色球
或
色球層
(英語:
chromosphere
,詞義是有?色的球)是
太陽
大氣層主要三層中的第二層,厚度大約2,000公里,位於光球層的上方和
過渡區
的下方。
色球層的密度相當低,?的起始處,也就是色球層的底部,密度只有
光球
的10
?4
倍;相較於
地球
的
大氣層
,更只有10
?8
。這使?平常無法被看見,只有在
日全食
的短暫時間中可以看見?展現出略帶紅色的色調,?色介於紅色和粉紅色之間
[1]
。
然而,若沒有特殊的設備,因?光球層壓倒性的明亮效果,所以無法看見色球層。
色球層的密度隨著與太陽中心的距離增加而降低,從每立方公分10
17
顆微粒呈指數下降,或從大約
6996200000000000000♠
2
×
10
?4
kg/m
3
到最外的邊界處?
6989160000000000000♠
1.6
×
10
?11
kg/m
3
[2]
。溫度從內側邊界6,000K
[3]
到最低處大約是 3,800K
[4]
,然後向外增加至外側與
日冕
過渡區
交界處的溫度大約是35,000K
[3]
。
圖1.
呈現色球層的溫度和密度隨距離變化呈現的趨勢。
除了太陽,人類也觀察過其??星的色球層
[5]
。
色球層和光球層的比較
[
??
]
雖然
光球
有
吸收譜線
,但是色球的譜線主要是
發射譜線
。特別是,最?的
譜線
是波長?656.3nm的
H
α
線;這是
?原子
的
電子
從
n
=3躍遷至
n
=2的能階所釋放的譜線。
波長
656.3nm的譜線在
光譜
中是紅色的部分,這導致色球層的特徵是紅色。
經由分析色球層的
光譜
,可以發現
太陽
大氣層的溫度隨色球層這一層的溫度隨著高度的增加而增加。在
光球
頂端的溫度只有大約4,400K,而在色球層頂端,通常高約2,000公里,溫度已經達到25,000K
[1]
[6]
。因而,我們發現這與光球的溫度隨高度增加而下降是相反的。我們還不?楚是甚?現象導致色球層的溫度會與太陽的內部?生矛盾。然而,?似乎或多或少的可以利用
磁重聯
來解釋。
特徵
[
??
]
在色球層可以觀察到許多有趣的現象,?們有著非常複雜的動態:
- 絲狀體
(Filaments):在其後有許多的
日冕物質?射
,因此對
太空天氣
的預測非常重要。在太陽邊緣突出的絲狀體就是日珥。
日珥
從光球升起穿過色球,有時高度可以達到150,000公里。這些巨大的羽狀煙雲是除了不太頻繁的
閃焰
之外,最壯觀的太陽現象。
- 最常見的特徵是
針狀體
(Spicule),從下面的光球向上生長出來。細長手指狀的發光氣體看起來像巨大且燃燒的
牧草
。針狀體上升到色球層的頂端,然後再?轉下降,過程大約是10分鐘。相似的,水平的小股氣體稱?「小纖維」,?們的長度至少是針狀體的兩倍。
- 典型的色球影像會呈現線狀的明亮單元,通常稱?
網格
(network),環繞在周圍的黑暗區域則稱?
網間
(internetwork)。?們看起來類似光球上通常觀察到熱
對流
的
米粒組織
。
- 自從
SOHO
衛星上的儀器,SUMER,首先觀察到頻率在300萬至3,000萬,週期?3分鐘的震?之後
[7]
,電漿膨脹速度的徑向分力振?就是高色球層的典型。現在我們知道由
TRACE
在太陽大氣層中檢測到的光球米粒組織模式的振?通常不會超過2,000萬赫?的高頻波(10,000萬赫?或10秒的週期)
[8]
。
- 冷?圈
可以在太陽盤面的周圍觀測到。?們與
日珥
有所不同,因??們看起來像是同心拱門,最高溫度不會超過100萬K(比日冕特徵的溫度低)。這些冷?圈有?烈的空間變異性:在不到一小時的時間內,?們的紫外線會迅速的出現和消失,或是在10-20分鐘內迅速的膨脹。Foukal
[9]
在1976年在
天空實驗室
以極紫外光譜儀詳細?究?究過這些冷?圈。?一方面,當這些冷?圈的電漿溫度達到日冕的溫度(超過100萬K),這些特徵會更?穩定和發展更長的時間。參見太陽色球的
閃光光譜
(1970年3月7日日食)。
相關條目
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??
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參考資料
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??
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外部連結
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