiente de absorción del gas en la atmósfera del Sol varía con la longitud de onda) y es por eso que vemos características y líneas de absorción en el espectro solar: estamos viendo diferentes profundidades (y por lo tanto temperaturas) en el Sol.

La razón por la que la fotosfera está a esta densidad / temperatura particular, es que la opacidad en la fotosfera y justo debajo está dominada por iones H $ ^ {-} $. Estos se forman a partir de los copiosos átomos de H que se combinan con electrones libres de elementos más pesados ​​fácilmente ionizados como Na, Fe, Mg, etc. Estos iones H $ ^ {-} $ pueden ser fácilmente desintegrados por cualquier fotón con una energía superior a 0,75 eV. conduciendo a opacidad a la luz con $ lambda <2.2 , mu $ m. Sin embargo, a medida que la densidad / temperatura disminuye con la altura, se vuelve cada vez más difícil formar iones H $ ^ {-} $ porque el suministro de electrones libres se seca, las escalas de tiempo de colisión aumentan y el gas se vuelve transparente a la luz visible, excepto en distintas longitudes de onda. correspondiente a líneas de absorción de diversas especies químicas.

Si lo desea, puede darle la vuelta a esto y preguntarse: si disparara un fotón al Sol, ¿en qué posición de la atmósfera del Sol sería más probable que se absorbiera? La respuesta es la fotosfera, la profundidad a la que el Sol deja de ser transparente.

NB: La cromosfera y la corona se encuentran por encima de la fotosfera, son más calientes pero mucho menos densas y son transparentes a la luz visible de casi todas las longitudes de onda. Ellos también emiten luz, principalmente en forma de líneas de emisión estrechas con muy poco continuo. La luz de la fotosfera de abajo generalmente empantana nuestra vista de la cromosfera, sin embargo, se puede ver por encima de la extremidad del Sol durante un eclipse solar y la espectroscopía de alta resolución puede detectar las líneas de emisión cromosférica, especialmente en las regiones ultravioleta y EUV donde domina.


¿Por qué la superficie del Sol parece tener un borde afilado?

El Sol parece tener un borde afilado porque está distante y la fotosfera es muy brillante.

Explicación:

La fotosfera del Sol es muy brillante. Las capas externas del Sol son la cromosfera y la corona, que tienen características muy distintas. Estas características solo se pueden ver durante un eclipse solar o utilizando equipo especializado.

La fotografía de abajo fue tomada con una cámara digital usando una película de mylar que reduce la intensidad de la luz en un factor de varios millones. Observe que el Sol parece circular con un borde afilado. Las únicas características visibles son las manchas solares.

La razón por la que otras características no son visibles es que reducir la cantidad de luz para ver la fotosfera reduce su luz a niveles donde no se pueden ver.

Ahora las cosas son diferentes durante un eclipse solar. La fotosfera está completamente cubierta por la Luna. Esto hace que la cromosfera, las erupciones solares y la corona solar sean visibles. La fotografía muestra estas características.

El uso de filtros especializados, como los filtros de hidrógeno # alfa #, permite que otras características del sol se hagan visibles.


¿Son las gigantes rojas ópticamente (semi) transparentes?

Debido a su gran tamaño y masa relativamente baja, las gigantes rojas como Betelgeuse de Antares son MUY tenues. Por ejemplo, Antares. Suponiendo un radio de 883 radios solares y una masa de 12,4 veces la del Sol (según el libro de texto de astronomía en línea más grande), su densidad es 0,000025 kg / m3 mientras que el Sol es 1400 y el agua es 998 kg / m3. El aire (100kPa) es de 1.3 kg / m3, por lo que esto equivale a aire a una presión de 2.5Pa == 25 microbar, uno de los mejores vacíos de la Tierra. Y si esta densidad es el promedio de todo el cuerpo de Antares, pero en realidad su núcleo es mucho más denso y las capas externas son aún más tenues, puede ser de 1 microbar.

