Fotosfera
El término en sí se deriva de las raíces griegas antiguas , φῶς, φωτός/ phos, photos que significa "luz" y σφαῖρα/ sphaira que significa "esfera", en referencia a que es una superficie esférica que se percibe que emite luz. [ cita requerida ] Se extiende en la superficie de una estrella hasta que el plasma se vuelve opaco, equivalente a una profundidad óptica de aproximadamente 2 ⁄ 3 , [1] o equivalente, una profundidad desde la cual el 50% de la luz escapará sin ser dispersada.
Una fotosfera es la región más profunda de un objeto luminoso, generalmente una estrella, que es transparente a los fotones de ciertas longitudes de onda .
Se define que la superficie de una estrella tiene una temperatura dada por la temperatura efectiva en la ley de Stefan-Boltzmann . Las estrellas, excepto las de neutrones , no tienen superficie sólida ni líquida. [nota 1] Por lo tanto, la fotosfera se usa normalmente para describir la superficie visual del Sol o de otra estrella .
El Sol está compuesto principalmente por los elementos químicos hidrógeno y helio ; representan el 74,9% y el 23,8%, respectivamente, de la masa del Sol en la fotosfera. Todos los elementos más pesados, llamados metales en astronomía, representan menos del 2 % de la masa, siendo el oxígeno (aproximadamente el 1 % de la masa del Sol), el carbono (0,3 %), el neón (0,2 %) y el hierro (0,2 %). el más abundante.
La fotosfera del Sol tiene una temperatura entre 4500 y 6000 K (4230 y 5730 °C) [6] (con una temperatura efectiva de 5777 K (5504 °C)) [7] y una densidad de aproximadamente 3 × 10−4 kg / m 3 ; [8] aumentando con la profundidad hacia el sol. [5] Otras estrellas pueden tener fotosferas más calientes o más frías. La fotosfera del Sol tiene alrededor de 100 kilómetros de espesor y está compuesta por
En la fotosfera del Sol, los fenómenos más ubicuos son los gránulos : células de convección de plasma , cada una de aproximadamente 1000 kilómetros (620 millas) de diámetro con plasma caliente que asciende en el centro y plasma más frío que cae en los espacios entre ellas, fluyendo a velocidades de 7 kilómetros por hora. segundo (4,3 mi/s). Cada gránulo tiene una vida útil de solo unos veinte minutos, lo que da como resultado un patrón de "ebullición" que cambia continuamente. Agrupando los gránulos típicos se encuentran los supergránulos de hasta 30 000 kilómetros (19 000 mi) de diámetro con una vida útil de hasta 24 horas y velocidades de flujo de aproximadamente 500 metros por segundo (1600 pies/s), que transportan un campo magnéticohaces a los bordes de las celdas. Otros fenómenos relacionados magnéticamente en la fotosfera del Sol incluyen manchas solares y fáculas solares dispersas entre gránulos. [9] Estas características son demasiado finas para ser observadas directamente en otras estrellas; sin embargo, las manchas solares se han observado indirectamente, en cuyo caso se las denomina manchas estelares .
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