This HTML5 document contains 195 embedded RDF statements represented using HTML+Microdata notation.

The embedded RDF content will be recognized by any processor of HTML5 Microdata.

Namespace Prefixes

PrefixIRI
dbpedia-dahttp://da.dbpedia.org/resource/
dbthttp://dbpedia.org/resource/Template:
dbpedia-nohttp://no.dbpedia.org/resource/
n73http://bn.dbpedia.org/resource/
dbpedia-cyhttp://cy.dbpedia.org/resource/
dbpedia-svhttp://sv.dbpedia.org/resource/
wikipedia-enhttp://en.wikipedia.org/wiki/
dbpedia-bghttp://bg.dbpedia.org/resource/
dbpedia-fihttp://fi.dbpedia.org/resource/
dbrhttp://dbpedia.org/resource/
dbpedia-shhttp://sh.dbpedia.org/resource/
dbpedia-hrhttp://hr.dbpedia.org/resource/
dbpedia-arhttp://ar.dbpedia.org/resource/
dbpedia-mshttp://ms.dbpedia.org/resource/
dbpedia-hehttp://he.dbpedia.org/resource/
n46http://ml.dbpedia.org/resource/
dbpedia-frhttp://fr.dbpedia.org/resource/
n37http://commons.wikimedia.org/wiki/Special:FilePath/
n48http://ky.dbpedia.org/resource/
dbpedia-mkhttp://mk.dbpedia.org/resource/
dctermshttp://purl.org/dc/terms/
rdfshttp://www.w3.org/2000/01/rdf-schema#
dbpedia-cshttp://cs.dbpedia.org/resource/
n52http://lv.dbpedia.org/resource/
dbpedia-kkhttp://kk.dbpedia.org/resource/
dbpedia-azhttp://az.dbpedia.org/resource/
rdfhttp://www.w3.org/1999/02/22-rdf-syntax-ns#
n31http://dbpedia.org/resource/File:
dbphttp://dbpedia.org/property/
dbpedia-euhttp://eu.dbpedia.org/resource/
dbpedia-gahttp://ga.dbpedia.org/resource/
dbpedia-lbhttp://lb.dbpedia.org/resource/
xsdhhttp://www.w3.org/2001/XMLSchema#
dbpedia-ukhttp://uk.dbpedia.org/resource/
dbpedia-idhttp://id.dbpedia.org/resource/
dbpedia-srhttp://sr.dbpedia.org/resource/
dbohttp://dbpedia.org/ontology/
dbpedia-vihttp://vi.dbpedia.org/resource/
dbpedia-pthttp://pt.dbpedia.org/resource/
dbpedia-skhttp://sk.dbpedia.org/resource/
dbpedia-huhttp://hu.dbpedia.org/resource/
dbpedia-jahttp://ja.dbpedia.org/resource/
n7http://alienworlds.southwales.ac.uk/sunStructure.html%23/
n42http://uz.dbpedia.org/resource/
dbchttp://dbpedia.org/resource/Category:
dbpedia-dehttp://de.dbpedia.org/resource/
dbpedia-plhttp://pl.dbpedia.org/resource/
dbpedia-thhttp://th.dbpedia.org/resource/
dbpedia-rohttp://ro.dbpedia.org/resource/
dbpedia-ruhttp://ru.dbpedia.org/resource/
wikidatahttp://www.wikidata.org/entity/
n34http://ta.dbpedia.org/resource/
goldhttp://purl.org/linguistics/gold/
dbpedia-nlhttp://nl.dbpedia.org/resource/
n59https://global.dbpedia.org/id/
dbpedia-slhttp://sl.dbpedia.org/resource/
n60http://hi.dbpedia.org/resource/
dbpedia-ithttp://it.dbpedia.org/resource/
dbpedia-cahttp://ca.dbpedia.org/resource/
n27http://www.mps.mpg.de/solar-physics/
n58http://ast.dbpedia.org/resource/
provhttp://www.w3.org/ns/prov#
dbpedia-nnhttp://nn.dbpedia.org/resource/
foafhttp://xmlns.com/foaf/0.1/
dbpedia-simplehttp://simple.dbpedia.org/resource/
dbpedia-zhhttp://zh.dbpedia.org/resource/
dbpedia-kohttp://ko.dbpedia.org/resource/
n26http://lt.dbpedia.org/resource/
dbpedia-behttp://be.dbpedia.org/resource/
dbpedia-glhttp://gl.dbpedia.org/resource/
dbpedia-trhttp://tr.dbpedia.org/resource/
dbpedia-fahttp://fa.dbpedia.org/resource/
dbpedia-eshttp://es.dbpedia.org/resource/
freebasehttp://rdf.freebase.com/ns/
dbpedia-iohttp://io.dbpedia.org/resource/
dbpedia-kahttp://ka.dbpedia.org/resource/
owlhttp://www.w3.org/2002/07/owl#

Statements

Subject Item
dbr:Photosphere
rdf:type
dbo:Star owl:Thing
rdfs:label
Fotosfeer Fótaisféar Fotosfera Fotosfer Fotosfera Fotosfera غلاف ضوئي Фотосфера 광구 Photosphäre Photosphère Fotosféra 光球 Photosphere Фотосфера 光球 Fotosfera Fotosfera Fotosfera Fotosfär
rdfs:comment
La fotosfera és la zona des de la qual s'emet pràcticament tota la llum visible del Sol i es considera com la «superfície» solar, la qual, vista amb el telescopi, es presenta formada per grànuls brillants que es projecten sobre un fons més fosc. A causa de l'agitació de la nostra atmosfera, estos grànuls pareixen estar sempre en agitació. Ja que el Sol és gasós, la fotosfera és un poc transparent: pot ser observada fins a una profunditat d'uns centenars de quilòmetres abans de tornar-se completament opaca. Encara que el limbe del Sol apareix prou nítid en una fotografia o en la imatge solar projectada amb un telescopi, es nota fàcilment que la brillantor del disc solar disminuïx cap al limbe. Aquest fenomen d'enfosquiment del limbe és conseqüència que el Sol és un cos gasós amb una tempera Fotosfera – widzialna, powierzchniowa warstwa gwiazdy (np. Słońca), emitująca na zewnątrz