Finsternisse gehören zu den spektakulärsten astronomischen Phänomenen. Jedoch kann kein technisches Mittel die vom Betrachter ausgehenden Empfindungen vollständig vermitteln. Und doch sieht er aufgrund der Unvollkommenheit des menschlichen Auges nicht alles auf einmal. Die Details dieses wunderbaren Bildes, die sich dem Auge entziehen, können nur durch eine spezielle Technik der Fotografie und Signalverarbeitung enthüllt und festgehalten werden. Die Vielfalt der Finsternisse wird durch die Phänomene im Sonne-Erde-Mond-System noch lange nicht erschöpft. Relativ nahe Raumkörper werfen regelmäßig Schatten aufeinander (es ist nur erforderlich, dass sich in der Nähe eine starke Lichtquelle befindet). Beim Anschauen dieses kosmischen Schattentheaters erhalten Astronomen viele interessante Informationen über den Aufbau des Universums. Foto Wjatscheslaw Chondyrew

Im bulgarischen Ferienort Shabla war der 11. August 1999 der gewöhnlichste Sommertag. Blauer Himmel, goldener Sand, warmes sanftes Meer. Aber am Strand ging niemand ins Wasser - die Öffentlichkeit bereitete sich auf Beobachtungen vor. Hier hätte ein hundert Kilometer langer Fleck des Mondschattens die Schwarzmeerküste überqueren sollen, und die Dauer der gesamten Phase betrug nach Berechnungen 3 Minuten und 20 Sekunden. Das ausgezeichnete Wetter entsprach durchaus den langjährigen Daten, aber alle blickten erschrocken auf die Wolke, die über den Bergen hing.

Tatsächlich war die Sonnenfinsternis bereits im Gange, nur wenige interessierten sich für ihre partiellen Phasen. Eine andere Sache ist die Vollphase, vor deren Start noch eine halbe Stunde war. Eine nagelneue digitale Spiegelreflexkamera, eigens für diesen Anlass angeschafft, stand in voller Bereitschaft. Alles ist bis ins kleinste Detail durchdacht, jede Bewegung dutzende Male einstudiert. Das Wetter würde keine Zeit haben, sich zu verschlechtern, und doch wuchs aus irgendeinem Grund die Besorgnis. Vielleicht hat das Licht doch merklich nachgelassen und es ist deutlich kälter geworden? Aber so sollte es mit dem Ansatz der Vollphase sein. Die Vögel verstehen das jedoch nicht - alle flugfähigen Vögel stiegen in die Luft und riefen Kreise über unseren Köpfen. Der Wind wehte vom Meer. Jede Minute wurde er stärker, und die schwere Kamera auf einem Stativ, das bis vor kurzem so zuverlässig schien, begann zu zittern.

Es gibt nichts zu tun - ein paar Minuten vor dem berechneten Moment ging ich auf die Gefahr hin, alles zu verderben, vom sandigen Hügel zu seinem Fuß hinunter, wo die Büsche den Wind auslöschten. Ein paar Handgriffe, und buchstäblich im letzten Moment wird die Technik wieder aufgebaut. Aber was ist dieses Geräusch? Hunde bellen und heulen, Schafe blöken. Es scheint, dass alle Tiere, die Geräusche machen können, dies wie zum letzten Mal tun! Das Licht wird jede Sekunde schwächer. Vögel am verdunkelten Himmel sind nicht mehr sichtbar. Alles lässt auf einmal nach. Die fadenförmige Sichel der Sonne erleuchtet die Meeresküste nicht heller als der Vollmond. Plötzlich geht er aus. Wer ihm in den letzten Sekunden ohne Dunkelfilter folgt, sieht in den ersten Momenten wohl nichts.

Meine nervöse Aufregung wurde durch einen echten Schock ersetzt: Die Sonnenfinsternis, von der ich mein ganzes Leben lang geträumt habe, hat bereits begonnen, kostbare Sekunden verfliegen und ich kann nicht einmal meinen Kopf heben und das seltenste Schauspiel genießen - die Fotografie steht an erster Stelle! Jedes Mal, wenn die Taste gedrückt wird, macht die Kamera automatisch eine Serie von neun Aufnahmen (im „Bracketing“-Modus). Noch eine. Mehr und mehr. Während die Kamera auf den Auslöser klickt, wage ich es trotzdem, mich loszureißen und die Krone durch ein Fernglas zu betrachten. Vom schwarzen Mond streuen viele lange Strahlen in alle Richtungen und bilden eine Perlenkrone mit einem gelblich-cremefarbenen Farbton, und hellrosa Vorsprünge blitzen ganz am Rand der Scheibe auf. Einer von ihnen flog ungewöhnlich weit vom Rand des Mondes weg. Die Strahlen der Krone, die zu den Seiten auseinanderlaufen, werden allmählich blass und verschmelzen mit dem dunkelblauen Hintergrund des Himmels. Die Wirkung der Präsenz ist so, dass ich nicht auf dem Sand stehe, sondern in den Himmel fliege. Und die Zeit schien zu verschwinden...

Plötzlich traf ein helles Licht meine Augen – es war der Rand der Sonne, der hinter dem Mond hervorschwebte. Wie schnell alles vorbei war! Vorsprünge und Strahlen der Korona sind noch einige Sekunden sichtbar, und die Dreharbeiten dauern bis zum Schluss an. Das Programm ist fertig! Wenige Minuten später flammt der Tag wieder auf. Die Vögel vergaßen sofort den Schrecken der außergewöhnlich flüchtigen Nacht. Aber seit vielen Jahren hat mein Gedächtnis ein Gefühl der absoluten Schönheit und Erhabenheit des Kosmos bewahrt, ein Gefühl der Zugehörigkeit zu seinen Mysterien.

Wie wurde die Lichtgeschwindigkeit erstmals gemessen?