Entonces creo que sus capas externas son completamente transparentes y no existe una fotosfera visible. Más cerca de su núcleo, el cuerpo de la estrella se vuelve cada vez más opaco, algo como esta imagen. Pero esa es mi teoría. Cuando un objeto emite luz no significa que sea opaco. Las llamas en un incendio son semitransparentes debido a las partículas sólidas incandescentes en el gas caliente. Y una estrella ni siquiera tiene partículas sólidas: solo es gas caliente.


Editado por skysurfer, 14 de junio de 2015-14: 02 h.

# 2 stargazer193857

Su brillo comparado con el brillo de fondo debería convertirlo en un punto mudo a menos que esté usando un telescopio de rayos gamma para ver un agujero negro en el otro lado.

Además, son muy turbulentos, lo que en la atmósfera terrestre significa mala visibilidad, pero en este caso millones de veces más para mezclarlo.

La luz tarda un millón de años en salir del núcleo. Si tu amigo del otro lado te saluda y no lo ve hasta un millón de años después, eso sigue siendo transparente.

Las nubes en la Tierra dispersan la luz. Sin duda, la luz rebotaría con corrientes de convección dentro de una gigante roja. Un cierto grado de transparencia, pero digo que no.

Finalmente, absorberían un espectro de la luz, por lo que sale sin ese espectro. ¿Eso todavía cuenta como transparente?

Ahora, si quieres hablar de galaxias, esas son transparentes. Vi una imagen de dos galaxias, una frente a la otra. No sé sus nombres, pero se puede ver a través de uno en el otro, con carriles oscuros superpuestos. Fue realmente genial de ver.

# 3 stargazer193857

Además, el jugo de Betelgeuse es un súper gigante rojo. El sol se convertirá en un gigante rojo. Dos clases diferentes de estrellas con dos faits diferentes. Betelgeuse se volverá loco. Nuestro sol simplemente se soltará para formar una nebulosa planetaria y dejar atrás una enana blanca. Betelgeuse creará otra nebulosa de cangrejo.

# 4 skysurfer

La luz tarda un millón de años en salir del centro.

# 5 gfamilia

La cuestión fundamental que define el "borde" de una estrella es la "profundidad óptica". Básicamente, la atmósfera de una estrella está formada por plasma, que contiene electrones libres y núcleos ionizados (principalmente núcleos de hidrógeno, es decir, protones). Un fotón que pasa a través del plasma puede ser absorbido y reemitido por los electrones / protones del plasma. La profundidad en la atmósfera que consideramos "transparente" es la posición en la que es más probable que un fotón escape de la estrella sin ser absorbido. La posibilidad de que se emitan de forma ininterrumpida es mayor para los fotones que se mueven directamente de forma radial desde la superficie, por lo que también se trata de la misma 'profundidad' que vemos como el borde visible del disco solar utilizando PST.

Esto define la 'superficie' de cualquier estrella, ya sea la Secuencia Principal como nuestro Sol o las Gigantes Rojas.

# 6 GlennLeDrew

Cualquier diámetro de estrella, como se define comúnmente, lo establece la fotosfera, donde el gas se vuelve opaco. Por encima de esta transición, la temperatura * muy * aumenta repentinamente, con una disminución concomitante de la densidad, lo que hace que el gas sea transparente.

A la gravedad superficial bastante baja para los gigantes más grandes (particularmente las supergigantes) se cree que la superficie se aparta considerablemente de la esfericidad y uniformidad.

# 7 Tony Flanders

Cualquier diámetro de estrella, como se define comúnmente, lo establece la fotosfera, donde el gas se vuelve opaco. Por encima de esta transición, la temperatura * muy * aumenta repentinamente, con una disminución concomitante de la densidad, lo que hace que el gas sea transparente.

Es bastante rápido, pero no exactamente repentino. Además, la fotosfera varía según la longitud de onda de la luz. Es famoso que las personas que usan visores H-alfa ven que los eclipses y los tránsitos de los planetas interiores comienzan unos segundos antes que las personas con visores de luz blanca, porque la fotosfera es un poco más grande en rojo intenso que en violeta.

