Fotosfera

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
A temperatura na fotosfera varía segundo a estrela. No caso do Sol, a temperatura fotosférica é duns 5504 °C. 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
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
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 (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
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.
Absorción continua
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. 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
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 a arriba e as correspondentes correntes descendentes nos espazos e desaparecen de novo aos poucos minutos despois de que se desprenda a calor. 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: I ( ρ ) I ( 0 )
1 + β 1 − ρ 21 + β {\displaystyle {\frac {I(\rho )}{I(0)}}
{\frac {1+\beta {\sqrt {1-\rho ^{2}}}}{1+\beta }}} Con a distancia xeométrica ρ {\displaystyle \rho } desde o centro do disco solar en unidades do raio do disco solar
o coeficiente β {\displaystyle \beta }. Isto varía no visible do seguinte xeito: 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.