Finsternisse treten nicht nur im Sonne-Erde-Mond-System auf. So spielten beispielsweise die vier größten Jupitermonde, die 1610 von Galileo Galilei entdeckt wurden, eine wichtige Rolle bei der Entwicklung der Navigation. In dieser Zeit, als es noch keine genauen Marinechronometer gab, war es möglich, die Greenwich-Zeit zu ermitteln, die zur Bestimmung des Längengrads des Schiffes weit von ihren Heimatküsten entfernt war. Satellitenfinsternisse im Jupitersystem treten fast jede Nacht auf, wenn der eine oder andere Satellit in den Schatten des Jupiters eintritt oder sich vor unserer Sicht hinter der Scheibe des Planeten selbst versteckt. Kennt man aus dem Meeresalmanach die vorausberechneten Momente dieser Phänomene und vergleicht man sie mit der Ortszeit, die man aus elementaren astronomischen Beobachtungen erhält, kann man seinen Längengrad bestimmen. 1676 bemerkte der dänische Astronom Ole Christensen Römer, dass die Finsternisse der Jupitermonde leicht von den vorhergesagten Momenten abwichen. Die Jupiter-Uhr ging entweder um etwas mehr als acht Minuten vor, um dann nach etwa sechs Monaten um den gleichen Betrag nachzueilen. Roemer verglich diese Schwankungen mit der relativen Position des Jupiters zur Erde und kam zu dem Schluss, dass das Ganze in der Verzögerung der Lichtausbreitung liegt: Wenn die Erde näher am Jupiter ist, werden Finsternisse seiner Satelliten früher beobachtet, wenn weiter weg, später. Die Differenz von 16,6 Minuten entsprach der Zeit, die das Licht den Durchmesser der Erdumlaufbahn zurücklegte. Römer hat also erstmals die Lichtgeschwindigkeit gemessen.

Begegnungen in himmlischen Knoten

Durch einen erstaunlichen Zufall sind die scheinbaren Größen von Mond und Sonne fast gleich. Dadurch können Sie in seltenen Momenten totaler Sonnenfinsternisse Protuberanzen und die Sonnenkorona sehen - die äußersten Plasmastrukturen der Sonnenatmosphäre, die ständig in den Weltraum „wegfliegen“. Hätte die Erde vorerst keinen so großen Satelliten gehabt, hätte niemand über ihre Existenz geahnt.

Die sichtbaren Bahnen über den Himmel von Sonne und Mond schneiden sich an zwei Punkten – den Knoten, durch die die Sonne etwa alle sechs Monate läuft. Zu dieser Zeit werden Finsternisse möglich. Wenn der Mond an einem der Knoten auf die Sonne trifft, kommt es zu einer Sonnenfinsternis: Die Spitze des Kegels des Mondschattens, der auf der Erdoberfläche aufliegt, bildet einen ovalen Schattenfleck, der sich mit hoher Geschwindigkeit entlang der Erdoberfläche bewegt . Nur Menschen, die hineinkommen, werden die Mondscheibe sehen, die die Sonne vollständig bedeckt. Für einen Beobachter des gesamten Phasenbandes ist die Sonnenfinsternis partiell. Darüber hinaus wird es in der Ferne möglicherweise nicht einmal bemerkt - schließlich ist die Abnahme der Beleuchtung für das Auge fast nicht wahrnehmbar, wenn weniger als 80-90% der Sonnenscheibe bedeckt sind.

Die Breite des gesamten Phasenbandes hängt von der Entfernung zum Mond ab, der aufgrund der Elliptizität seiner Umlaufbahn zwischen 363 und 405.000 Kilometern variiert. Bei maximaler Entfernung erreicht der Kegel des Mondschattens die Erdoberfläche kaum. In diesem Fall fallen die sichtbaren Dimensionen des Mondes etwas kleiner aus als die Sonne, und statt einer totalen Sonnenfinsternis tritt eine ringförmige Sonnenfinsternis auf: Auch in der maximalen Phase bleibt ein heller Rand der Sonnenphotosphäre um den Mond, verhindert, dass Sie die Korona sehen. Astronomen interessieren sich natürlich in erster Linie für totale Sonnenfinsternisse, bei denen sich der Himmel so stark verdunkelt, dass eine strahlende Korona zu beobachten ist.

Mondfinsternisse (aus der Sicht eines hypothetischen Beobachters auf dem Mond werden sie natürlich Sonnenfinsternisse sein) treten während des Vollmonds auf, wenn unser natürlicher Satellit den Knoten gegenüber der Sonne passiert und in den Kegel fällt des Schattens, der von der Erde geworfen wird. Im Schatten gibt es kein direktes Sonnenlicht, aber das in der Erdatmosphäre gebrochene Licht trifft immer noch auf die Mondoberfläche. Es malt es normalerweise in einer rötlichen (und manchmal braun-grünlichen) Farbe, da in der Luft langwellige (rote) Strahlung weniger absorbiert wird als kurzwellige (blaue). Man kann sich vorstellen, welchen Schrecken die plötzlich verdunkelte, bedrohlich rote Mondscheibe im Urmenschen auslöste! Was können wir über Sonnenfinsternisse sagen, wenn das Tageslicht, die Hauptgottheit für viele Völker, plötzlich vom Himmel zu verschwinden begann?

Es überrascht nicht, dass die Suche nach Mustern in der Reihenfolge der Finsternisse zu einer der ersten schwierigen astronomischen Aufgaben wurde. Assyrische Keilschrifttafeln aus den Jahren 1400-900 v. e. enthalten Daten über systematische Beobachtungen von Sonnenfinsternissen in der Zeit der babylonischen Könige sowie die Erwähnung eines bemerkenswerten Zeitraums von 65851/3 Tagen (Saros), in dem sich die Abfolge von Mond- und Sonnenfinsternissen wiederholt. Die Griechen gingen sogar noch weiter - nach der Form des auf dem Mond kriechenden Schattens schlossen sie, dass die Erde kugelförmig und die Sonne viel größer ist als sie.

Wie Massen anderer Sterne bestimmt werden

Alexander Sergejew

Sechshundert "Quellen"

Mit zunehmender Entfernung von der Sonne verblasst die äußere Korona allmählich. Wo es auf den Fotos mit dem Himmelshintergrund verschmilzt, ist seine Helligkeit millionenfach geringer als die Helligkeit der Protuberanzen und der sie umgebenden inneren Korona. Auf den ersten Blick ist es unmöglich, die Korona in ihrer gesamten Länge vom Rand der Sonnenscheibe bis zur Verschmelzung mit dem Himmelshintergrund zu fotografieren, da bekanntlich der Dynamikbereich von fotografischen Matrizen und Emulsionen tausendfach kleiner ist. Aber die Bilder, die dieser Artikel illustriert, beweisen das Gegenteil. Das Problem hat eine Lösung! Nur müssen Sie zum Ergebnis nicht geradeaus, sondern herumgehen: Anstelle eines „idealen“ Rahmens müssen Sie eine Reihe von Aufnahmen mit unterschiedlichen Belichtungen machen. Verschiedene Bilder zeigen Regionen der Korona in unterschiedlichen Entfernungen von der Sonne.

