Photosphäre und Chromosphäre der Sonne. Atmosphäre der Sonne Die Temperatur der Photosphäre der Sonne beträgt etwa 6000 K

Photosphäre ist der Hauptteil der Sonnenatmosphäre, in dem kontinuierlich sichtbare Strahlung entsteht. Somit strahlt es fast die gesamte Sonnenenergie ab, die zu uns kommt.

Die Photosphäre ist eine mehrere hundert Kilometer lange dünne Gasschicht, die ziemlich undurchsichtig ist.

Die Photosphäre ist bei direkter Beobachtung der Sonne im weißen Licht in Form ihrer scheinbaren „Oberfläche“ sichtbar.

Die Photosphäre emittiert und absorbiert daher Strahlung im gesamten sichtbaren kontinuierlichen Spektrum.

Für jede Schicht der Photosphäre, die sich in einer bestimmten Tiefe befindet, kann ihre Temperatur ermittelt werden. Die Temperatur in der Photosphäre nimmt mit der Tiefe zu und beträgt durchschnittlich 6000 K.

Die Länge der Photosphäre beträgt mehrere hundert Kilometer.

Die Dichte der Photosphärensubstanz beträgt 10 -7 g/cm 3 .

1 cm 3 der Photosphäre enthält etwa 10 16 Wasserstoffatome. Dies entspricht einem Druck von 0,1 atm.

Unter diesen Bedingungen werden alle chemischen Elemente mit niedrigem Ionisierungspotential ionisiert. Wasserstoff bleibt in einem neutralen Zustand.

Die Photosphäre ist die einzige Region mit neutralem Wasserstoff auf der Sonne.

Visuelle und fotografische Beobachtungen der Photosphäre offenbaren ihre feine Struktur, die an dicht beieinander liegende Cumuluswolken erinnert. Leichte runde Formationen werden als Granulat bezeichnet, und die gesamte Struktur wird als Granulation bezeichnet. Die Winkelabmessungen der Körnchen betragen nicht mehr als 1 Zoll Bogen, was 700 km entspricht. Jedes einzelne Körnchen existiert 5-10 Minuten lang, danach zerfällt es und an seiner Stelle bilden sich neue Körnchen. Die Körnchen sind von dunklen Räumen umgeben. Die Substanz steigt in den Körnern auf und fällt um sie herum ab. Die Geschwindigkeit dieser Bewegungen beträgt 1-2 km/s.

Granulation ist eine Manifestation der Konvektionszone unter der Photosphäre. In der Konvektionszone kommt es durch das Auf- und Absteigen einzelner Gasmassen zu einer Vermischung der Materie.

Der Grund für das Auftreten von Konvektion in den äußeren Schichten der Sonne sind zwei wichtige Umstände. Einerseits steigt die Temperatur direkt unterhalb der Photosphäre in der Tiefe sehr schnell an und die Strahlung kann die Freisetzung von Strahlung aus tieferen heißen Schichten nicht gewährleisten. Daher wird Energie durch die sich bewegenden Inhomogenitäten selbst übertragen. Andererseits erweisen sich diese Inhomogenitäten als hartnäckig, wenn das Gas in ihnen nicht vollständig, sondern nur teilweise ionisiert ist.

Beim Eintritt in die unteren Schichten der Photosphäre wird das Gas neutralisiert und kann keine stabilen Inhomogenitäten bilden. Daher werden in den obersten Teilen der Konvektionszone die Konvektionsbewegungen verlangsamt und die Konvektion hört plötzlich auf.

Schwingungen und Störungen in der Photosphäre erzeugen akustische Wellen.

Die äußeren Schichten der Konvektionszone stellen eine Art Resonator dar, in dem 5-minütige Schwingungen in Form stehender Wellen angeregt werden.

17.5 Äußere Schichten der Sonnenatmosphäre: Chromosphäre und Korona. Ursachen und Mechanismus der Erwärmung der Chromosphäre und Korona.