El límite ligeramente borroso de la fotosfera también es obvio si miras las fotos de la extremidad del Sol, asumiendo que no están totalmente quemadas.

Sin duda, la borrosidad es mucho mayor para las gigantes rojas, porque el gradiente de gravedad en la superficie de una gigante roja es muy pequeño en comparación con el gradiente de gravedad en la superficie del Sol.

En cuanto a que el gas cerca de la superficie de una gigante roja es tenue, seguro que lo es. Pero recuerda lo enormes que son las estrellas. De hecho, puede ver a través de la llama de un fuego de leña hasta cierto punto, pero en ese caso está mirando a través de unas pocas pulgadas de gas incandescente. Con una estrella, estás mirando a través de miles de kilómetros de gas brillante. Incluso si la densidad es muy baja, las posibilidades de golpear una molécula a lo largo de cualquier línea de visión son bastante altas cuando esa línea de visión es tan larga.


¿Por qué el Sol se comporta como un cuerpo negro?

La palabra clave en su pregunta es & cupo aproximadamente & quot. No existe un cuerpo negro ideal, son idealizaciones. En realidad, siempre verá alguna desviación de este comportamiento ideal. En el caso del Sol, hay líneas de absorción y líneas de emisión encima de la radiación térmica. Esas líneas de absorción y emisión son lo que menos científicos "ven" la composición de las estrellas. Después de suavizar esas líneas de absorción y emisión, la radiación del Sol es muy cercana a la de un cuerpo negro ideal (pero aún no es una combinación perfecta).

La razón de esa radiación de cuerpo casi negro es simple: el Sol es un plasma. Cuando las partículas cargadas interactúan electromagnéticamente, emiten fotones que es la mecánica por la cual las partículas cargadas interactúan electromagnéticamente. La frecuencia del fotón emitido depende de qué tan cerca se acercaron las partículas entre sí y de las velocidades de relatividad, las cuales son aleatorias y continuas en lugar de discretas y bien definidas). Dado que las partículas de ese plasma están más o menos en equilibrio térmico, las velocidades relativas se acercan mucho a seguir la distribución de Maxwell-Boltzmann y, por lo tanto, los fotones emitidos se acercan mucho a la distribución del cuerpo.


¡Darle una oportunidad!

Veamos qué tan bien funciona este método probándolo en un caso particular. En un artículo publicado en 1992, Schmidt, Kirshner y Eastman aplicaron la técnica EPM a 10 supernovas de Tipo II diferentes. Aquí está su compilación de datos sobre SN 1970G (que se basan en observaciones publicadas hace años).

Su modelo de la fotosfera es considerablemente más sofisticado que el nuestro, por lo que las temperaturas que obtienen en los primeros tiempos son algo más altas que los valores que he mencionado anteriormente. Escojamos las observaciones hechas en épocas tardías, cuando las temperaturas son aproximadamente de 6000 K.

  1. elija una fila cerca del final de la tabla
  2. calcular el número de segundos desde la explosión
  3. Usando las velocidades en la segunda columna, calcule el tamaño de las capas externas de la eyección.
  4. usando las temperaturas en la tercera columna, calcule la luminosidad total de la estrella
  5. Convierta la luminosidad a una magnitud absoluta, puede compararla con el Sol, y asumir que la magnitud bolométrica absoluta del Sol, dada en la sección 3.6 de su libro de texto.
  6. determinar el módulo de distancia a SN 1970G
  7. determinar la distancia a SN 1970G en parsecs y megaparsecs

El cálculo simple que ha realizado debería producir algo como el valor que se muestra en la tabla anterior de Schmidt, Kirshner y Eastman, en la columna etiquetada ( textbf). El análisis y el modelado más complejos de los autores de las observaciones de SN 1970G (que aparecen en la columna denominada Dcorr arrojan una estimación de ( mathbf textbf ).