Solche Bilder werden zunächst separat verarbeitet und dann entsprechend den Details der Strahlen der Korona miteinander kombiniert (Bilder können nicht entlang des Mondes kombiniert werden, da er sich relativ zur Sonne schnell bewegt). Die digitale Fotobearbeitung ist nicht so einfach, wie es scheint. Unsere Erfahrung zeigt jedoch, dass beliebige Bilder einer Sonnenfinsternis zusammengeführt werden können. Weitwinkel mit Tele, Kurz- und Langzeitbelichtung, Profi und Amateur. In diesen Bildern sind Teile der Arbeit von fünfundzwanzig Beobachtern zu sehen, die die Sonnenfinsternis von 2006 in der Türkei, im Kaukasus und in Astrachan fotografiert haben.

Sechshundert Originalbilder, die vielen Transformationen unterzogen wurden, verwandelten sich in nur wenige separate Bilder, aber was! Jetzt haben sie alle kleinsten Details der Korona und Protuberanzen, der Chromosphäre der Sonne und Sterne bis zur neunten Größenordnung. Solche Sterne sind auch nachts nur durch ein gutes Fernglas sichtbar. Die Strahlen der Korona "arbeiteten" bis zu rekordverdächtigen 13 Radien der Sonnenscheibe. Und mehr Farbe! Alles, was in den endgültigen Bildern sichtbar ist, hat eine echte Farbe, die den visuellen Empfindungen entspricht. Und das nicht durch künstliche Farbgebung in Photoshop, sondern durch strenge mathematische Verfahren im Bearbeitungsprogramm. Die Größe jedes Bildes nähert sich einem Gigabyte – Sie können bis zu anderthalb Meter breite Ausdrucke ohne Detailverlust erstellen.

Wie man die Umlaufbahnen von Asteroiden verfeinert

Bedeckungsveränderliche Sterne sind enge Doppelsternsysteme, in denen sich zwei Sterne um einen gemeinsamen Massenmittelpunkt drehen, sodass die Umlaufbahn auf uns gerichtet ist. Dann überstrahlen sich die beiden Sterne regelmäßig, und der irdische Beobachter sieht periodische Änderungen ihrer Gesamthelligkeit. Der berühmteste verdunkelnde veränderliche Stern ist Algol (beta Perseus). Die Umlaufdauer in diesem System beträgt 2 Tage 20 Stunden und 49 Minuten. Während dieser Zeit werden zwei Minima auf der Lichtkurve beobachtet. One deep, wenn der kleine, aber heiße weiße Stern Algol A vollständig hinter dem schwachen roten Riesen Algol B verborgen ist. Zu diesem Zeitpunkt sinkt die Gesamthelligkeit des Doppelsterns um fast das Dreifache. Eine weniger auffällige Abnahme der Helligkeit um 5–6 % wird beobachtet, wenn Algol A den Hintergrund von Algol B passiert und seine Helligkeit leicht abschwächt. Eine sorgfältige Untersuchung der Lichtkurve enthüllt viele wichtige Informationen über ein Sternensystem: die Größe und Leuchtkraft jedes der beiden Sterne, den Grad der Verlängerung ihrer Umlaufbahn, die Abweichung der Form von Sternen von der Kugel unter dem Einfluss von Gezeitenkräfte und vor allem die Masse der Sterne. Ohne diese Informationen wäre es schwierig, eine moderne Theorie der Struktur und Entwicklung von Sternen zu erstellen und zu testen. Sterne können nicht nur von Sternen, sondern auch von Planeten verdunkelt werden. Als der Planet Venus am 8. Juni 2004 die Sonnenscheibe passierte, dachten nur wenige Menschen daran, von einer Sonnenfinsternis zu sprechen, da der winzige dunkle Fleck der Venus fast keinen Einfluss auf die Helligkeit der Sonne hatte. Aber wenn ein Gasriese wie Jupiter seinen Platz einnehmen würde, würde er etwa 1% der Fläche der Sonnenscheibe verdunkeln und ihre Helligkeit um den gleichen Betrag verringern. Dies kann bereits mit modernen Instrumenten registriert werden, und es gibt bereits heute Fälle solcher Beobachtungen. Und einige von ihnen werden von Amateurastronomen hergestellt. Tatsächlich sind "exoplanetare" Finsternisse die einzige Möglichkeit für Amateure, Planeten um andere Sterne zu beobachten.

Alexander Sergejew

Panorama im Mondschein

Die außergewöhnliche Schönheit einer Sonnenfinsternis ist nicht auf die funkelnde Krone beschränkt. Schließlich gibt es auch entlang des gesamten Horizonts einen leuchtenden Ring, der im Moment der Vollphase eine einzigartige Beleuchtung erzeugt, als ob der Sonnenuntergang von allen Seiten der Welt gleichzeitig stattfindet. Aber nur wenige Menschen schaffen es, den Blick von der Krone abzuwenden und die erstaunlichen Farben des Meeres und der Berge zu betrachten. Hier kommt die Panoramafotografie ins Spiel. Mehrere aneinandergefügte Aufnahmen zeigen alles, was dem Auge entgangen ist oder sich nicht ins Gedächtnis eingebrannt hat.

Die Panoramaaufnahme in diesem Artikel ist etwas Besonderes. Seine horizontale Abdeckung beträgt 340 Grad (fast ein vollständiger Kreis) und vertikal fast bis zum Zenit. Nur darauf haben wir später Cirruswolken untersucht, die unsere Beobachtungen fast verdorben haben - sie sind immer ein Wetterwechsel. Und tatsächlich begann der Regen innerhalb einer Stunde, nachdem der Mond von der Sonnenscheibe abgestiegen war. Die Kondensstreifen der beiden im Bild sichtbaren Flugzeuge brechen nicht wirklich am Himmel ab, sondern gehen einfach in den Schatten des Mondes und werden dadurch unsichtbar. Auf der rechten Seite des Panoramas ist die Sonnenfinsternis in vollem Gange, und auf der linken Seite des Bildes ist die volle Phase gerade zu Ende gegangen.