gwiazdy fale elektromagnetyczne w postaci światła widzialnego. Typ widmowy gwiazdy określony jest przez rozkład energii w widmie ciągłym fotosfery. Niewielka grubość fotosfery w porównaniu z rozmiarem Słońca powoduje, że naszym oczom Słońce jawi się jako obiekt o dobrze określonym brzegu. Jednak fotosfery czerwonych olbrzymów i nadolbrzymów mogą być bardziej rozległe, i w gwiazdach tych efekt pociemnienia brzegowego może być bardziej intensywny. Фотосфе́ра — нижний слой звёздной атмосферы, в котором формируется непрерывный свет видимого спектра. Фотосфера даёт основную часть излучения звезды. Фотосфера существенно непрозрачна (оптическая толщина ), она поглощает и затем переизлучает энергию, поступающую из недр звезды. В силу непрозрачности фотосферы перенос энергии идёт конвективным путём: в случае солнечной фотосферы конвекция наблюдается как грануляция фотосферы, то есть в виде светлых горячих конвективных ячеек (гранул). Протяжённость фотосферы зависит от её прозрачности и, следовательно, плотности. Так, типичная протяжённость фотосферы по глубине составляет для Солнца ≈300 км, для белых звёзд главной последовательности спектрального класса A0V — ≈1000 км, для гигантов класса G — ≈104—105 км, то есть значительно меньше диаметр Fotosfären är den punkt där ett astronomiskt objekt slutar vara transparent. Uttrycket används för att beskriva solen eller andra stjärnor. Eftersom stjärnor är stora klot av gas har de inte fast yta, men det finns ett djup där gasen inte längre släpper igenom fotoner, och detta djup ger stjärnan en visuell yta. Fotosfer adalah lapisan matahari yang kita lihat sehari-hari. Cahayanya yang sangat terang mengalahkan lapisan paling luar matahari yaitu korona, sehingga sinar dari korona tidak terlihat oleh mata kita. Di sekeliling fotosfer adalah lapisan gas merah cemerlang yang disebut kromosfer. Фотосфера — шар атмосфери зорі, в якому формується неперервний спектр оптичного випромінювання, що доходить до спостерігача. Оптична товщина цього шару сягає кількох одиниць, унаслідок чого фотосфера практично повністю поглинає і перевипромінює енергію, що йде з глибини зорі. Спектральний розподіл енергії випромінювання (у випадку, коли коефіцієнт поглинання слабо залежить від довжини хвилі) приблизно відповідає закону випромінювання Планка з ефективною температурою Te. У верхніх шарах фотосфери формуються також спектральні лінії поглинання атомів та іонів (фраунгоферові лінії). Die Photosphäre (griechisch Lichtkugel, Lichthülle) ist die unterste Schicht einer Sternatmosphäre; über der Photosphäre schließt sich in sonnenähnlichen und späten Hauptreihen- und Riesensternen die Chromosphäre an, dagegen folgt in frühen Sternen direkt der Sternwind. In astronomia, la fotosfera (dal greco antico φῶς, φωτός (phós, phótos), che significa "luce", e σφαῖρα (spháira), che significa "sfera") di un oggetto è la regione che emette luce e in corrispondenza della quale esso diventa opaco. In altre parole, non è possibile osservare la zona al di sotto della fotosfera. ( 다른 뜻에 대해서는 광구 (동음이의) 문서를 참고하십시오.) 광구(光球, 영어: photosphere)란 천체에서 광학적 깊이(광심)가 1이 되는 영역이다. 엷은 베일이라도 몇 장이고 겹치면 마침내 안의 것이 보이지 않는 곳이 생기듯이, 희박한 가스라도 안의 것을 볼 수 없게 되는 곳이 있다. 다른 말로, 광구는 더 이상 투명하게 보이지 않게 되는 영역이다. 이는 일반적으로 태양이나 다른 항성을 나타내기 위해 사용된다. 그러한 별은 가스로 이루어진 커다란 공이므로, 단단한 표면이 존재하지 않는다. 하지만 광자에 더 이상 투명해지지 않는 깊이가 존재하며, 이 깊이는 그 별에 있어 가시적 표면으로 인식된다. Fotosféra je plynný obal hvězdy, který tvoří její viditelný povrch. Protože hvězdy jsou plynné koule, nemají pevný povrch. Přesto však existuje hloubka, ve které plyn přestává být průhledný, prostupný pro fotony. Tato oblast je pozorovatelná jako povrch hvězdy. Název fotosféra pochází z řeckého fótos, světlo a sfaira, koule. Fotosféra skutečně emituje až 99 % záření Slunce. Její spektrum je spojité a nacházejí se v ní tmavé čáry – Fraunhoferovy čáry. 光球（英語：Photosphere）是恒星向外輻射出光線的區域。它從天體的表面向內延伸，直到氣體變得不透明的區域，大约相當於光深度（光的減弱距離以自然對數形式表示）2/3的位置。換言之，光球是天體外層對普通的光線透明，光子的平均散射次数小于1的區域。恆星輻射的總能量相當於在該半徑處氣體輻射的總能量。由於恆星沒有固體的表面（除了中子星），光球通常指的就是太陽或恆星可以被看見的視覺表面。這個字的英文源自古希臘的字根φως¨- φωτος／photos和σφαιρος／sphairos，意思就是光和球，事實上就是被觀察到表面發光的球體。 