الغلاف اللوني

📅 آخر تحديث: ٤ أغسطس ٢٠٢٦
✍️ نُشر في: ٤ أغسطس ٢٠٢٦
📷 يحتوي على 4 صور
الموسوعة الحرة
ينبعث من الغلاف اللوني ضوء أحمر داكن في الغالب من خط الطيف H α .

الكروموسفير ("كرة اللون"، من الكلمتين اليونانيتين القديمتين χρῶμα ( khrôma ) بمعنى "لون" و σφαῖρα ( sphaîra ) بمعنى " كرة ") هو الطبقة الثانية من الغلاف الجوي للنجم ، ويقع فوق الفوتوسفير وتحت منطقة الانتقال الشمسي والإكليل الشمسي . يشير المصطلح عادةً إلى كروموسفير الشمس ، ولكنه ليس حصريًا، إذ يُطلق أيضًا على الطبقة المقابلة في الغلاف الجوي النجمي . اقترح الفلكي الإنجليزي نورمان لوكير هذا الاسم بعد إجراء رصد شمسي منهجي لتمييز هذه الطبقة عن الفوتوسفير الذي يُصدر الضوء الأبيض . [ 1 ] [ 2 ]

يبلغ ارتفاع الكروموسفير في الغلاف الجوي للشمس ما بين 3000 و5000 كيلومتر (1900 إلى 3100 ميل) ، أي ما يزيد قليلاً عن 1% من نصف قطر الشمس عند أقصى سمك له. ويحتوي على طبقة متجانسة عند حدوده مع الفوتوسفير. وتنطلق من هذه المنطقة المتجانسة نفاثات ضيقة من البلازما ، تُسمى الشويكات ، وتخترق الكروموسفير، ممتدةً لمسافة تصل إلى 10000 كيلومتر (6200 ميل) داخل الإكليل الشمسي.  

تتميز طبقة الكروموسفير بلونها الأحمر المميز الناتج عن الانبعاثات الكهرومغناطيسية في خط طيف الهيدروجين ألفا (Hα ) . وتُستقى المعلومات عنها بشكل أساسي من تحليل إشعاعها الكهرومغناطيسي المنبعث. [ 3 ] كما يمكن رؤية طبقة الكروموسفير في الضوء المنبعث من الكالسيوم المتأين (Ca II) في الجزء البنفسجي من الطيف الشمسي عند طول موجي 393.4 نانومتر ( خط الكالسيوم K ). [ 4 ]

لوحظت الأغلفة اللونية أيضًا على نجوم أخرى غير الشمس. [ 5 ] في النجوم الكبيرة، تُشكّل الأغلفة اللونية أحيانًا نسبة كبيرة من النجم بأكمله. على سبيل المثال، وُجد أن سُمك الغلاف اللوني للنجم العملاق أنتاريس أكبر بنحو 2.5 مرة من نصف قطر النجم. [ 6 ]

الخصائص الفيزيائية

كان من الممكن رؤية اللون الأحمر للغلاف اللوني خلال كسوف الشمس في 11 أغسطس 1999 .

تتناقص كثافة الغلاف اللوني للشمس بشكل أُسّي مع المسافة من مركز الشمس بمعامل يقارب 10 ملايين، من حوالي2 × 10 −4  كجم/م 3 عند الحد الداخلي للغلاف اللوني إلى أقل1.6 × 10⁻¹¹ كجم  /م³ عند الحد الخارجي. [ 7 ] تنخفض درجة الحرارة مبدئيًا من الحد الداخلي عند حوالي6000  كلفن [ 8 ] إلى حد أدنى يبلغ حوالي3800  كلفن ، [ 9 ] ثم ترتفع إلى ما يزيد عن35000  كلفن [ 8 ] عند الحدود الخارجية مع الطبقة الانتقالية للهالة ( انظر الهالة النجمية §  مشكلة تسخين الهالة ).