Rechts und unterhalb der Krone befindet sich Merkur – er entfernt sich nie weit von der Sonne, und nicht jeder kann ihn sehen. Noch niedriger funkelt Venus und auf der anderen Seite der Sonne - Mars. Alle Planeten befinden sich entlang einer Linie - der Ekliptik - der Projektion auf den Himmel der Ebene, in deren Nähe sich alle Planeten drehen. Nur während einer Sonnenfinsternis (und auch aus dem Weltraum) ist es möglich, unser Planetensystem, das die Sonne umgibt, von einem solchen Rand aus zu sehen. Im mittleren Teil des Panoramas sind die Sternbilder Orion und Auriga zu sehen. Die hellen Sterne Capella und Rigel sind weiß, während der rote Überriese Beteigeuze und Mars orange sind (die Farbe ist bei Vergrößerung sichtbar). Hunderte von Menschen, die die Sonnenfinsternis im März 2006 beobachtet haben, haben jetzt das Gefühl, alles mit eigenen Augen gesehen zu haben. Aber die Panoramaaufnahme hat ihnen geholfen - sie wurde bereits ins Internet gestellt.

Wie sollte man fotografieren?

Am 29. März 2006 teilten erfahrene Beobachter im Dorf Kemer an der türkischen Mittelmeerküste in Erwartung des Beginns einer totalen Sonnenfinsternis Geheimnisse mit Anfängern. Das Wichtigste bei einer Sonnenfinsternis ist, nicht zu vergessen, die Linsen zu öffnen. Das ist kein Scherz, das passiert wirklich. Und Sie sollten sich nicht gegenseitig duplizieren und dieselben Frames erstellen. Lassen Sie jeden schießen, was genau mit seiner Ausrüstung besser gelingen kann als andere. Für mit Weitwinkelkameras bewaffnete Beobachter ist das Hauptziel die äußere Korona. Wir müssen versuchen, eine Reihe von Bildern von ihr mit unterschiedlichen Verschlusszeiten zu machen. Besitzer von Teleobjektiven können detaillierte Bilder der mittleren Korona erhalten. Und wenn Sie ein Teleskop haben, müssen Sie den Bereich ganz am Rand der Mondscheibe fotografieren und keine wertvollen Sekunden mit der Arbeit mit anderen Geräten verschwenden. Und dann wurde der Ruf gehört. Und unmittelbar nach der Sonnenfinsternis begannen Beobachter, Dateien mit Bildern frei auszutauschen, um ein Set für die weitere Verarbeitung zusammenzustellen. Dies führte später zur Erstellung einer Bank mit Originalbildern der Sonnenfinsternis von 2006. Jeder hat inzwischen verstanden, dass von den Originalbildern bis zu einem detaillierten Bild der gesamten Krone noch sehr, sehr weit entfernt ist. Die Zeiten, in denen jedes scharfe Bild einer Sonnenfinsternis als Meisterwerk und Endergebnis von Beobachtungen galt, sind unwiderruflich vorbei. Nach der Rückkehr nach Hause warteten alle am Computer auf Arbeit.

aktive Sonne

Die Sonne zeichnet sich wie andere ihr ähnliche Sterne durch periodisch auftretende Aktivitätszustände aus, wenn in ihrer Atmosphäre durch komplexe Wechselwirkungen eines sich bewegenden Plasmas mit Magnetfeldern viele instabile Strukturen entstehen. Das sind zunächst Sonnenflecken, bei denen ein Teil der thermischen Energie des Plasmas in die Energie des Magnetfelds und in die kinetische Energie der Bewegung einzelner Plasmaströme umgewandelt wird. Sonnenflecken sind kühler als ihre Umgebung und erscheinen dunkler gegenüber der helleren Photosphäre, der Schicht der Sonnenatmosphäre, aus der das meiste unseres sichtbaren Lichts stammt. Um die Flecken herum und im gesamten aktiven Bereich wird die durch die Energie gedämpfter Magnetfelder zusätzlich aufgeheizte Atmosphäre heller, und Strukturen, sogenannte Fackeln (sichtbar im weißen Licht) und Flocculi (beobachtet im monochromatischen Licht einzelner Spektrallinien, z. Wasserstoff) auftreten.

Über der Photosphäre befinden sich dünnere Schichten der Sonnenatmosphäre mit einer Dicke von 10-20.000 Kilometern, die als Chromosphäre bezeichnet werden, und darüber erstreckt sich die Korona über viele Millionen Kilometer. Über Sonnenfleckengruppen und manchmal sogar abseits von ihnen erscheinen oft ausgedehnte Wolken - Protuberanzen, die während der totalen Phase der Sonnenfinsternis am Rand der Sonnenscheibe in Form von hellrosa Bögen und Emissionen deutlich sichtbar sind. Die Korona ist der verdünnte und sehr heiße Teil der Sonnenatmosphäre, der sozusagen in den umgebenden Raum verdunstet und einen kontinuierlichen Plasmastrom bildet, der sich von der Sonne wegbewegt und als Sonnenwind bezeichnet wird. Er ist es, der der Sonnenkorona ein strahlendes Aussehen verleiht, das ihren Namen rechtfertigt.

Aus der Bewegung der Materie in Kometenschweifen ging hervor, dass die Geschwindigkeit des Sonnenwindes mit zunehmender Entfernung von der Sonne allmählich zunimmt. Der Sonnenwind bewegt sich um eine astronomische Einheit (Radius der Erdbahn) von der Sonne weg und "fliegt" mit einer Geschwindigkeit von 300-400 km / s bei einer Partikelkonzentration von 1-10 Protonen pro Kubikzentimeter. Der Sonnenwindstrom trifft auf seinem Weg auf Hindernisse in Form planetarer Magnetosphären und bildet Schockwellen, die die Atmosphären von Planeten und das interplanetare Medium beeinflussen. Durch die Beobachtung der Sonnenkorona erhalten wir Informationen über den Zustand des Weltraumwetters im Weltraum um uns herum.