A fotosfera de um objeto astronômico é a região onde um corpo ou matéria deixa de ser transparente, isto é, opaca à luz - a superfície visível de um dado objeto astronômico, geralmente, corpos gasosos. Em outras palavras, um corpo gasoso não possui uma superfície sólida, tendo, porém, um limite onde o gás passa a ser opaco à luz. As propriedades da fotosfera são relativamente estáveis no tempo e por isso as radiações emitidas pelo Sol, no visível e Infravermelho, são praticamente constantes. Acima da fotosfera solar ficam a cromosfera solar, e mais externamente, a coroa solar. La fotosfera (o fotósfera) de una estrella es la superficie luminosa que delimita dicho cuerpo. Clásicamente se habla de la fotosfera del Sol y de las estrellas. En el caso del Sol la temperatura fotosférica es de unos 5800 kelvin. Es una capa de plasma de aproximadamente 100 km de espesor, que emite la luz y el calor que recibimos. En el caso de otras estrellas la temperatura fotosférica o superficial puede ser diferente y, como consecuencia, la luz emitida suele ser de otro color. Las estrellas más frías son más rojizas y las estrellas más calientes son azuladas. 光球（こうきゅう、英: photosphere）は、太陽などの恒星の表層部分にあり、不透明なガスによって形成される薄い層である。恒星の外部に放出される光はこの層で発生するため、視覚的な恒星の表面に相当する。光自体は内部からも発生しているが、これらの光は光球内のガスに吸収されるため、外に出ることはない。 地球上から視認できる太陽光は、太陽の光球から発せられている。厚さは300～500kmで、温度は4,500～6,000Kと深度によって変化する。太陽光は光球の各深度で発生する光が合成されたものだが、シュテファン＝ボルツマンの法則に当てはめると5800Kの物体が発する光に相当するため、一般にはこの値が太陽の表面温度とされる。光球は粒状斑と呼ばれる直径1000km程度の無数の対流セルから構成され、太陽黒点、白斑が現れる事もある。 太陽以外の恒星にも光球は存在し、その温度は太陽より低温のものから高温のものまで様々である。粒状斑は小さすぎるため観測不能だが、恒星の自転に伴う周期的な光度の変化から黒点や白斑の存在が知られている天体もある。 Dromchla feiceálach na Gréine (nó réalta eile). Timpeall 500 km ar thiús, an crios ina n-athraíonn cisil na Gréine ó bheith iomlán teimhneach do radaíocht chun a bheith trédhearcach, agus mar sin, an crios a dtagann an solas a fheicimíd uaidh. A theocht timpeall 6,000 K. Nuair a iniúchtar an fótaisféar go mion, bíonn cruth breac air. يسمى قرص الشمس الذي نراه الفوتوسفير أو الطبقة الضوئية وهي الجزء الخارجي المشع للضوء ويبلغ عمقه حوالي 400 كيلو متر. ومن هذهالطبقة ينتج الجزء الأكبر من الحرارة والضوء الذين نستقبلهما على الأرض. ويتضح من الدراسات الفلكية أن عنصري الهيدروجين والهليوم هما أكثر العناصر شيوعا في الفوتوسفير فبينما تبلغ نسبة الهيدروجين 90 في المائة من عدد الذرات الموجودة يبلغ الهيليوم 99 % أما العناصر الثقيلة مجتمعة فهي عبارة عن 1 في المائة. وتنتشر في طبقة الفوتوسفير البقع الشمسية تلك الدوامات الهائلة التي تجتاح سطح الشمس.وهناك نظرية حديثة عن أصل هذه البقع تقول بأن الشمس جسم غير متماسك فلذلك تدور أجزاؤها المختلفة g بسرعات دورانية متباينة. سيكونالدوران أسرع نوعا ما في المناطق الاستوائية عنه في المناطق القطبية ويتسبب هذا الفرق في السرعات إلى تكوين دوامات على سطح الشمس بنفس الطريقة التي تتكون بها الدوامات في الأنهار س La photosphère est la couche de gaz qui constitue la surface visible des étoiles, en particulier du Soleil, et où se forment la plupart des raies spectrales depuis l'ultraviolet jusqu'à l'infrarouge. L'étude de cette couche de gaz permet de définir certaines caractéristiques fondamentales d'une étoile, comme la mesure de sa composition chimique, de sa température et de sa gravité de surface, de son champ magnétique, ou encore des champs de vitesse associés à ses pulsations, à son mouvement rotationnel ou à son mouvement global. The photosphere is a star's outer shell from which light is radiated. The term itself is derived from Ancient Greek roots, φῶς, φωτός/phos, photos meaning "light" and σφαῖρα/sphaira meaning "sphere", in reference to it being a spherical surface that is perceived to emit light. It extends into a star's surface until the plasma becomes opaque, equivalent to an optical depth of approximately 2⁄3, or equivalently, a depth from which 50% of light will escape without being scattered. De fotosfeer is de diepste laag van de atmosfeer van een ster, zoals de zon. Bijna al het licht dat we van een ster waarnemen, komt uit diens fotosfeer (vandaar de naam, van Oudgrieks φῶς, phōs en σφαῖρα, sphaira, "lichtbol"). De dichtheid in de fotosfeer reikt van 0,3 g/m3 aan het zonsoppervlak (4000 keer kleiner dan de dichtheid van lucht op zeeniveau op Aarde) tot 0,01 g/m3 bij de overgang naar de chromosfeer (200.000 keer ijler dan de lucht op zeeniveau op Aarde). Izar baten fotosfera, izar hori mugatzen duen azalera argitsua da, edo, hobe esanda, ikus dezakegun argia igortzen duen izarraren eremua. Klasikoki, Eguzkiaren eta gainontzeko izarren fotosferaz hitz egiten da. Gure eguzkiaren kasuan, fotosferako tenperatura 5800 gradu kelvin ingurukoa da. Ez da solidoa, baizik eta 300 kilometroko sendoera duen plasma geruza bat, jasotzen dugun argia eta beroa igortzen dituena. Beste izar batzuen kasuan, fotosfera edo azaleko tenperatura, handiagoa edo txikiagoa izan daiteke, eta, beraz, igorritako argia, batez beste, beste kolore batetakoa da. Izarrik hotzenak, gorriak dira, eta, beroenak, urdinak.