تبلغ كثافة الغلاف اللوني 10⁻⁴ أضعاف كثافة الغلاف الضوئي السفلي ، و10⁻⁸ أضعاف كثافة الغلاف الجوي للأرض عند مستوى سطح البحر. وهذا ما يجعل الغلاف اللوني غير مرئي في الأحوال العادية، ولا يُرى إلا أثناء الكسوف الكلي ، حيث يظهر لونه المحمر. وتتراوح درجات اللون بين الوردي والأحمر. [ 10 ] وبدون معدات خاصة، لا يمكن رؤية الغلاف اللوني عادةً بسبب سطوع الغلاف الضوئي الشديد.

يهيمن على طيف الغلاف اللوني خطوط الانبعاث عند رصده من حافة الشمس. [ 11 ] [ 12 ] وعلى وجه الخصوص، يُعد خط Hα أحد أقوى خطوطه عند طول موجي قدره656.3  نانومتر ؛ ينبعث هذا الخط من ذرة الهيدروجين عندما ينتقل إلكترونها من مستوى الطاقة n = 3 إلى مستوى الطاقة n = 2. طول موجةيقع الطول الموجي 656.3  نانومتر في الجزء الأحمر من الطيف، مما يجعل اللون الأحمر مميزًا للغلاف اللوني.

الظواهر

تُظهر الملاحظات عالية الدقة للغلاف اللوني الشمسي شعيرات تشبه الشعر، كما هو موضح هنا في صورة ملونة زائفة تم التقاطها في إشعاع فوق بنفسجي حدودي لخط الكالسيوم K.

يمكن ملاحظة العديد من الظواهر المختلفة في الغلاف اللوني.

شاطئ

البلاج هو منطقة شديدة السطوع داخل الغلاف اللوني النجمي، والتي غالباً ما ترتبط بالنشاط المغناطيسي. [ 13 ]

الأشواك

تُعدّ الشويكات أكثر السمات شيوعًا في الغلاف اللوني الشمسي. ترتفع الشويكات إلى قمة الغلاف اللوني ثم تغوص مرة أخرى خلال حوالي 10 دقائق. [ 14 ]

التذبذبات

منذ أولى الملاحظات التي أجراها جهاز SUMER على متن المركبة الفضائية SOHO ، تم العثور على تذبذبات دورية في الغلاف اللوني الشمسي بتردد يتراوح من3  ميجاهرتز إلى١٠  ملي هرتز ، ما يُقابل فترة زمنية دورية مميزة تبلغ ثلاث دقائق. [ ١٥ ] تُعدّ تذبذبات المُركّبة الشعاعية لسرعة البلازما سمةً مميزةً للغلاف اللوني العلوي. عادةً لا يحتوي نمط التحبب الضوئي على تذبذبات أعلى من ذلك.20  ملي هرتز ؛ ومع ذلك، فإن الموجات ذات التردد الأعلى (100  ميجاهرتز ، أوتم رصد فترات زمنية مدتها 10  ثوانٍ في الغلاف الجوي الشمسي (عند درجات حرارة نموذجية لمنطقة الانتقال والهالة الشمسية) بواسطة TRACE . [ 16 ]

الحلقات

يمكن رؤية حلقات البلازما على حدود قرص الشمس في الغلاف اللوني. وهي تختلف عن النتوءات الشمسية لأنها عبارة عن أقواس متحدة المركز ذات درجة حرارة قصوى تبلغ حوالي0.1  مليون كلفن (منخفضة جدًا بحيث لا تُعتبر من سمات الإكليل الشمسي). تُظهر هذه الحلقات ذات درجة الحرارة المنخفضة تباينًا شديدًا: فهي تظهر وتختفي في بعض خطوط الأشعة فوق البنفسجية في أقل من ساعة، أو تتوسع بسرعة خلال 10-20 دقيقة. درس فوكال [ 17 ] هذه الحلقات الباردة بالتفصيل من خلال الملاحظات التي أُجريت باستخدام مطياف الأشعة فوق البنفسجية القصوى على متن سكايلاب عام 1976. عندما تصبح درجة حرارة البلازما لهذه الحلقات مماثلة لدرجة حرارة الإكليل الشمسي (أعلى من1  MK )، تبدو هذه الميزات أكثر استقرارًا وتتطور على مدى فترات زمنية أطول.