Die stärksten Manifestationen der Sonnenaktivität sind Plasmaexplosionen, die als Sonneneruptionen bezeichnet werden. Sie werden von starker ionisierender Strahlung sowie starken Auswürfen von heißem Plasma begleitet. Beim Durchgang durch die Korona beeinflussen Plasmaströme merklich ihre Struktur. Beispielsweise bilden sich darin helmförmige Gebilde, die sich in lange Strahlen verwandeln. Tatsächlich handelt es sich dabei um langgestreckte Röhren aus Magnetfeldern, entlang derer sich Ströme geladener Teilchen mit hoher Geschwindigkeit ausbreiten (hauptsächlich energiereiche Protonen und Elektronen). Tatsächlich spiegelt die sichtbare Struktur der Sonnenkorona die Intensität, Zusammensetzung, Struktur, Bewegungsrichtung und andere Eigenschaften des Sonnenwinds wider, der ständig auf unsere Erde einwirkt. Während Blitzen kann seine Geschwindigkeit 600-700 und manchmal mehr als 1000 km/s erreichen.

In der Vergangenheit wurde die Korona nur bei totalen Sonnenfinsternissen und nur in Sonnennähe beobachtet. Insgesamt kamen etwa eine Stunde Beobachtungen zusammen. Mit der Erfindung des Non-Eclipsing Coronograph (ein spezielles Teleskop, in dem eine künstliche Sonnenfinsternis angeordnet ist) wurde es möglich, die inneren Regionen der Korona ständig von der Erde aus zu überwachen. Es ist auch immer möglich, die Radiostrahlung der Korona zu registrieren, selbst durch Wolken und in großer Entfernung von der Sonne. Aber im optischen Bereich sind die äußeren Bereiche der Korona nur noch in der totalen Phase einer Sonnenfinsternis von der Erde aus sichtbar.

Mit der Entwicklung extraatmosphärischer Forschungsmethoden wurde es möglich, die gesamte Korona direkt in Ultraviolett- und Röntgenstrahlen abzubilden. Die beeindruckendsten Bilder stammen regelmäßig vom weltraumgestützten SOHO Solar Orbital Heliospheric Observatory, das Ende 1995 von der Europäischen Weltraumorganisation und der NASA ins Leben gerufen wurde. Auf den SOHO-Bildern sind die Strahlen der Korona sehr lang und viele Sterne sind sichtbar. Allerdings fehlt in der Mitte, im Bereich der inneren und mittleren Krone, das Bild. Der künstliche "Mond" im Koronographen ist zu groß und verdeckt viel mehr als der echte. Aber es geht nicht anders - die Sonne scheint zu hell. Satellitenbilder ersetzen also keine Beobachtungen von der Erde. Aber Weltraum- und terrestrische Bilder der Sonnenkorona ergänzen sich perfekt.

SOHO überwacht auch ständig die Oberfläche der Sonne, und Finsternisse sind kein Hindernis, da sich das Observatorium außerhalb des Erde-Mond-Systems befindet. Mehrere ultraviolette Bilder, die von SOHO um die gesamte Phase der Sonnenfinsternis 2006 herum aufgenommen wurden, wurden zusammengesetzt und anstelle des Bildes des Mondes platziert. Jetzt können wir sehen, welche aktiven Regionen in der Atmosphäre des Sterns, der uns am nächsten ist, mit bestimmten Merkmalen in seiner Korona in Verbindung stehen. Es mag den Anschein haben, dass einige "Kuppeln" und Turbulenzzonen in der Korona durch nichts verursacht werden, aber in Wirklichkeit sind ihre Quellen einfach vor der Beobachtung auf der anderen Seite des Sterns verborgen.

"Russische" Sonnenfinsternis

Die nächste totale Sonnenfinsternis wird in der Welt bereits als „russisch“ bezeichnet, da sie hauptsächlich in unserem Land beobachtet wird. Am Nachmittag des 1. August 2008 erstreckt sich das volle Phasenband vom Arktischen Ozean fast entlang des Meridians bis in den Altai, genau durch Nischnewartowsk, Nowosibirsk, Barnaul, Bijsk und Gorno-Altaisk - direkt entlang der Bundesstraße M52. Übrigens wird dies die zweite Finsternis in Gorno-Altaisk in etwas mehr als zwei Jahren sein – in dieser Stadt kreuzen sich die Finsternisbänder von 2006 und 2008. Während der Sonnenfinsternis beträgt die Höhe der Sonne über dem Horizont 30 Grad, was ausreicht, um die Korona zu fotografieren, und ideal für Panoramaaufnahmen. Das Wetter in Sibirien ist zu dieser Zeit normalerweise gut. Es ist noch nicht zu spät, ein paar Kameras bereitzuhalten und ein Flugticket zu kaufen.

Diese Sonnenfinsternis sollte man sich nicht entgehen lassen. Die nächste totale Sonnenfinsternis wird 2009 in China zu sehen sein, gute Beobachtungsbedingungen werden sich dann erst 2017 und 2024 in den USA entwickeln. In Russland dauert die Pause fast ein halbes Jahrhundert - bis zum 20. April 2061.

Wenn Sie sich zusammentun, dann haben wir hier einen guten Ratschlag für Sie: Beobachten Sie in Gruppen und tauschen Sie die erhaltenen Bilder aus, senden Sie sie zur gemeinsamen Bearbeitung an das Flower Observatory: www.skygarden.ru. Dann hat definitiv jemand Glück mit der Verarbeitung, und dann sehen alle, auch diejenigen, die dank Ihnen zu Hause bleiben, die Sonnenfinsternis - einen mit einer Krone gekrönten Stern.

Unter dem Einfluss der Schwerkraft neigt S. wie jeder Stern dazu, zu schrumpfen. Dieser Kompression wirkt der Druckabfall entgegen, der sich aus der hohen Temperatur und Dichte des Inneren ergibt. Schichten C. In der Mitte von C. Temperatur T ≈ 1,6. 10 7 K, Dichte ≈ 160 gcm -3 . Nur durch die Synthese von Helium aus Wasserstoff kann eine so hohe Temperatur in den zentralen Regionen von S. lange aufrechterhalten werden. Diese Reaktionen und yavl. hauptsächlich Energiequelle c.