owl:differentFrom
dbr:Photon_sphere
foaf:depiction
n37:Highest_resolution_photo_of_Sun_(NSF)_as_of_January_20,_2020.jpg n37:Sun_Atmosphere_Temperature_and_Density_SkyLab.jpg n37:Sun_diagram.svg
dcterms:subject
dbc:Sun dbc:Stellar_astronomy dbc:Light_sources
dbo:wikiPageID
38979
dbo:wikiPageRevisionID
1123682180
dbo:wikiPageWikiLink
dbr:Plasma_(physics) dbr:Optical_depth dbr:Density dbr:Sunspot dbr:Cubic_meter dbc:Sun dbr:Ancient_Greek dbr:Granule_(solar_physics) dbr:Star dbr:Facula n31:Highest_resolution_photo_of_Sun_(NSF)_as_of_January_20,_2020.jpg dbr:Supergranulation dbr:Solar_wind dbc:Stellar_astronomy dbr:Helium dbr:Kilometer dbr:Solar_prominence dbr:Orders_of_magnitude_(density) dbc:Light_sources n31:Sun_diagram.svg dbr:Wavelength n31:Sun_Atmosphere_Temperature_and_Density_SkyLab.jpg dbr:Radiation_zone dbr:G-type_main-sequence_star dbr:Kilogram dbr:Metallicity dbr:Hydrogen dbr:Sun dbr:Neutron_star dbr:Starspot dbr:Magnetic_field dbr:Chromosphere dbr:Max_Planck_Institute_for_Solar_System_Research dbr:Stefan–Boltzmann_law dbr:Convection_zone dbr:Convection_cell dbr:Solar_core dbr:Solar_corona
dbo:wikiPageExternalLink
n7:photosphere n7:photospheretemp n27:slam
owl:sameAs
dbpedia-zh:光球 dbpedia-uk:Фотосфера dbpedia-fi:Fotosfääri dbpedia-de:Photosphäre dbpedia-sl:Fotosfera dbpedia-ja:光球 dbpedia-hr:Fotosfera dbpedia-bg:Фотосфера dbpedia-ga:Fótaisféar dbpedia-cs:Fotosféra dbpedia-ca:Fotosfera dbpedia-ms:Fotosfera dbpedia-id:Fotosfer dbpedia-it:Fotosfera dbpedia-ko:광구 n26:Fotosfera dbpedia-cy:Ffotosffer dbpedia-pl:Fotosfera freebase:m.09qjx n34:ஒளிக்கோளம் dbpedia-ru:Фотосфера dbpedia-hu:Fotoszféra dbpedia-pt:Fotosfera wikidata:Q6372 dbpedia-lb:Photosphär n42:Fotosfera dbpedia-sv:Fotosfär dbpedia-be:Фотасфера dbpedia-nl:Fotosfeer n46:പ്രഭാമണ്ഡലം dbpedia-fa:نورسپهر n48:Фотосфера dbpedia-fr:Photosphère dbpedia-io:Fotosfero dbpedia-he:פוטוספירה n52:Fotosfēra dbpedia-th:โฟโตสเฟียร์ dbpedia-ro:Fotosferă dbpedia-sr:Фотосфера dbpedia-ar:غلاف_ضوئي n58:Fotosfera n59:4ozxJ n60:प्रकाशमंडल dbpedia-ka:ფოტოსფერო dbpedia-simple:Photosphere dbpedia-sh:Fotosfera dbpedia-gl:Fotosfera dbpedia-mk:Фотосфера dbpedia-eu:Fotosfera dbpedia-no:Fotosfære dbpedia-nn:Fotosfære dbpedia-kk:Фотосфера dbpedia-es:Fotosfera dbpedia-vi:Quang_cầu dbpedia-da:Fotosfære n73:আলোকমণ্ডল dbpedia-sk:Fotosféra dbpedia-tr:Işık_yuvarı dbpedia-az:Fotosfer
dbp:wikiPageUsesTemplate
dbt:E dbt:Ordered_list dbt:Fact dbt:Convert dbt:Portal_bar dbt:Div_col dbt:Div_col_end dbt:Commons_category_inline dbt:Distinguish dbt:Further dbt:NoteFoot dbt:NoteTag dbt:Star dbt:About dbt:Frac dbt:Short_description dbt:The_Sun dbt:Reflist dbt:Cvt
dbo:thumbnail
n37:Sun_diagram.svg?width=300
dbo:abstract
Izar baten fotosfera, izar hori mugatzen duen azalera argitsua da, edo, hobe esanda, ikus dezakegun argia igortzen duen izarraren eremua. Klasikoki, Eguzkiaren eta gainontzeko izarren fotosferaz hitz egiten da. Gure eguzkiaren kasuan, fotosferako tenperatura 5800 gradu kelvin ingurukoa da. Ez da solidoa, baizik eta 300 kilometroko sendoera duen plasma geruza bat, jasotzen dugun argia eta beroa igortzen dituena. Beste izar batzuen kasuan, fotosfera edo azaleko tenperatura, handiagoa edo txikiagoa izan daiteke, eta, beraz, igorritako argia, batez beste, beste kolore batetakoa da. Izarrik hotzenak, gorriak dira, eta, beroenak, urdinak. Fotosfera, presio handipean dauden gas geruza batez osatua dago. Teleskopioekin ikusia, granulazio fin bat du (flokulu deritzenak) eta ertz garbiak. Bertatik igortzen du izarrak bere erradiazioa. Bere azalera, bere gainean fakula deritzen argi hondo batean datza, fakula hauek, tenperatura altuagoan daudenez, are dizdiratsuagoak direlarik. Alderantziz, zulo edo beheragune sakonetan eratzen dira eguzki orbanak, hauen bidez, beheko geruza ikusten delarik, hain beroa ez dena, eta, beraz, itxuraz, ilunagoa da. Fotosféra je plynný obal hvězdy, který tvoří její viditelný povrch. Protože hvězdy jsou plynné koule, nemají pevný povrch. Přesto však existuje hloubka, ve které plyn přestává být průhledný, prostupný pro fotony. Tato oblast je pozorovatelná jako povrch hvězdy. Nejlépe prozkoumaná je sluneční fotosféra. Celý její povrch pokrývají stoupající a klesající proudy plazmatu. Tento jev se nazývá granulace. Sluneční fotosféra má hloubku (podle různých zdrojů) 200 až 500 km, je to tedy v porovnání s jinými částmi Slunce velmi tenká vrstva. Hned pod fotosférou se nachází konvektivní zóna a nad ní chromosféra. Průměrná teplota fotosféry se pohybuje od 5500 do 6000 Kelvinů. Proto