Die Materiedichte in der Photosphäre nimmt mit der Höhe schnell ab und die äußeren Schichten erweisen sich als sehr dünn. In den äußeren Schichten der Photosphäre erreicht die Temperatur 4500 K und beginnt dann wieder anzusteigen.

Es kommt zu einem langsamen Temperaturanstieg auf mehrere Zehntausend Grad, begleitet von der Ionisierung von Wasserstoff und Helium. Dieser Teil der Atmosphäre heißt Chromosphäre.

In den oberen Schichten der Chromosphäre erreicht die Dichte der Substanz 10 -15 g/cm 3 .

1 cm 3 dieser Schichten der Chromosphäre enthält etwa 10 9 Atome, aber die Temperatur steigt auf eine Million Grad. Hier beginnt der äußerste Teil der Sonnenatmosphäre, die sogenannte Sonnenkorona.

Der Grund für die Erwärmung der äußersten Schichten der Sonnenatmosphäre ist die Energie akustischer Wellen, die in der Photosphäre entstehen. Während sie sich nach oben in Schichten mit geringerer Dichte ausbreiten, vergrößern diese Wellen ihre Amplitude auf mehrere Kilometer und verwandeln sich in Stoßwellen. Durch das Auftreten von Stoßwellen kommt es zu einer Wellendissipation, die die chaotischen Geschwindigkeiten der Teilchenbewegung erhöht und zu einem Temperaturanstieg führt.

Die integrale Helligkeit der Chromosphäre ist hundertmal geringer als die Helligkeit der Photosphäre. Um die Chromosphäre zu beobachten, ist es daher notwendig, spezielle Methoden anzuwenden, die es ermöglichen, ihre schwache Strahlung vom starken Fluss der photosphärischen Strahlung zu isolieren.

Die bequemste Methode sind Beobachtungen während Finsternissen.

Die Länge der Chromosphäre beträgt 12 – 15.000 km.

Bei der Untersuchung von Fotografien der Chromosphäre sind Inhomogenitäten sichtbar, die kleinsten werden genannt Spicules. Die Spicules haben eine längliche Form und sind in radialer Richtung verlängert. Ihre Länge beträgt mehrere tausend Kilometer, ihre Dicke etwa 1.000 Kilometer. Mit Geschwindigkeiten von mehreren zehn Kilometern pro Sekunde steigen Spiculae aus der Chromosphäre in die Korona auf und lösen sich darin auf. Durch Spicules wird die Substanz der Chromosphäre mit der darüber liegenden Korona ausgetauscht. Spicules bilden eine größere Struktur, ein sogenanntes chromosphärisches Netzwerk, die durch Wellenbewegungen erzeugt wird, die von viel größeren und tieferen Elementen der subphotosphärischen Konvektionszone als Granulat verursacht werden.

Krone hat eine sehr geringe Helligkeit und kann daher nur während der Totalphase von Sonnenfinsternissen beobachtet werden. Außerhalb von Finsternissen wird es mit Koronographen beobachtet. Die Krone weist keine scharfen Konturen auf und weist eine unregelmäßige Form auf, die sich im Laufe der Zeit stark verändert.

Der hellste Teil der Korona, der nicht mehr als 0,2 bis 0,3 Radien der Sonne vom Rand entfernt ist, wird üblicherweise als innere Korona bezeichnet, und der verbleibende, sehr ausgedehnte Teil wird als äußere Korona bezeichnet.

Ein wichtiges Merkmal der Krone ist ihre strahlende Struktur. Die Strahlen haben unterschiedliche Längen, bis zu einem Dutzend oder mehr Sonnenradien.

Die innere Krone ist reich an Strukturformationen, die an Bögen, Helme und einzelne Wolken erinnern.

Koronastrahlung ist Streulicht aus der Photosphäre. Dieses Licht ist stark polarisiert. Eine solche Polarisation kann nur durch freie Elektronen verursacht werden.