SN 1970G ocurrió en la galaxia M101, una galaxia espiral muy bonita y relativamente cercana. Los astrónomos utilizaron el telescopio espacial Hubble para estudiar estrellas variables cefeidas en M101 a principios de la década de 1990, lo que llevó a una estimación de distancia independiente. Aquí hay una parte del resumen del documento del equipo del proyecto clave de HST sobre las cefeidas en M101:

Usando una ley de extinción galáctica y los módulos de distancia V e I aparentes, hemos encontrado un enrojecimiento medio para la muestra M101 de E (B- V) = 0.03 mag y un módulo de distancia verdadero a MI01 de 29.34 +/- 0.17 mag, correspondiente a una distancia de 7,4 +/- 0,6 Mpc.


Fotosfera

la capa más profunda y densa de una atmósfera estelar, incluida la atmósfera solar, de la que escapa la mayor parte de la energía radiante estelar.

Una gran parte del espectro continuo de estrellas, principalmente el espectro visible, y la mayoría de las líneas de absorción de Fraunhofer surgen en la fotosfera. La fotosfera está generalmente en equilibrio radiativo. Es más fácil que la radiación escape de las capas superiores de una atmósfera estelar y, en consecuencia, la temperatura de la estrella disminuye a medida que se acercan las capas exteriores. En promedio, la temperatura se acerca a la temperatura efectiva de la estrella. El tamaño de la fotosfera de las estrellas de la secuencia principal (en el diagrama de Hertzsprung-Russell) en relación con el radio de las estrellas es 10 & ndash4 & ndash10 & ndash3, de enanas blancas del orden de 10 & ndash6, y de gigantes y supergigantes 10 & ndash3 & ndash10 & ndash2. Las densidades medias de gas de las fotosferas de varias estrellas varían de 10 & ndash9 g / cm 3 para las estrellas calientes de la secuencia principal a 10 & ndash6 g / cm 3 para las enanas blancas.

La fotosfera del sol, que coincide con su superficie aparente, se ha estudiado con mayor detalle. Tiene 200 & ndash300 km de espesor, y su temperatura varía de 4500 & deg a 8000 & degK. La presión del gas varía de 10 & ndash5 a 10 & ndash3 dyne / cm 2. La fotosfera es la única región del sol con ionización relativamente débil del sol y el elemento químico predominante rsquoshhidrógeno y mdash, cuyo grado de ionización es de aproximadamente 10 & ndash4. En estrellas similares al sol, la fuerte opacidad de los gases fotosféricos se debe a una pequeña impureza de iones de hidrógeno negativos.

Usando un telescopio de fotosfera es posible observar la estructura fina de la fotosfera solar y mdashgranulación y mdash que consiste en pequeños gránulos redondos (alrededor de 1000 km de diámetro) brillantes que están separados por regiones intergranulares oscuras.


Fotosfera

la capa más profunda y densa de una atmósfera estelar, incluida la atmósfera solar, de la que escapa la mayor parte de la energía radiante estelar.

Una gran parte del espectro continuo de estrellas, principalmente el espectro visible, y la mayoría de las líneas de absorción de Fraunhofer surgen en la fotosfera. La fotosfera está generalmente en equilibrio radiativo. Es más fácil que la radiación escape de las capas superiores de una atmósfera estelar y, en consecuencia, la temperatura de la estrella disminuye a medida que se acercan las capas exteriores. En promedio, la temperatura se acerca a la temperatura efectiva de la estrella. El tamaño de la fotosfera de las estrellas de la secuencia principal (en el diagrama de Hertzsprung-Russell) en relación con el radio de las estrellas es 10 & ndash4 & ndash10 & ndash3, de enanas blancas del orden de 10 & ndash6, y de gigantes y supergigantes 10 & ndash3 & ndash10 & ndash2. Las densidades medias de gas de las fotosferas de varias estrellas varían de 10 & ndash9 g / cm 3 para las estrellas calientes de la secuencia principal a 10 & ndash6 g / cm 3 para las enanas blancas.