chladnější skvrny vypadají v porovnání s okolním prostředním tmavší. Název fotosféra pochází z řeckého fótos, světlo a sfaira, koule. Fotosféra skutečně emituje až 99 % záření Slunce. Její spektrum je spojité a nacházejí se v ní tmavé čáry – Fraunhoferovy čáry. La photosphère est la couche de gaz qui constitue la surface visible des étoiles, en particulier du Soleil, et où se forment la plupart des raies spectrales depuis l'ultraviolet jusqu'à l'infrarouge. L'étude de cette couche de gaz permet de définir certaines caractéristiques fondamentales d'une étoile, comme la mesure de sa composition chimique, de sa température et de sa gravité de surface, de son champ magnétique, ou encore des champs de vitesse associés à ses pulsations, à son mouvement rotationnel ou à son mouvement global. In astronomia, la fotosfera (dal greco antico φῶς, φωτός (phós, phótos), che significa "luce", e σφαῖρα (spháira), che significa "sfera") di un oggetto è la regione che emette luce e in corrispondenza della quale esso diventa opaco. In altre parole, non è possibile osservare la zona al di sotto della fotosfera. يسمى قرص الشمس الذي نراه الفوتوسفير أو الطبقة الضوئية وهي الجزء الخارجي المشع للضوء ويبلغ عمقه حوالي 400 كيلو متر. ومن هذهالطبقة ينتج الجزء الأكبر من الحرارة والضوء الذين نستقبلهما على الأرض. ويتضح من الدراسات الفلكية أن عنصري الهيدروجين والهليوم هما أكثر العناصر شيوعا في الفوتوسفير فبينما تبلغ نسبة الهيدروجين 90 في المائة من عدد الذرات الموجودة يبلغ الهيليوم 99 % أما العناصر الثقيلة مجتمعة فهي عبارة عن 1 في المائة. وتنتشر في طبقة الفوتوسفير البقع الشمسية تلك الدوامات الهائلة التي تجتاح سطح الشمس.وهناك نظرية حديثة عن أصل هذه البقع تقول بأن الشمس جسم غير متماسك فلذلك تدور أجزاؤها المختلفة g بسرعات دورانية متباينة. سيكونالدوران أسرع نوعا ما في المناطق الاستوائية عنه في المناطق القطبية ويتسبب هذا الفرق في السرعات إلى تكوين دوامات على سطح الشمس بنفس الطريقة التي تتكون بها الدوامات في الأنهار سريعة الجريان نتيجة لاختلاف سرعة التيار. إن سطح الفوتوسفير- في المناطق غير المضطربةبفعل البقع الشمسية- له مظهر حبيبي أطلق عليه أحيانا تركيب (حبات الأرز). وتبدو هذه الحبيبات الشمسية Granulations في الفوتوسفير كمساحات لامعةبقطر يبلغ من 300 إلى 1500 كيلومتر ويفصل بينها مناطق ضيقة أقل إضاءة.ولتفسير حدوث الحبيبات في طبقة الفوتوسفير أنه عندما تسخن الطبقات السفلى من الشمس تتكون تيارات حمل حراري من البلازما (ذرات متأينة) وتتمدد فترتفع إلى أعلى ونتيجة لهذا تنشأ عملية دائرية تنتقل فيها الحرارة من المستوى الأسفل الأسخن إلى المستوى العلوي الأبرد نسبيا، وبعدما تفقد تلك المادة شيئا من حرارتها بالإشعاع تبرد وتزيد كثافتها فتهبط ثانيا إل باطن الشمس. وما الحبيبات إلا أعمدة صاعدة من البلازما الذي تم تسخينها بواسطة الطاقة النووية في قلب الشمس المتأجج. أما المناطق الأقل لمعانا والتي تحد الحبيبات (أعمدة صاعدة) من البلازما الساخنة فهي عبارة عن بلازما باردة نسبيا تهبط إلى أسفل لتكتسب حرارة من جديد. Dromchla feiceálach na Gréine (nó réalta eile). Timpeall 500 km ar thiús, an crios ina n-athraíonn cisil na Gréine ó bheith iomlán teimhneach do radaíocht chun a bheith trédhearcach, agus mar sin, an crios a dtagann an solas a fheicimíd uaidh. A theocht timpeall 6,000 K. Nuair a iniúchtar an fótaisféar go mion, bíonn cruth breac air. De fotosfeer is de diepste laag van de atmosfeer van een ster, zoals de zon. Bijna al het licht dat we van een ster waarnemen, komt uit diens fotosfeer (vandaar de naam, van Oudgrieks φῶς, phōs en σφαῖρα, sphaira, "lichtbol"). Als onderkant van de fotosfeer wordt de diepste laag, waarvan we de uitgezonden straling direct kunnen waarnemen, genomen; deze laag geldt als "oppervlak" van de ster (omdat de zon gasvormig is, is er geen vast oppervlak). Vanaf dit "oppervlak" reikt de fotosfeer tot een hoogte van ongeveer 300 à 500 km, tot een laag waar de temperatuur een minimum bereikt: de temperatuur daalt van ongeveer 6500 K aan het "oppervlak" tot 4500 K aan de bovenkant van de fotosfeer. Daarboven begint de chromosfeer en gaat de temperatuur met toenemende hoogte weer stijgen. De dichtheid in de fotosfeer reikt van 0,3 g/m3 aan het zonsoppervlak (4000 keer kleiner dan de dichtheid van lucht op zeeniveau op Aarde) tot 0,01 g/m3 bij de overgang naar de chromosfeer (200.000 keer ijler dan de lucht op zeeniveau op Aarde). Bijna de hele fotosfeer is bedekt met granulatie, een korrelig, wriemelend patroon van steeds wisselende cellen heet gas, dat het gevolg is van de convectiestromen die de energie uit het binnenste van de zon naar zijn oppervlak transporteren. The photosphere is a star's outer shell from which light is radiated. The term itself is