01.1 FOTOSFERA

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Figura 5: Fotosfera Solar (Fonte: NASA)

©2010 Angelo Antonio leithold A Fotosfera é a camada mais baixa da atmosfera de uma estrela, acima da fotosfera está a cromosfera nas estrelas semelhantes ao Sol e na sequência principal tardia e nas estrelas gigantes , enquanto nas estrelas primitivas o vento estelar segue diretamente e torna-se completamente opaco à luz visível, sendo que as camadas superiores não são opacas. É a região mais profunda do sol que pode ser observada (Figura 5), tem a aparência de um líquido em ebulição com grânulos ou bolhas com aproximadamente 5.000 km de diâmetro, ao fenômeno se nomina “granulação fotosférica”. O período de duração dos grânulos é de aproximadamente 10 minutos entre a formação e o escoamento, estes são as partes superiores de colunas de gás que sobem devida convecção. A “zona convectiva” está localizada abaixo da fotosfera e entre os grânulos existem regiões mais escuras, nestas, o gás é mais frio e mais denso, portanto se escoa para dentro, fechando assim as correntes de convecção. Nesta e acima, a luz visível é livre para propagar-se para o espaço, escapando do Sol totalmente.

©2010 Angelo Antonio leithold A mudança de opacidade acontece com a diminuição da abundância de íons de hidrogênio (H−), que absorvem luz visível facilmente. A luz visível é produzida por eléctrons que reagem com átomos de hidrogênio, produzindo íons H−. Estima-se que a espessura da fotosfera meça algo entre dezenas a centenas de quilômetros, sendo um pouco menos opaca que o ar na atmosfera terrestre. Devido ao fato de que a parte superior da fotosfera é mais fria do que a parte inferior, uma imagem do Sol aparenta ser mais brilhante no centro do que nas laterais do disco solar, fenômeno conhecido como escurecimento de bordo.[59] O espectro de corpo negro da luz solar indica uma temperatura média de 5775 K (ou 5502 °C), misturada com linhas de absorção atômicas das camadas tênuas acima da fotosfera. A densidade de partículas da fotosfera é de ~1023 m−3, aproximadamente 1% da densidade de partículas da atmosfera terrestre ao nível do mar.[49] [60] [61] Nesta temperatura, a emissão de luz na fotosfera ocorre em todas as bandas do espectro luminoso, dando ao Sol uma cor branca, que aparenta ser amarela no céu terrestre devido à dispersão da luz na atmosfera terrestre, mais acentuada nos comprimentos de onda azul. A mesma dispersão causa a cor azul característica do céu terrestre.[18]. Durante os primeiros estudos do espectro óptico da fotosfera, algumas linhas de absorção encontradas não correspondiam a nenhum elemento químico encontrado na Terra. Em 1868, Norman Lockyer hipotetizou que estas linhas eram causadas por um elemento químico não descoberto, que Lockyer chamou de "hélio", em referência ao Deus grego Hélio. O Hélio seria isolado na Terra 25 anos mais tarde.[62]. A porção contínua do espectro estelar na luz visível vem da fotosfera , daí seu nome. Numa primeira aproximação, este espectro é o de um corpo negro com a temperatura efetiva da estrela. O espectro contínuo é modificado pela absorção contínua, por exemplo, o átomo de hidrogênio neutro , e por linhas de absorção ou linhas espectrais, o último também ocorre na região.

©2010 Angelo Antonio leithold As camadas profundas de uma estrela não podem ser observadas diretamente porque os fótons ali originados são espalhados pelos elétrons livres no plasma estelar . O número de espalhamentos que um fóton precisa fazer em média para deixar a estrela é chamado de profundidade óptica . Como convenção em astrofísica, a fotosfera começa no interior, onde a profundidade óptica atinge ou cai abaixo de 2/3. O raio associado a esta profundidade óptica é considerado o raio da estrela. Na cromosfera, a estratificação normal de temperatura decrescente para fora é revertida e o aquecimento cromosférico começa, se for seguido diretamente pelo vento estelar, onde sua velocidade excede a velocidade local do som .