شبكة

تُظهر الصور الملتقطة في خطوط الغلاف اللوني النموذجية وجود خلايا أكثر سطوعًا، تُعرف عادةً بالشبكة ، بينما تُسمى المناطق المحيطة بها الأكثر قتامة بالشبكة الداخلية . وتبدو هذه الخلايا مشابهة للحبيبات التي تُلاحظ عادةً على الغلاف الضوئي نتيجةً لانتقال الحرارة بالحمل .

عن نجوم آخرين

توجد الأغلفة اللونية على جميع النجوم اللامعة تقريبًا باستثناء الأقزام البيضاء . وتكون أكثر بروزًا ونشاطًا مغناطيسيًا على نجوم التسلسل الرئيسي السفلي ، وعلى الأقزام البنية من النوع الطيفي F وما بعده، وعلى النجوم العملاقة وشبه العملاقة . [ 13 ]

يُعد مؤشر ماونت ويلسون S مقياسًا طيفيًا للنشاط الكروموسفيري على النجوم الأخرى . [ 18 ] [ 19 ]

انظر أيضاً

مراجع

  1. ↑ «٢. استؤنفت واختُتمت الملاحظات الطيفية للشمس، الجزء الثاني». وقائع الجمعية الملكية في لندن . ١٧ : ١٣١-١٣٢ . ٣١ ديسمبر ١٨٦٩. doi : 10.1098/rspl.1868.0019 . ISSN 0370-1662 . 
  2. ↑ لوكير، ج. نورمان (1868-01-01). "الرصد الطيفي للشمس، الجزء الثاني" . وقائع الجمعية الملكية في لندن . 17 : 131-132 . رمز Bibcode : 1868RSPS...17..131L .
  3. ↑ جيس، د.ب.؛ مورتون، ر.ج.؛ فيرث، ج.؛ فيدون، ف.؛ غرانت، س.ت.د.؛ جيجيوزيس، إ. (يوليو 2015). "دراسات متعددة الأطوال الموجية لموجات الديناميكا المغناطيسية المائية في الغلاف اللوني الشمسي". مراجعات علوم الفضاء . 190 ( 1-4 ): 103-161 . arXiv : 1503.01769 . Bibcode : 2015SSRv..190..103J . doi : 10.1007/s11214-015-0141-3 . S2CID 55909887 . 
  4. ↑المجال العامتتضمن هذه المقالة نصًا من هذا المصدر، وهو متاح للعموم .
  5. ↑ "الغلاف اللوني" . مؤرشف من الأصل بتاريخ 2014-04-04 . تم الاطلاع عليه بتاريخ 2014-04-28 .
  6. ↑ "كشف التلسكوبات الراديوية عن الغلاف الجوي العملاق لنجم قلب العقرب" . المرصد الوطني لعلم الفلك الراديوي . تم الاطلاع عليه بتاريخ 9 سبتمبر 2022 .
  7. ↑ كونتر، إي بي؛ هانا، آي جي؛ ماكينون، إيه إل (2008)، "قياسات المجال المغناطيسي للغلاف اللوني وبنية الكثافة باستخدام الأشعة السينية الصلبة في حلقة إكليلية متوهجة"، علم الفلك والفيزياء الفلكية ، 489 (3): L57، arXiv : 0808.3334 ، Bibcode : 2008A & A...489L..57K ، doi : 10.1051/0004-6361:200810719 ، S2CID 1651161 
  8. 1 2 "SP-402 شمس جديدة: النتائج الشمسية من سكاي لاب" . مؤرشف من الأصل بتاريخ 18-11-2004.
  9. ↑ أفريت، إي إتش (2003)، "الحد الأدنى لدرجة حرارة الشمس والغلاف اللوني"، سلسلة مؤتمرات الجمعية الفلكية للمحيط الهادئ ، المجلد 286، ص 419، رمز Bibcode : 2003ASPC..286..419A ، ISBN   978-1-58381-129-0