derived from Ancient Greek roots, φῶς, φωτός/phos, photos meaning "light" and σφαῖρα/sphaira meaning "sphere", in reference to it being a spherical surface that is perceived to emit light. It extends into a star's surface until the plasma becomes opaque, equivalent to an optical depth of approximately 2⁄3, or equivalently, a depth from which 50% of light will escape without being scattered. A photosphere is the deepest region of a luminous object, usually a star, that is transparent to photons of certain wavelengths. Die Photosphäre (griechisch Lichtkugel, Lichthülle) ist die unterste Schicht einer Sternatmosphäre; über der Photosphäre schließt sich in sonnenähnlichen und späten Hauptreihen- und Riesensternen die Chromosphäre an, dagegen folgt in frühen Sternen direkt der Sternwind. Aus der Photosphäre stammt der kontinuierliche Teil des Sternspektrums im sichtbaren Licht, daher ihr Name. Dieses Spektrum ist in erster Näherung das eines schwarzen Strahlers mit der Effektiven Temperatur des Sterns. Das kontinuierliche Spektrum der Photosphäre wird modifiziert durch kontinuierliche Absorption, z. B. des neutralen Wasserstoffatoms, und durch Linienabsorption bzw. Spektrallinien; letztere findet ebenfalls in der Photosphäre statt. A fotosfera de um objeto astronômico é a região onde um corpo ou matéria deixa de ser transparente, isto é, opaca à luz - a superfície visível de um dado objeto astronômico, geralmente, corpos gasosos. Em outras palavras, um corpo gasoso não possui uma superfície sólida, tendo, porém, um limite onde o gás passa a ser opaco à luz. Constantemente, o termo fotosfera é mencionado em estrelas, com destaque para o Sol. A fotosfera do Sol possui uma temperatura mínima de 6 000 K e aproximadamente 300 km de extensão, mas tal temperatura e extensão variam de estrela a estrela (gigantes vermelhas possuem uma fotosfera consideravelmente mais fria que anãs brancas ou gigantes azuis, por exemplo). As propriedades da fotosfera são relativamente estáveis no tempo e por isso as radiações emitidas pelo Sol, no visível e Infravermelho, são praticamente constantes. Acima da fotosfera solar ficam a cromosfera solar, e mais externamente, a coroa solar. 光球（こうきゅう、英: photosphere）は、太陽などの恒星の表層部分にあり、不透明なガスによって形成される薄い層である。恒星の外部に放出される光はこの層で発生するため、視覚的な恒星の表面に相当する。光自体は内部からも発生しているが、これらの光は光球内のガスに吸収されるため、外に出ることはない。 地球上から視認できる太陽光は、太陽の光球から発せられている。厚さは300～500kmで、温度は4,500～6,000Kと深度によって変化する。太陽光は光球の各深度で発生する光が合成されたものだが、シュテファン＝ボルツマンの法則に当てはめると5800Kの物体が発する光に相当するため、一般にはこの値が太陽の表面温度とされる。光球は粒状斑と呼ばれる直径1000km程度の無数の対流セルから構成され、太陽黒点、白斑が現れる事もある。 太陽以外の恒星にも光球は存在し、その温度は太陽より低温のものから高温のものまで様々である。粒状斑は小さすぎるため観測不能だが、恒星の自転に伴う周期的な光度の変化から黒点や白斑の存在が知られている天体もある。 Фотосфе́ра — нижний слой звёздной атмосферы, в котором формируется непрерывный свет видимого спектра. Фотосфера даёт основную часть излучения звезды. Фотосфера существенно непрозрачна (оптическая толщина ), она поглощает и затем переизлучает энергию, поступающую из недр звезды. В силу непрозрачности фотосферы перенос энергии идёт конвективным путём: в случае солнечной фотосферы конвекция наблюдается как грануляция фотосферы, то есть в виде светлых горячих конвективных ячеек (гранул). Протяжённость фотосферы зависит от её прозрачности и, следовательно, плотности. Так, типичная протяжённость фотосферы по глубине составляет для Солнца ≈300 км, для белых звёзд главной последовательности спектрального класса A0V — ≈1000 км, для гигантов класса G — ≈104—105 км, то есть значительно меньше диаметра звезды, с чем, в частности, связано то, что Солнце имеет резкий видимый край. Температура фотосферы растёт с глубиной, что вызывает видимое потемнение края солнечного диска: при одинаковой оптической длине пути излучение в центре диска приходит вертикально с большей глубины и, соответственно из более горячих слоёв фотосферы, в отличие от излучения периферии диска, приходящего по касательной из более холодных внешних слоёв фотосферы. На поверхности фотосферы Солнца также наблюдаются крупномасштабные области пониженной температуры — солнечные пятна (разница температуры достигает 1500 К). В фотосферах формируется непрерывный спектр излучения звезды. Над фотосферой температура и прозрачность звёздной атмосферы (хромосферы, в которой формируются линии поглощения звёздных спектров, и короны) начинает повышаться, доходя в короне до миллионов градусов. Fotosfer adalah lapisan matahari yang kita lihat sehari-hari. Cahayanya yang sangat terang mengalahkan lapisan paling luar matahari yaitu korona, sehingga sinar dari korona tidak