La fotosfera del sol, que coincide con su superficie aparente, se ha estudiado con mayor detalle. Tiene un espesor de 200 & ndash300 km y su temperatura varía de 4500 & deg a 8000 & degK, la presión del gas varía de 10 & ndash5 a 10 & ndash3 dyne / cm 2. La fotosfera es la única región del sol con ionización relativamente débil del sol y el elemento químico predominante rsquoshhidrógeno y mdash, cuyo grado de ionización es de aproximadamente 10 & ndash4. En estrellas similares al sol, la fuerte opacidad de los gases fotosféricos se debe a una pequeña impureza de iones de hidrógeno negativos.

Usando un telescopio de fotosfera es posible observar la estructura fina de la fotosfera solar y mdashgranulación y mdash que consiste en pequeños gránulos redondos (alrededor de 1000 km de diámetro) brillantes que están separados por regiones intergranulares oscuras.


Fotosfera

la capa más profunda y densa de una atmósfera estelar, incluida la atmósfera solar, de la que escapa la mayor parte de la energía radiante estelar.

Una gran parte del espectro continuo de estrellas, principalmente el espectro visible, y la mayoría de las líneas de absorción de Fraunhofer surgen en la fotosfera. La fotosfera está generalmente en equilibrio radiativo. Es más fácil que la radiación escape de las capas superiores de una atmósfera estelar y, en consecuencia, la temperatura de la estrella disminuye a medida que se acercan las capas exteriores. En promedio, la temperatura se acerca a la temperatura efectiva de la estrella. El tamaño de la fotosfera de las estrellas de la secuencia principal (en el diagrama de Hertzsprung-Russell) en relación con el radio de las estrellas es 10 & ndash4 & ndash10 & ndash3, de enanas blancas del orden de 10 & ndash6, y de gigantes y supergigantes 10 & ndash3 & ndash10 & ndash2. Las densidades medias de gas de las fotosferas de varias estrellas varían de 10 & ndash9 g / cm 3 para las estrellas calientes de la secuencia principal a 10 & ndash6 g / cm 3 para las enanas blancas.

La fotosfera del sol, que coincide con su superficie aparente, se ha estudiado con mayor detalle. Tiene 200 & ndash300 km de espesor, y su temperatura varía de 4500 & deg a 8000 & degK. La presión del gas varía de 10 & ndash5 a 10 & ndash3 dyne / cm 2. La fotosfera es la única región del sol con ionización relativamente débil del sol y el elemento químico predominante rsquoshhidrógeno y mdash, cuyo grado de ionización es de aproximadamente 10 & ndash4. En estrellas similares al sol, la fuerte opacidad de los gases fotosféricos se debe a una pequeña impureza de iones de hidrógeno negativos.

Usando un telescopio de fotosfera es posible observar la estructura fina de la fotosfera solar y mdashgranulación y mdash que consiste en pequeños gránulos redondos (alrededor de 1000 km de diámetro) brillantes que están separados por regiones intergranulares oscuras.


(Sin embargo) Otro espectro Gamma Cassiopeiae

Tomé este espectro de Gam-Cas con el Alpy 600 la misma noche en que obtuve el espectro Vega publicado recientemente. Se utilizó la misma configuración con Skywatcher 120 mm f / 7, Alpy 600 y ZWO ASI183MM. El espectro se corrigió para la respuesta del instrumento.

A diferencia de Vega, cerca del cenit, Gam-Cas solo se había elevado a poco menos de 42 grados de altitud. Además, mucha contaminación lumínica local se reflejaba en la humedad de la atmósfera (yo vivo cerca del océano y, después de un día caluroso y húmedo, la temperatura bajó hasta cerca del punto de rocío). La transparencia fue pobre, aunque la visibilidad fue promedio, o incluso un poco mejor. Así que no estaba seguro de qué esperar, pero me sorprendieron los resultados relativamente buenos.

Aquí está el mismo espectro normalizado a la radiación de fondo continua.