  10. ↑ فريدمان ، ر. أ.؛ كوفمان الثالث، و. ج. (2008). الكون . نيويورك، الولايات المتحدة الأمريكية: دبليو إتش فريمان وشركاه. ص 762. ISBN  978-0-7167-8584-2.
  11. ↑ كارلسون، ماتس؛ بونتيو، بارت دي؛ هانستين، فيجو هـ. (18 أغسطس 2019). "نظرة جديدة للغلاف اللوني الشمسي" . المراجعة السنوية لعلم الفلك والفيزياء الفلكية . 57 : 189-226 . Bibcode : 2019ARA & A..57..189C . doi : 10.1146/annurev-astro-081817-052044 . ISSN 0066-4146 . 
  12. ↑ سولانكي، سامي ك. (يونيو 2004). "بنية الغلاف اللوني الشمسي" . وقائع الاتحاد الفلكي الدولي . 2004 (IAUS223): 195-202 . Bibcode : 2004IAUS..223..195S . doi : 10.1017/S1743921304005587 . ISSN 1743-9213 . 
  13. 1 2 دي جريجس، ريتشارد؛ كاماث ، ديفيكا (15 نوفمبر 2021). “التقلبات الكروموسفيرية النجمية” . الكون . 7 (11): 440. بيب كود : 2021Univ....7..440D . دوى : 10.3390/الكون7110440 .
  14. ↑ ويلكنسون، جون (2012). عيون جديدة على الشمس: دليل لصور الأقمار الصناعية والمراقبة الهواة . برلين: سبرينغر. ISBN 978-3-642-22839-1. OCLC 773089685 . 
  15. ↑ كارلسون، م.؛ جادج، ب.؛ فيلهلم، ك. (1997). "تؤكد ملاحظات SUMER الطبيعة الديناميكية للغلاف الجوي الشمسي الخارجي الهادئ: الغلاف اللوني الشبكي". المجلة الفيزيائية الفلكية . 486 (1): L63. arXiv : astro-ph/9706226 . Bibcode : 1997ApJ...486L..63C . doi : 10.1086/310836 . S2CID 119101577 . 
  16. ↑ دي فورست، سي إي (2004). "رصد موجات عالية التردد في الغلاف الجوي الشمسي" . المجلة الفيزيائية الفلكية . 617 (1): L89. Bibcode : 2004ApJ...617L..89D . doi : 10.1086/427181 .
  17. ↑ فوكال، بي. في. (1976). "توازن الضغط والطاقة للهالة الباردة فوق البقع الشمسية". المجلة الفيزيائية الفلكية . 210 : 575. Bibcode : 1976ApJ...210..575F . doi : 10.1086/154862 .
  18. ↑ كاروف، كريستوفر؛ كنودسن، مادز فورشو؛ دي كات، بيتر؛ بونانو، ألفيو؛ فوغتمان-شولز، ألكسندرا؛ فو، جيانينغ؛ فراسكا، أنطونيو؛ إنسيوغلو، فاضل؛ أولسن، يسبر؛ تشانغ، يونغ؛ هو، يونغهوي؛ وانغ، يويفي؛ شي، جيانرونغ؛ تشانغ، وي (24 مارس/آذار 2016). "أدلة رصدية على زيادة النشاط المغناطيسي للنجوم المتوهجة للغاية" . مجلة نيتشر كوميونيكيشنز . 7 (1) 11058. Bibcode : 2016NatCo...711058K . doi : 10.1038/ncomms11058 . PMC 4820840. PMID 27009381 .  
  19. ↑ upload/k habconf2016/pdf/poster/Mengel.pdf دراسة صغيرة للحقول المغناطيسية للنجوم التي تستضيف الكواكب ( upload/k habconf2016/pdf/poster/Mengel.pdf مؤرشفة في 2016-12-22 على Wayback Machine ) تعطي "Wright JT, Marcy GW, Butler RP, Vogt SS, 2004, ApJS, 152, 261" كمرجع لمؤشر s.