1 cm 3 Koronamaterie enthält etwa 10 8 freie Elektronen. Das Auftreten einer solchen Anzahl freier Elektronen muss durch Ionisierung verursacht werden. Das bedeutet, dass 1 cm 3 der Korona etwa 10 8 Ionen enthält. Die Gesamtkonzentration des Stoffes sollte 2 betragen . 10 8 .

Die Sonnenkorona ist ein verdünntes Plasma mit einer Temperatur von etwa einer Million Kelvin. Eine Folge der hohen Temperaturen ist die große Ausdehnung der Korona. Die Länge der Korona ist hundertmal größer als die Dicke der Photosphäre und beträgt Hunderttausende Kilometer.

18. Innere Struktur der Sonne.

Innere Struktur der Sonne

Was ist auf der Sonne sichtbar?

Jeder weiß wahrscheinlich, dass man die Sonne nicht mit bloßem Auge betrachten kann, geschweige denn durch ein Teleskop ohne spezielle, sehr dunkle Filter oder andere Geräte, die das Licht dämpfen. Bei Missachtung dieses Verbots besteht für den Betrachter die Gefahr schwerer Augenverbrennungen. Der einfachste Weg, die Sonne zu betrachten, besteht darin, ihr Bild auf eine weiße Leinwand zu projizieren. Selbst mit einem kleinen Amateurteleskop können Sie ein vergrößertes Bild der Sonnenscheibe erhalten. Was ist auf diesem Bild zu sehen? Zunächst fällt die Schärfe des Sonnenrandes auf. Die Sonne ist eine Gaskugel ohne klare Grenze, ihre Dichte nimmt allmählich ab. Warum sehen wir es dann scharf umrissen? Tatsache ist, dass fast die gesamte sichtbare Strahlung der Sonne aus einer sehr dünnen Schicht stammt, die einen besonderen Namen trägt – die Photosphäre. (Griechisch: „Lichtsphäre“). Die Dicke der Photosphäre überschreitet nicht 300 km. Es ist diese dünne leuchtende Schicht, die beim Betrachter die Illusion erzeugt, dass die Sonne eine „Oberfläche“ hätte.

Innere Struktur der Sonne

Photosphäre

Die Atmosphäre der Sonne beginnt 200–300 km tiefer als der sichtbare Rand der Sonnenscheibe. Diese tiefsten Schichten der Atmosphäre werden Photosphäre genannt. Da ihre Dicke nicht mehr als ein Dreitausendstel des Sonnenradius beträgt, wird die Photosphäre manchmal konventionell als Sonnenoberfläche bezeichnet. Die Dichte der Gase in der Photosphäre ist ungefähr die gleiche wie in der Stratosphäre der Erde und hunderte Male geringer als an der Erdoberfläche. Die Temperatur der Photosphäre sinkt von 8000 K in 300 km Tiefe auf 4000 K in den obersten Schichten. Die Temperatur der mittleren Schicht, deren Strahlung wir wahrnehmen, etwa 6000 K. Unter solchen Bedingungen zerfallen fast alle Gasmoleküle in einzelne Atome. Nur in den obersten Schichten der Photosphäre sind relativ wenige einfache Moleküle und Radikale vom Typ H, OH und CH erhalten. Eine besondere Rolle in der Sonnenatmosphäre spielt ein Stoff, der in der irdischen Natur nicht vorkommt. negatives Wasserstoffion, das ist ein Proton mit zwei Elektronen. Diese ungewöhnliche Verbindung entsteht in der dünnen äußeren, „kältesten“ Schicht der Photosphäre, wenn negativ geladene freie Elektronen, die von leicht ionisierbaren Atomen von Kalzium, Natrium, Magnesium, Eisen und anderen Metallen geliefert werden, an neutralen Wasserstoffatomen „haften“. Negative Wasserstoffionen emittieren bei ihrer Erzeugung den größten Teil des sichtbaren Lichts. Die Ionen absorbieren gierig dasselbe Licht, weshalb die Undurchsichtigkeit der Atmosphäre mit der Tiefe schnell zunimmt. Daher erscheint uns der sichtbare Rand der Sonne sehr scharf.