Bei Temperaturen von ~10 4 K (Chromosphäre) und ~10 6 (Korona) sowie in der Übergangsschicht mit mittleren Temperaturen treten Ionen verschiedener Elemente auf. Die diesen Ionen entsprechenden Emissionslinien sind im kurzwelligen Bereich des Spektrums (λ< 1800 . Спектр в этой области состоит из отдельных эмиссионных линий, самые яркие из к-рых - линия водорода L a (1216 ) и линия нейтрального (584 ) и ионизованного (304 ) гелия. Излучение в этих линиях выходит из области эмиссии практически не поглощаясь. Излучение в радио- и рентг. областях сильно зависит от степени солнечной активности, увеличиваясь или уменьшаясь в несколько раз в течение 11-летнего и заметно возрастая при вспышках на Солнце.

Phys. Die Eigenschaften der verschiedenen Schichten sind in Abb. 1 dargestellt. 5 (herkömmlich wird die untere Chromosphäre mit einer Dicke von ≈ 1500 km unterschieden, wo das Gas homogener ist). Die Erwärmung der oberen Atmosphäre von S. - der Chromosphäre und der Korona - kann mechanisch bedingt sein. die Energie, die von den im oberen Teil der Konvektionszone entstehenden Wellen getragen wird, sowie die Dissipation (Absorption) elektrischer Energie. vom Magneten erzeugte Ströme. Felder, die sich zusammen mit Konvektionsströmen bewegen.

Das Vorhandensein einer Oberflächenkonvektionszone im Norden ist für eine Reihe anderer Phänomene verantwortlich. Zellen der obersten Schicht der Konvektionszone werden auf der Oberfläche von S. in Form von Körnern beobachtet (siehe). Tiefere großräumige Bewegungen in der zweiten Stufe der Zone erscheinen als Supergranulationszellen und ein chromosphärisches Netzwerk. Es gibt Gründe zu der Annahme, dass Konvektion in einer noch tieferen Schicht in Form von riesigen Strukturen beobachtet wird - Zellen mit größeren Abmessungen als Supergranulation.

Große lokale Magnete. Felder in der Zone ± 30 o vom Äquator führen zur Entwicklung der sogenannten. aktive Regionen mit darin enthaltenen Spots. Die Anzahl der aktiven Regionen, ihre Position auf der Scheibe und die Polaritäten von Sonnenflecken in Gruppen ändern sich mit einem Zeitraum von ≈ 11,2 Jahren. Während der Periode eines ungewöhnlich hohen Maximums in den Jahren 1957-58. Aktivität betraf fast die gesamte Sonnenscheibe. Neben starken lokalen Feldern gibt es im Norden ein schwächeres großräumiges Magnetfeld. Feld. Dieses Feld wechselt das Vorzeichen mit einer Periode von ca. 22 Jahre und in Polnähe verschwindet bei maximaler Sonnenaktivität.

Bei einem großen Blitz wird enorme Energie freigesetzt, ~10 31 -10 32 erg (Leistung ~10 29 erg/s). Es wird aus der Energie des Magneten gezogen. Hotspot-Felder. Seit den 1960er Jahren hat sich To-Roggen laut Ideen erfolgreich entwickelt. In der UdSSR führt die Wechselwirkung magnetischer Flüsse zu Stromschichten. Die Entwicklung in der aktuellen Schicht kann zu einer Beschleunigung von Partikeln führen, und es gibt Trigger-(Start-)Mechanismen, die zu einer plötzlichen Entwicklung des Prozesses führen.

Reis. 13. Einschlagarten einer Sonneneruption auf der Erde (nach D. X. Menzel).

Röntgen Strahlung und solare kosmische Strahlung aus dem Flare (Abb. 13) verursachen eine zusätzliche Ionisierung der Ionosphäre der Erde, was die Ausbreitungsbedingungen von Radiowellen beeinflusst. Der Partikelstrom, der während der Flare ausgestoßen wird, erreicht die Erdumlaufbahn in etwa einem Tag und verursacht einen magnetischen Sturm und Polarlichter auf der Erde (siehe , ).

Zusätzlich zu den durch Fackeln erzeugten Korpuskularströmungen gibt es eine kontinuierliche Korpuskularstrahlung C. Sie ist mit dem Ausströmen von verdünntem Plasma von außen verbunden. Bereiche der Sonnenkorona in den interplanetaren Raum - den Sonnenwind. Materieverluste durch den Sonnenwind sind klein, ≈ 3 . 10 -14 pro Jahr, aber es stellt die Hauptsache dar. Bestandteil des interplanetaren Mediums.

Der Sonnenwind trägt ein großräumiges Magnetfeld in den interplanetaren Raum. Feld C. Die Rotation von C. verdreht die Linien des interplanetaren Magnetfelds. Feld (IMF) in die archimedische Spirale, die deutlich in der Ebene der Ekliptik zu beobachten ist. Seit der Hauptsache ein Merkmal eines großen Magneten. Felder von S. yavl. zwei zirkumpolare Regionen mit entgegengesetzter Polarität und angrenzenden Feldern, mit ruhigem S. Die nördliche Hemisphäre des interplanetaren Raums ist mit einem Feld eines Zeichens gefüllt, das südliche - eines anderen (Abb. 14). In der Nähe des Aktivitätsmaximums kehrt sich dieses reguläre Magnetfeld aufgrund eines Vorzeichenwechsels des großräumigen Sonnenfeldes um. Felder des interplanetaren Raums. Magn. die Strömungen beider Hemisphären sind durch eine Stromschicht getrennt. Mit der Rotation von S. ist die Erde mehrere. Tage, jetzt über, jetzt unter der gekrümmten "gewellten" Oberfläche des aktuellen Blattes, d.h. es tritt in den IWF ein, jetzt nach Norden gerichtet, jetzt von ihm weg. Dieses Phänomen heißt Interplanetares Magnetfeld.

In der Nähe des Aktivitätsmaximums ist die wirksamste Auswirkung auf die Atmosphäre und die Magnetosphäre der Erde die Partikelflüsse, die während der Fackeln beschleunigt werden. In der Phase des Aktivitätsrückgangs, am Ende des 11-jährigen Aktivitätszyklus, mit einer Abnahme der Anzahl von Eruptionen und der Entwicklung einer interplanetaren Strömungsschicht, werden die stationären Ströme des verstärkten Sonnenwinds bedeutender. Zusammen mit S. rotierend, bewirken sie, dass sich Geomagnete alle 27 Tage wiederholen. Empörung. Diese wiederkehrende (wiederholende) Aktivität ist besonders hoch für geradzahlige Zyklusenden, wenn die magnetische Richtung ist die Felder des solaren "Dipols" sind antiparallel zu denen der Erde.