terlihat oleh mata kita. Di sekeliling fotosfer adalah lapisan gas merah cemerlang yang disebut kromosfer. La fotosfera és la zona des de la qual s'emet pràcticament tota la llum visible del Sol i es considera com la «superfície» solar, la qual, vista amb el telescopi, es presenta formada per grànuls brillants que es projecten sobre un fons més fosc. A causa de l'agitació de la nostra atmosfera, estos grànuls pareixen estar sempre en agitació. Ja que el Sol és gasós, la fotosfera és un poc transparent: pot ser observada fins a una profunditat d'uns centenars de quilòmetres abans de tornar-se completament opaca. Encara que el limbe del Sol apareix prou nítid en una fotografia o en la imatge solar projectada amb un telescopi, es nota fàcilment que la brillantor del disc solar disminuïx cap al limbe. Aquest fenomen d'enfosquiment del limbe és conseqüència que el Sol és un cos gasós amb una temperatura que disminuïx amb la distància al centre. La llum que es veu en el centre procedeix en la major part de les capes inferiors de la fotosfera, més calenta i per tant més lluminosa. Però en mirar cap al limbe, la direcció visual de l'observador és quasi tangent a la vora del disc solar i està mirant cap a les capes superiors de la fotosfera, que estan més fredes i emeten amb una intensitat menor que les capes més profundes en la base de la fotosfera; per esta raó, el limbe apareix menys brillant que el centre. La fotosfera té uns 100 o 200 km de profunditat. El signe més evident d'activitat en la fotosfera són les taques solars. Fotosfera – widzialna, powierzchniowa warstwa gwiazdy (np. Słońca), emitująca na zewnątrz gwiazdy fale elektromagnetyczne w postaci światła widzialnego. Typ widmowy gwiazdy określony jest przez rozkład energii w widmie ciągłym fotosfery. Postrzeganie fotosfery jako powierzchni gwiazdy wynika ze zmian optycznej przezroczystości materii dla głębszych warstw gwiazdy. Fotosfera to najbardziej wewnętrzna część atmosfery gwiazdy. Dla atmosfery słonecznej ma grubość kilkuset kilometrów. Jej temperaturę określa się na podstawie maksimum widma, przyrównując je do widma ciała doskonale czarnego. Dla Słońca temperatura ta wynosi ok. 6000 K. Niewielka grubość fotosfery w porównaniu z rozmiarem Słońca powoduje, że naszym oczom Słońce jawi się jako obiekt o dobrze określonym brzegu. Jednak fotosfery czerwonych olbrzymów i nadolbrzymów mogą być bardziej rozległe, i w gwiazdach tych efekt pociemnienia brzegowego może być bardziej intensywny. Obserwacje fotosfery wykazują, że powierzchnia Słońca ma strukturę ziarnistą, tworzą ją tzw. granule, rozdzielone ciemniejszymi granicami. Granule to górne powierzchnie komórek konwekcyjnych, tworzonych przez ruch wznoszący materii ogrzewanej wewnątrz Słońca, która wypływa na powierzchnię, po czym ochładza się i opada na granicach granul. Granule mają temperaturę wyższą niż otoczenie o ok. 100 K, średnicę ok. 1000 km i istnieją około 8 minut. Po tym czasie rozpływają się one po powierzchni; zastępują je kolejne granule. Oprócz sieci granul typowej wielkości są również tak zwane supergranule o promieniach do 30 000 km istniejące dłużej, do 24 godzin. Należy się domyślać, że struktury takie istnieją również na innych gwiazdach, chociaż nie ma na to dowodów obserwacyjnych. Фотосфера — шар атмосфери зорі, в якому формується неперервний спектр оптичного випромінювання, що доходить до спостерігача. Оптична товщина цього шару сягає кількох одиниць, унаслідок чого фотосфера практично повністю поглинає і перевипромінює енергію, що йде з глибини зорі. Спектральний розподіл енергії випромінювання (у випадку, коли коефіцієнт поглинання слабо залежить від довжини хвилі) приблизно відповідає закону випромінювання Планка з ефективною температурою Te. У верхніх шарах фотосфери формуються також спектральні лінії поглинання атомів та іонів (фраунгоферові лінії). Інтенсивність і спектральний розподіл випромінювання фотосфери несуть інформацію про фізичні умови і хімічний склад поверхні зорі. Фізичні умови у фотосфері стаціонарної зорі можуть бути обчислені шляхом розв'язання рівняння гідростатичної рівноваги спільно з рівнянням стану. У певних випадках враховується також перенесення енергії конвекцією. Параметрами, що визначають модель, є сила тяжіння на поверхні зорі та повний потік випромінювання, проінтегрований за всіма частотами: , де: * F — потужність випромінювання * σ — стала Стефана-Больцмана Результатом розв'язку цих рівнянь є так звані моделі атмосфер, які визначають зростання