©2010 Angelo Antonio leithold A fotosfera pode desempenhar um papel nas medições do raio da estrela . A definição do raio da estrela como um raio no qual a profundidade óptica é τ=2/3 é problemática em algumas estrelas, uma vez que a profundidade óptica é uma função do comprimento de onda da luz: na faixa do infravermelho, τ=2/3 é apenas alcançado em mais baixas densidades. O de cima, no entanto, a definição é frequentemente usada na prática, porque a densidade nas regiões externas das estrelas da sequência principal cai de forma relativamente acentuada e, portanto, os valores dos raios dos diferentes comprimentos de onda para τ=2/3 diferem apenas em algumas dezenas a centenas de quilômetros. Isto é insignificante considerando os raios típicos de várias centenas de milhares de quilômetros e outras imprecisões de medição . Em contraste, a queda na densidade é z. B. no caso de supergigantes ou em ventos estelares densos, é muito mais suave. Lá, a diferença no raio fotosférico pode ser claramente medida na faixa visual versus infravermelha. Em alguns tipos extremos de estrelas, por ex. B. as estrelas Wolf-Rayet ou os LBVs , o ponto em que a profundidade óptica cai abaixo do valor de 2/3 já está longe na parte supersônica do vento estelar para luz visual, o que parece uma contradição entre as duas definições mencionadas, da sobreposição entre a borda interna e externa. Portanto, não é possível falar de fotosfera nessas estrelas. Definições alternativas do raio da estrela e, portanto, também da temperatura da estrela, são usadas. Até alguns anos atrás, a fotosfera do Sol era a única que podia ser resolvida espacialmente, tem cerca de 400 [1] km de espessura (0,063% do raio do Sol ) e uma densidade média de gás de 3,10^-7 g/cm³ [2], correspondendo à densidade da atmosfera da Terra a uma altitude de cerca de 70 km, a uma temperatura efetiva de cerca de 5.778 K (aprox. 5.504 °C). As linhas de absorção mais fortes na atmosfera solar são chamadas de linhas de Fraunhofer, em homenagem ao seu descobridor. A absorção da luz visível ocorre em temperaturas relativamente baixas. Mas entre 5.000 e 6.000 K, apenas a luz infravermelha pode ser acionada por meio de transições livres-livres . A luz visível não pode surgir significativamente das transições para o hidrogênio neutro porque está presente apenas em 0,01%. Em 1938, o astrônomo teuto-americano Rupert Wildt encontrou uma explicação importante usando íons de hidrogênio negativos . [4] Eles são formados pela ligação de um elétron livre a um átomo neutro de H e são fracamente estáveis; os elétrons livres são criados pela leve ionização dos átomos de sódio . O íon H negativo possui apenas um estado ligado. Quando fótons com energia superior a 0,75 eV , ou seja, comprimento de onda inferior a 1650 nm, atingem um íon H negativo, eles eliminam um elétron e o que resta é um átomo de H neutro. Por outro lado, quando um átomo neutro de H captura um elétron, é emitida luz com esse comprimento de onda. Este processo é o mais importante para o transporte de energia na fotosfera. O átomo de H negativo gasoso estável foi previsto por Hans Bethe e Egil Hylleraas em 1930 e foi demonstrado em laboratório por Herbert Massey em 1950 .

©2010 Angelo Antonio leithold A fotosfera parece em grande parte uniformemente brilhante, apenas interrompida por manchas solares e erupções. Em resolução mais alta , entretanto, mostra a granulação que faz a superfície do Sol parecer granulada. As estruturas granulares são células de convecção que surgem de correntes ascendentes em forma de tubo e correntes descendentes correspondentes nos espaços e desaparecem poucos minutos após a liberação de calor.A variação centro-borda é causada pela estratificação da temperatura da fotosfera: a temperatura diminui com a diminuição da profundidade. Com um ângulo de saída plano, correspondente às áreas marginais do sol projetado, uma proporção maior da luz das camadas mais profundas é absorvida pelas camadas superiores do que com uma saída vertical no centro do disco solar. Como resultado, com um ângulo de saída plano, a luz das camadas mais frias tem a maior parcela da luz total.

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