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 e visualización dos datos por BASS 2000.
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.

| 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

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 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:

{\displaystyle {\frac {I(\rho )}{I(0)}}={\frac {1+\beta {\sqrt {1-\rho ^{2}}}}{1+\beta }}}
Con

* a distancia xeométrica \rho  desde o centro do disco solar en unidades do raio do disco solar
* o coeficiente {\displaystyle \beta }. Isto varía no visible do seguinte xeito:

| {\displaystyle \beta } | 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
-------

* Imaxe de alta resolución da superficie do Sol a partir do telescopio maior do mundo, o  Daniel K. Inouye (DKIST, polas súas siglas en inglés)Imaxe de alta resolución da superficie do Sol a partir do telescopio maior do mundo, o  Daniel K. Inouye (DKIST, polas súas siglas en inglés)
* Imaxe de alta resolución de mancha solar rodeada de granulación co telescopio DKISTImaxe de alta resolución de mancha solar rodeada de granulación co telescopio DKIST
* Movemento de gránulos na superficie do Sol, capturado polo Swedish Solar Telescope

Notas
-----

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
------------

### Bibliografía

* A fotosfera do sol *(en alemán)*

|  |  |
| --- | --- |
| Control de autoridades | 
* Wd: Q6372
* BRE: 4734908
* EBID: ID
* GEC: 0110122
* JSTOR: photospheres
* MAG: 108884401
* UAT: 1237

 |