Zündete.:
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Severny A. B., Magnetfelder der Sonne und der Sterne, "UFN", 1966, v. 88, c. 1, p. 3-50; - Sonnenkorona - Granulation

Das irdische Leben verdankt seinen Ursprung dem Himmelskörper. Es wärmt und beleuchtet alles auf der Oberfläche unseres Planeten. Kein Wunder, dass sich die Verehrung der Sonne und ihre Darstellung als großer Himmelsgott in den Kulten der Naturvölker widerspiegelte, die die Erde bewohnten.

Jahrhunderte, Jahrtausende sind vergangen, aber seine Bedeutung im menschlichen Leben hat nur zugenommen. Wir alle sind Kinder der Sonne.

Was ist die Sonne?

Ein Stern aus der Milchstraße, der mit seiner geometrischen Form eine riesige, heiße, gasförmige Kugel darstellt, die ständig Energieströme ausstrahlt. Die einzige Licht- und Wärmequelle in unserem Sternen-Planeten-System. Jetzt befindet sich die Sonne gemäß der allgemein akzeptierten Klassifizierung der Sternentypen im Universum im Alter eines gelben Zwergs.

Eigenschaften der Sonne

Die Sonne hat folgende Eigenschaften:

• Alter -4,57 Milliarden Jahre;
• Entfernung zur Erde: 149.600.000 km
• Masse: 332.982 Erdmassen (1,9891 10³⁰ kg);
• Die durchschnittliche Dichte beträgt 1,41 g / cm³ (sie nimmt von der Peripherie zur Mitte um das 100-fache zu);
• Die Umlaufgeschwindigkeit der Sonne beträgt 217 km/s;
• Rotationsgeschwindigkeit: 1,997 km/s
• Radius: 695-696 Tausend km;
• Temperatur: von 5.778 K an der Oberfläche bis 15.700.000 K im Kern;
• Koronatemperatur: ~1.500.000 K;
• Die Sonne ist in ihrer Helligkeit stabil, sie befindet sich in 15% der hellsten Sterne unserer Galaxie. Er sendet weniger ultraviolette Strahlen aus, hat aber im Vergleich zu ähnlichen Sternen eine größere Masse.

Woraus besteht die Sonne?

Unser Gestirn unterscheidet sich in seiner chemischen Zusammensetzung nicht von anderen Sternen und enthält: 74,5 % Wasserstoff (nach Masse), 24,6 % Helium, weniger als 1 % andere Stoffe (Stickstoff, Sauerstoff, Kohlenstoff, Nickel, Eisen, Silizium, Chrom). , Magnesium und andere Substanzen). Im Inneren des Kerns finden kontinuierliche Kernreaktionen statt, die Wasserstoff in Helium umwandeln. Die überwiegende Mehrheit der Masse des Sonnensystems – 99,87 % – gehört der Sonne.

Unsere Sonne ist wirklich ein einzigartiger Stern, schon allein deshalb, weil ihr Leuchten es ermöglichte, Bedingungen zu schaffen, die für das Leben auf unserem Planeten Erde geeignet sind, der sich entweder durch ein erstaunliches Zusammentreffen der Umstände oder durch Gottes genialen Plan in idealer Entfernung von der Erde befindet Sonne. Seit der Antike steht die Sonne unter der Aufmerksamkeit des Menschen, und wenn in der Antike Priester, Schamanen und Druiden unsere Leuchte als Gottheit verehrten (in allen heidnischen Kulten gab es Sonnengötter), wird die Sonne jetzt von Wissenschaftlern aktiv untersucht : Astronomen, Physiker, Astrophysiker. Wie ist die Struktur der Sonne, was sind ihre Eigenschaften, ihr Alter und ihre Position in unserer Galaxie, lesen Sie weiter.

Standort der Sonne in der Galaxie

Trotz ihrer enormen Größe im Vergleich zu unserem Planeten (und anderen Planeten) ist die Sonne im galaktischen Maßstab weit entfernt vom größten Stern, aber sehr klein, es gibt Sterne, die viel größer als die Sonne sind. Daher klassifizieren Astronomen unseren Koryphäe als gelben Zwerg.

Was die Position der Sonne in der Galaxie (wie auch unseres gesamten Sonnensystems) betrifft, so befindet sie sich in der Milchstraße, näher am Rand des Orion-Arms. Die Entfernung vom Zentrum der Galaxie beträgt 7,5-8,5 Tausend Parsec. Vereinfacht gesagt sind Sie und ich nicht gerade am Rand der Galaxie, aber auch relativ weit vom Zentrum entfernt – eine Art „schlafende galaktische Region“, nicht am Rand, aber auch nicht im Zentrum.

So sieht die Position der Sonne auf einer galaktischen Karte aus.

Eigenschaften der Sonne

Gemäß der astronomischen Klassifizierung von Himmelsobjekten gehört die Sonne zu einem Stern der G-Klasse, sie ist heller als 85 % der anderen Sterne in der Galaxie, von denen viele rote Zwerge sind. Der Durchmesser der Sonne beträgt 696342 km, die Masse 1,988 x 1030 kg. Wenn wir die Sonne mit der Erde vergleichen, dann ist sie 109-mal größer als unser Planet und 333.000-mal massereicher.

Vergleichsgrößen von Sonne und Planeten.

Obwohl uns die Sonne gelb erscheint, ist ihre wahre Farbe weiß. Die Sichtbarkeit von Gelb wird durch die Atmosphäre des Sterns erzeugt.

Die Temperatur der Sonne beträgt in den oberen Schichten 5778 Grad Kelvin, aber wenn sie sich dem Kern nähert, steigt sie noch mehr an und der Kern der Sonne ist unglaublich heiß – 15,7 Millionen Grad Kelvin

Die Sonne hat auch einen starken Magnetismus, auf ihrer Oberfläche gibt es magnetische Nord- und Südpole und magnetische Linien, die sich mit einer Frequenz von 11 Jahren neu konfigurieren. Zum Zeitpunkt solcher Umlagerungen treten intensive Sonnenemissionen auf. Auch das Magnetfeld der Sonne beeinflusst das Magnetfeld der Erde.