El ancho equivalente de la línea H-Alpha es aproximadamente 6,6 veces mayor que la línea H-Beta. Sin embargo, el flujo continuo de fondo es casi 3 veces mayor en H-Beta, y la fuerza de la línea depende del flujo de energía emitido. La intensidad de estas líneas de emisión también varía irregularmente con el tiempo (hasta

2X, o más en la década de 1930, aunque no tanto en los últimos años) de Gam-Cas, y están relacionados con la temperatura y la densidad de los átomos de hidrógeno en la región emisora ​​alrededor de la estrella.

Editado por gvk, 08 de septiembre de 2018-15: 14h.

# 2 robin_astro

Un espectro de excelente calidad.

Comparando la fuerza de absorción líneas de esta manera está bien ya que la absorción es normalmente una proporción del continuo, pero el espectro rectificado (es decir, normalizado al continuo) no muestra la intensidad relativa de emisión líneas correctamente, ya que está midiendo efectivamente la fuerza (EW) en relación con el continuo local.

En general, las líneas de emisión y el continuo provienen de diferentes fuentes, no están directamente relacionadas y varían independientemente unas de otras. Aquí, por ejemplo, el continuo es de la fotosfera estelar y las líneas de emisión son del disco circunestelar.

Para comparar la fuerza de las líneas de emisión, debe comparar el flujo en la línea directamente, no en relación con el continuo. Un ejemplo clásico son las novas, donde cuando se mide en relación con el continuo, la línea alfa de H parece crecer dramáticamente con el tiempo durante varios meses, pero el flujo alfa de H real pronto cae después de alcanzar un máximo.

Editado por robin_astro, 08 de septiembre de 2018-06: 12 AM.

# 3 gvk

Sí, tiene razón en que los anchos equivalentes para las líneas de emisión no son una buena medida de intensidad.

El ancho equivalente de una línea de emisión proporciona una estimación del rango del continuo de fondo local que proporcionaría el mismo flujo de energía, aunque las fuentes de radiación estén físicamente separadas, si el continuo es relativamente constante (las novas se comportan de manera diferente). Pero el flujo continuo varía con la longitud de onda, y la intensidad de la línea depende del flujo de energía real como usted indicó. Para complicar aún más el problema de una estrella Be, la absorción en la fotosfera de la estrella también restará el flujo de la línea de emisión medida. Los espectros de mayor resolución pueden resolver una caída o un mínimo local en el centro de una línea de emisión si la absorción es lo suficientemente fuerte, lo que hace que el análisis de las formas de las líneas para extraer información sobre las condiciones en estas diversas regiones sea más desafiante.

Edité un poco mi publicación original según tu corrección. Gracias.

# 4 Astroquímico orgánico

Felicitaciones por su espectro.

Siempre suceden muchas cosas en estos espectros.

Creo que la parte más interna del anillo puede contribuir al continuo, por lo que el continuo puede no ser constante.

También creo que tanto las absorciones amplias de la fotosfera como las absorciones estrechas del disco (o caparazón) pueden restar de la línea de emisión.

Nunca me han explicado esto realmente, así que agradecería que alguien pudiera aclarar la imagen:

Supongo que el continuo proviene principalmente de transiciones libres libres (bremsstrahlung inverso). A cierta profundidad física, la profundidad óptica es demasiado grande y los fotones no pueden salir y no podemos verlos. Si la profundidad óptica fuera cero, entonces veríamos el continuo como un cuerpo negro sin absorciones. La fotosfera se define como la región donde la mitad de los fotones pueden salir (profundidad óptica = 2/3 para una longitud de onda determinada).

¿Son las transiciones libres o sin límites más importantes para la opacidad? ¿Qué elementos químicos son los más importantes?

¿Dónde está la fotosfera en las longitudes de onda de las absorciones que vemos?

¿Las absorciones ocurren debajo, en o encima de la fotosfera?

¿Las absorciones a diferentes longitudes de onda ocurren en diferentes ubicaciones físicas (y profundidades ópticas?)?