In einem Teleskop mit hoher Vergrößerung können Sie subtile Details der Photosphäre beobachten: Alles scheint mit kleinen hellen Körnern übersät zu sein – Körnchen, die durch ein Netzwerk schmaler dunkler Pfade getrennt sind. Die Granulierung ist das Ergebnis der Vermischung wärmerer aufsteigender und kälterer absteigender Gasströme. Der Temperaturunterschied zwischen ihnen ist in den äußeren Schichten relativ gering (200-300 K), aber tiefer, in der Konvektionszone, ist er größer und die Vermischung erfolgt viel intensiver. Die Konvektion in den äußeren Schichten der Sonne spielt eine große Rolle bei der Bestimmung der Gesamtstruktur der Atmosphäre. Letztendlich ist es die Konvektion als Ergebnis einer komplexen Wechselwirkung mit solaren Magnetfeldern, die die Ursache aller vielfältigen Erscheinungsformen der Sonnenaktivität ist. An allen Prozessen auf der Sonne sind Magnetfelder beteiligt. Zeitweise entstehen in einem kleinen Bereich der Sonnenatmosphäre konzentrierte Magnetfelder, die mehrere tausend Mal stärker sind als auf der Erde. Ionisiertes Plasma ist ein guter Leiter; es kann sich nicht über die magnetischen Induktionslinien eines starken Magnetfelds bewegen. Daher wird an solchen Orten die Vermischung und das Aufsteigen heißer Gase von unten verhindert und es entsteht ein dunkler Bereich – ein Sonnenfleck. Vor dem Hintergrund der blendenden Photosphäre erscheint es völlig schwarz, obwohl seine Helligkeit in Wirklichkeit nur zehnmal schwächer ist. Mit der Zeit verändern sich Größe und Form der Flecken stark. Nachdem der Fleck in Form eines kaum wahrnehmbaren Punktes – einer Pore – erschienen ist, vergrößert er sich allmählich auf mehrere Zehntausend Kilometer. Große Flecken bestehen in der Regel aus einem dunklen Teil (Kern) und einem weniger dunklen Teil – dem Halbschatten, dessen Struktur dem Fleck das Aussehen eines Wirbels verleiht. Die Flecken sind von helleren Bereichen der Photosphäre umgeben, die als Faculae oder Flare Fields bezeichnet werden. Die Photosphäre gelangt nach und nach in die dünneren äußeren Schichten der Sonnenatmosphäre – die Chromosphäre und die Korona.

Chromosphäre

Oberhalb der Photosphäre befindet sich die Chromosphäre, eine heterogene Schicht, in der die Temperatur zwischen 6.000 und 20.000 K liegt. Die Chromosphäre (griechisch für „Farbsphäre“) ist nach ihrer rötlich-violetten Farbe benannt. Bei totalen Sonnenfinsternissen ist es als ausgefranster heller Ring um die schwarze Mondscheibe sichtbar, die gerade die Sonne verfinstert hat. Die Chromosphäre ist sehr heterogen und besteht hauptsächlich aus langgestreckten Zungen (Spicules), was ihr das Aussehen von brennendem Gras verleiht. Die Temperatur dieser chromosphärischen Jets ist zwei- bis dreimal höher als in der Photosphäre und die Dichte ist hunderttausendmal geringer. Die Gesamtlänge der Chromosphäre beträgt 10-15.000 Kilometer. Der Temperaturanstieg in der Chromosphäre wird durch die Ausbreitung von Wellen und Magnetfeldern erklärt, die aus der Konvektionszone in sie eindringen. Die Substanz erhitzt sich auf die gleiche Weise wie in einem riesigen Mikrowellenherd. Die Geschwindigkeit der thermischen Bewegung der Teilchen nimmt zu, Kollisionen zwischen ihnen werden häufiger und Atome verlieren ihre Außenelektronen: Die Substanz wird zu einem heißen ionisierten Plasma. Dieselben physikalischen Prozesse sorgen auch für die ungewöhnlich hohe Temperatur der äußersten Schichten der Sonnenatmosphäre, die sich über der Chromosphäre befinden.