температури, електронної густини і газового тиску з глибиною. Протяжність фотосфери углиб становить: * для Сонця — ~300 км. * для зір спектрального класу A0V — ~1000 км. * для гіганта класу G — ~104—105 км. Тобто, здебільшого, глибина фотосфери набагато менша за радіус зорі. Цим, зокрема, визначається чіткий спостережуваний край диску Сонця. Температура у фотосфері зростає з глибиною (наприклад, у зорі спектрального класу A0 Te змінюється приблизно від 9 000 до 12 000 К при незначній зміні густини речовини, що становить ~10-9 г/см³). Збільшення температури з глибиною призводить до спостережуваного потемніння від центру сонячного до його краю, оскільки промінь від краю диску йде майже по дотичній до поверхні зорі і долає у фотосфері більший шлях, ніж промінь, що виходить із центру диску. Моделі атмосфер застосовуються для аналізу хімічного складу зір, оскільки дозволяють розрахувати стан іонізації та і, таким чином, інтенсивність спектральних ліній поглинання чи випромінювання. Завдання знаходження хімічного складу і розрахунок моделі вирішуються взаємоузгоджено, оскільки хімічний склад визначає коефіцієнти поглинання, що входять до , і, таким чином, впливає на модель фотосфери. Конвективне перенесення енергії починає відігравати помітну роль для зір спектральних класів F5 і пізніших. Конвективні осередки проникають у фотосферу і створюють горизонтальні неоднорідності температури та яскравості. Такі неоднорідності спостерігаються у фотосфері Сонця у вигляді сонячної грануляції. Спричинити неоднорідність фотосфери може також наявність магнітного поля. На рівні фотосфери магнітне поле частково уповільнює конвективні потоки й призводить до утворення у фотосфері темних плям (завдяки меншій всередині плями), у той час як над фотосферою воно спричиняє додаткове нагрівання плазми, яка прискорюється магнітним полем і виривається з «магнітної пастки» у вигляді яскравих сонячних факелів. Fotosfären är den punkt där ett astronomiskt objekt slutar vara transparent. Uttrycket används för att beskriva solen eller andra stjärnor. Eftersom stjärnor är stora klot av gas har de inte fast yta, men det finns ett djup där gasen inte längre släpper igenom fotoner, och detta djup ger stjärnan en visuell yta. Solens fotosfär är ungefär 6000 K varm och består av eldstormar (granuler; engelska: granules) som är ungefär 1000 km i diameter. Eldstormarna består av het, uppåtstigande gas i mitten och kallare gas som faller ner i mellanrummen mellan eldstormarna. Livslängden för en eldstorm är endast cirka 8 minuter, och det är därför solens yta ger ett kokande, bubblande intryck. 光球（英語：Photosphere）是恒星向外輻射出光線的區域。它從天體的表面向內延伸，直到氣體變得不透明的區域，大约相當於光深度（光的減弱距離以自然對數形式表示）2/3的位置。換言之，光球是天體外層對普通的光線透明，光子的平均散射次数小于1的區域。恆星輻射的總能量相當於在該半徑處氣體輻射的總能量。由於恆星沒有固體的表面（除了中子星），光球通常指的就是太陽或恆星可以被看見的視覺表面。這個字的英文源自古希臘的字根φως¨- φωτος／photos和σφαιρος／sphairos，意思就是光和球，事實上就是被觀察到表面發光的球體。 La fotosfera (o fotósfera) de una estrella es la superficie luminosa que delimita dicho cuerpo. Clásicamente se habla de la fotosfera del Sol y de las estrellas. En el caso del Sol la temperatura fotosférica es de unos 5800 kelvin. Es una capa de plasma de aproximadamente 100 km de espesor, que emite la luz y el calor que recibimos. En el caso de otras estrellas la temperatura fotosférica o superficial puede ser diferente y, como consecuencia, la luz emitida suele ser de otro color. Las estrellas más frías son más rojizas y las estrellas más calientes son azuladas. La fotosfera es una capa de gases que se hallan sometidos a fuertes presiones. Vista con telescopios, muestra una fina granulación (flóculos) y bordes netos. De ella emana la radiación que emite la estrella. Su superficie muestra un fondo luminoso sobre el cual aparecen fáculas que, por hallarse a mayor temperatura, son aún más brillantes. Las manchas solares se forman en oquedades o depresiones profundas, en las que se ve la capa inferior menos caliente y, por tanto, son más oscuras en apariencia, siendo este básicamente el espectro de la radiación fotosférica. ​ ( 다른 뜻에 대해서는 광구 (동음이의) 문서를 참고하십시오.) 광구(光球, 영어: photosphere)란 천체에서 광학적 깊이(광심)가 1이 되는 영역이다. 엷은 베일이라도 몇 장이고 겹치면 마침내 안의 것이 보이지 않는 곳이 생기듯이, 희박한 가스라도 안의 것을 볼 수 없게 되는 곳이 있다. 다른 말로, 광구는 더 이상 투명하게 보이지 않게 되는 영역이다. 이는 일반적으로 태양이나 다른 항성을 나타내기 위해 사용된다. 그러한 별은 가스로 이루어진 커다란 공이므로, 단단한 표면이 존재하지 않는다. 하지만 광자에 더 이상 투명해지지 않는 깊이가 존재하며, 이 깊이는 그 별에 있어 가시적 표면으로 인식된다.
gold:hypernym
dbr:Star
prov:wasDerivedFrom
wikipedia-en:Photosphere?oldid=1123682180&ns=0
dbo:wikiPageLength
7623
foaf:isPrimaryTopicOf
wikipedia-en:Photosphere