Las emisiones solo pueden ocurrir a profundidades ópticas más bajas, por encima de la fotosfera, pero ¿se producen las emisiones a diferentes longitudes de onda en diferentes ubicaciones físicas (y profundidades ópticas?).

Gracias por cualquier ayuda en esto.

# 5 gvk

Felicitaciones por su espectro.

Siempre suceden muchas cosas en estos espectros.

Creo que la parte más interna del anillo puede contribuir al continuo, por lo que el continuo puede no ser constante.

También creo que tanto las absorciones amplias de la fotosfera como las absorciones estrechas del disco (o caparazón) pueden restar de la línea de emisión.

Realmente nunca me han explicado esto, por lo que agradecería que alguien pudiera aclarar la imagen:

Supongo que el continuo proviene principalmente de transiciones libres libres (bremsstrahlung inverso). A cierta profundidad física, la profundidad óptica es demasiado grande y los fotones no pueden salir y no podemos verlos. Si la profundidad óptica fuera cero, entonces veríamos el continuo como un cuerpo negro sin absorciones. La fotosfera se define como la región donde la mitad de los fotones pueden salir (profundidad óptica = 2/3 para una longitud de onda determinada).

¿Son las transiciones libres o sin límites más importantes para la opacidad? ¿Qué elementos químicos son los más importantes?

¿Dónde está la fotosfera en las longitudes de onda de las absorciones que vemos?

¿Las absorciones ocurren debajo, en o encima de la fotosfera?

¿Las absorciones a diferentes longitudes de onda ocurren en diferentes ubicaciones físicas (y profundidades ópticas?)?

Las emisiones solo pueden ocurrir a profundidades ópticas más bajas, por encima de la fotosfera, pero ¿se producen las emisiones a diferentes longitudes de onda en diferentes ubicaciones físicas (y profundidades ópticas?).

Gracias por cualquier ayuda en esto.

Ciertamente, puede haber una radiación continua del material en el anillo, pero es probable que tenga una intensidad mucho menor que la de la fotosfera de la estrella. Y para líneas de emisión más débiles, también pueden aparecer alas más anchas debido a una línea de absorción en la fotosfera alrededor de la línea de emisión, como sugiere.

El continuo es esencialmente radiación de cuerpo negro, por lo que todos los mecanismos de dispersión y absorción / reemisión contribuyen a aleatorizar y enfriar la radiación a medida que escapa del interior estelar.

Incluso en el mismo lugar, la fotosfera no tiene el mismo grosor en todas las longitudes de onda. En otras palabras, la profundidad óptica depende de la longitud de onda. Entonces, en la longitud de onda de una línea de absorción, los fotones escapan más cerca de la superficie, es decir, una profundidad óptica más corta y, por lo tanto, una región ligeramente más fría.

Al menos así es como este "astrofísico de sillón" entiende los mecanismos.


¿Por qué la cromosfera es roja?

Ver respuesta completa. Considerando esto, ¿qué es la cromosfera del Sol?

Atmósfera. La atmósfera es la segunda capa más externa del sol. De varios miles de kilómetros de espesor, reside sobre la fotosfera y debajo de la corona. Debido a su baja densidad, es relativamente transparente, lo que hace que la fotosfera se considere la superficie visual de la sol.

De manera similar, ¿por qué la corona es la parte más caliente del sol? Sin embargo, el corona es cientos de veces mas caliente que la Sol superficie. La misión descubrió paquetes de muy caliente material llamado "bombas de calor" que viajan desde el sol en el corona. En el corona, las bombas de calor explotan y liberan su energía en forma de calor.

De esta manera, ¿de qué está hecha la cromosfera?

Las capas externas del sol, como el atmósfera, están hecho de principalmente hidrógeno y algo de gas helio en forma de plasma. Aunque solo es visible durante un eclipse solar, el atmósfera es de color rojo. De hecho, el atmósfera originalmente fue nombrado como tal debido al color rojo.


Ver el vídeo: Alex Campos-Mil Palabritas letra (Enero 2022).