Aufbau und Zusammensetzung der Sonne

Unsere Sonne besteht hauptsächlich aus zwei Elementen: (74,9 %) und Helium (23,8 %). Darüber hinaus ist es in geringen Mengen vorhanden: (1%), Kohlenstoff (0,3%), Neon (0,2%) und Eisen (0,2%). Das Innere der Sonne ist in Schichten unterteilt:

• Ader,
• Strahlungs- und Konvektionszonen,
• Photosphäre,
• Atmosphäre.

Der Kern der Sonne hat die höchste Dichte und nimmt etwa 25 % des gesamten Sonnenvolumens ein.

Der Aufbau der Sonne ist schematisch.

Im Solarkern wird thermische Energie durch Kernfusion gebildet, die Wasserstoff in Helium umwandelt. Tatsächlich ist der Kern eine Art Solarmotor, dank dem unsere Leuchte Wärme abgibt und uns alle wärmt.

Warum scheint die Sonne

Trotzdem entsteht das Leuchten der Sonne durch die unermüdliche Arbeit des Sonnenkerns, genauer gesagt durch die darin ständig stattfindende thermonukleare Reaktion. Das Verbrennen der Sonne erfolgt durch die Umwandlung von Wasserstoff in Helium, dies ist die ewige thermonukleare Reaktion, die unsere Leuchte ständig speist.

Sonnenflecken

Ja, es gibt Flecken auf der Sonne. Sonnenflecken sind dunklere Regionen auf der Sonnenoberfläche, und sie sind dunkler, weil ihre Temperatur niedriger ist als die Temperatur der umgebenden Photosphäre der Sonne. Sonnenflecken selbst entstehen unter dem Einfluss magnetischer Linien und ihrer Rekonfiguration.

sonniger Wind

Der Sonnenwind ist ein kontinuierlicher Plasmastrom, der aus der Sonnenatmosphäre kommt und das gesamte Sonnensystem erfüllt. Der Sonnenwind entsteht dadurch, dass die darüber liegenden Schichten aufgrund der hohen Temperatur in der Sonnenkorona den Druck in der Korona selbst nicht ausgleichen können. Daher gibt es einen periodischen Ausstoß von Sonnenplasma in den umgebenden Raum. Es gibt einen ganzen separaten Artikel über das Phänomen auf unserer Website.

Eine Sonnenfinsternis ist ein seltenes astronomisches Ereignis, bei dem der Mond ganz oder teilweise die Sonne ist.

Schematisch sieht eine Sonnenfinsternis so aus.

Die Entwicklung der Sonne und ihre Zukunft

Wissenschaftler glauben, dass das Alter unseres Sterns 4,57 Milliarden Jahre beträgt. Zu dieser fernen Zeit wurde es aus einem Teil einer Molekülwolke gebildet, die durch Helium und Wasserstoff repräsentiert wurde.

Wie wurde die Sonne geboren? Einer der Hypothesen zufolge begann die Helium-Wasserstoff-Molekülwolke aufgrund des Drehimpulses zu rotieren und sich gleichzeitig mit zunehmendem Innendruck stark zu erwärmen. Gleichzeitig konzentrierte sich der größte Teil der Masse im Zentrum und verwandelte sich in die Sonne selbst. Stark und Druck führten zu einer Zunahme von Wärme und Kernfusion, dank derer sowohl die Sonne als auch andere Sterne funktionieren.

So sieht die Entwicklung eines Sterns einschließlich der Sonne aus. Nach diesem Schema befindet sich unsere Sonne derzeit in der Phase eines kleinen Sterns, und das aktuelle Sonnenzeitalter befindet sich mitten in dieser Phase. In etwa 4 Milliarden Jahren wird sich die Sonne in einen Roten Riesen verwandeln, sich noch weiter ausdehnen und die Venus und möglicherweise unsere Erde zerstören. Wenn die Erde als Planet noch überlebt, dann wird Leben auf ihr zu diesem Zeitpunkt immer noch unmöglich sein. Da in 2 Milliarden Jahren das Leuchten der Sonne so stark zunehmen wird, dass alle Ozeane der Erde einfach verkochen, die Erde verbrannt und in eine durchgehende Wüste verwandelt wird, wird die Temperatur auf der Erdoberfläche 70 ° C betragen, und wenn Leben möglich ist, dann nur tief unter der Erde. Daher haben wir noch über eine Milliarde Jahre Zeit, um in sehr ferner Zukunft eine neue Zuflucht für die Menschheit zu finden.

Aber zurück zur Sonne, die sich in einen Roten Riesen verwandelt, sie wird etwa 120 Millionen Jahre in diesem Zustand bleiben, dann beginnt der Prozess der Verringerung ihrer Größe und Temperatur. Und wenn das verbleibende Helium in seinem Kern in einem ständigen Ofen thermonuklearer Reaktionen verbrannt wird, verliert die Sonne ihre Stabilität und explodiert und verwandelt sich in einen planetarischen Nebel. Die Erde in diesem Stadium sowie die benachbarte wird sehr wahrscheinlich durch eine Sonnenexplosion zerstört.

Nach weiteren 500 Millionen Jahren wird sich aus dem Sonnennebel ein Weißer Zwerg bilden, der weitere Billionen Jahre überdauern wird.

• In die Sonne kann man eine Million Erden oder Planeten von der Größe unseres Planeten stecken.
• In ihrer Form bildet die Sonne eine nahezu perfekte Kugel.
• 8 Minuten und 20 Sekunden - in dieser Zeit erreicht uns ein Sonnenstrahl von seiner Quelle, obwohl die Erde 150 Millionen km von der Sonne entfernt ist.
• Das Wort "Sonne" selbst kommt vom altenglischen Wort für "Süden" - "Süden".
• Und wir haben schlechte Nachrichten für Sie, in Zukunft wird die Sonne die Erde verbrennen und dann vollständig zerstören. Dies wird jedoch frühestens in 2 Milliarden Jahren geschehen.

Sonne, video

Und zum Schluss ein interessanter wissenschaftlicher Dokumentarfilm vom Discovery Channel – „What the Sun is Hidden“.

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