Bei Finsternissen (und mit Hilfe spezieller Spektralinstrumente – und ohne auf Finsternisse zu warten) kann man oft über der Sonnenoberfläche bizarr geformte „Brunnen“, „Wolken“, „Trichter“, „Büsche“, „Bögen“ usw. beobachten andere hell leuchtende Formationen aus den chromosphärischen Substanzen. Sie können stationär sein oder sich langsam verändern, umgeben von sanft gekrümmten Jets, die in die Chromosphäre hinein- oder aus ihr herausströmen und dabei Zehntausende oder Hunderttausende von Kilometern aufsteigen. Dies sind die ehrgeizigsten Formationen der Sonnenatmosphäre. Wenn sie in der roten Spektrallinie der Wasserstoffatome beobachtet werden, erscheinen sie vor dem Hintergrund der Sonnenscheibe als dunkle, lange und gebogene Filamente. Protuberanzen haben ungefähr die gleiche Dichte und Temperatur wie die Chromosphäre. Aber sie liegen darüber und sind von höheren, stark verdünnten oberen Schichten der Sonnenatmosphäre umgeben. Protuberanzen fallen nicht in die Chromosphäre, da ihre Materie durch die Magnetfelder aktiver Regionen der Sonne unterstützt wird. Zum ersten Mal beobachteten der französische Astronom Pierre Jansen und sein englischer Kollege Joseph Lockyer im Jahr 1868 das Spektrum eines Vorsprungs außerhalb einer Sonnenfinsternis Befindet sich ein Objekt in der Nähe, ist dessen Strahlungsspektrum zu erkennen. Indem man den Spalt auf verschiedene Teile der Prominenz oder Chromosphäre richtet, ist es möglich, diese in Teilen zu untersuchen. Das Spektrum der Protuberanzen besteht wie die Chromosphäre aus hellen Linien, hauptsächlich Wasserstoff, Helium und Kalzium. Emissionslinien anderer chemischer Elemente sind ebenfalls vorhanden, aber sie sind viel schwächer. Einige Vorsprünge, die lange Zeit ohne merkliche Veränderungen geblieben waren, scheinen plötzlich zu explodieren und ihre Materie wird mit einer Geschwindigkeit von Hunderten von Kilometern pro Sekunde in den interplanetaren Raum geschleudert. Auch das Aussehen der Chromosphäre ändert sich häufig, was auf die kontinuierliche Bewegung ihrer Gasbestandteile hinweist. Manchmal kommt es in sehr kleinen Bereichen der Sonnenatmosphäre zu etwas Ähnlichem wie Explosionen. Dies sind die sogenannten chromosphärischen Flares. Sie dauern normalerweise mehrere zehn Minuten. Bei Ausbrüchen in den Spektrallinien von Wasserstoff, Helium, ionisiertem Kalzium und einigen anderen Elementen nimmt das Leuchten eines separaten Abschnitts der Chromosphäre plötzlich um das Zehnfache zu. Besonders stark nimmt die Ultraviolett- und Röntgenstrahlung zu: Manchmal ist ihre Leistung um ein Vielfaches höher als die Gesamtleistung der Sonnenstrahlung in diesem kurzwelligen Bereich des Spektrums vor dem Flare. Flecken, Fackeln, Protuberanzen, chromosphärische Flares – all dies sind Manifestationen der Sonnenaktivität. Mit zunehmender Aktivität nimmt die Zahl dieser Formationen auf der Sonne zu.