Bestehend aus Plasma und Gas. Etwa 91 % des Gases besteht aus Wasserstoff, gefolgt von Helium. Die Sonne ist die wichtigste Energiequelle für alle Lebewesen auf der Erde. Es macht 99,86 % der Gesamtmasse des Sonnensystems aus. Es ist der hellste kosmische Körper, der am Himmel der Erde beobachtet wird, und die Temperatur der Sonne variiert stark vom Kern bis zur Oberfläche des Sterns.

Struktur der Sonne

Sonnenkern

Im Kern der Sonne führt die Anziehungskraft zu enormen Temperaturen und Drücken. Die Temperaturen können hier 15 Millionen Grad Celsius erreichen. Wasserstoffatome in dieser Region werden komprimiert und miteinander verschmolzen, um in einem Prozess, der Kernfusion genannt wird, Helium zu erzeugen. Bei der Kernfusion entstehen enorme Energiemengen, die zur Sonnenoberfläche abgestrahlt werden und anschließend die Erde erreichen. Energie aus dem Kern dringt in die Konvektionszone ein.

Konvektive Zone

Diese Zone erstreckt sich über 200.000 km und nähert sich der Oberfläche. Die Temperaturen in dieser Zone sinken unter 2 Millionen Grad Celsius. Die Plasmadichte ist niedrig genug, um Konvektionsströme zu erzeugen und Energie zur Sonnenoberfläche zu transportieren. Die thermischen Säulen der Zone hinterlassen einen Abdruck auf der Oberfläche der Sonne und verleihen ihr ein körniges Aussehen, das im größten Maßstab Supergranulation und im kleinsten Maßstab Granulation genannt wird.

Photosphäre

Die Photosphäre ist die äußere strahlende Hülle der Sonne. Der Großteil der Energie in dieser Schicht kommt vollständig von der Sonne. Die Schicht ist mehrere Dutzend bis Hunderte Kilometer dick und ihre Sonnenflecken sind dunkler und kühler als die umliegende Region. An der Basis großer Sonnenflecken können die Temperaturen bis zu 4.000 Grad Celsius erreichen. Die Gesamttemperatur der Photosphäre beträgt etwa 5.500 Grad Celsius. Energie von der Sonne wird in der Photosphäre als sichtbares Licht erfasst.

Chromosphäre

Die Chromosphäre ist eine der drei Hauptschichten der Sonnenatmosphäre und zwischen 3.000 und 5.000 km dick. Es befindet sich direkt über der Photosphäre. Die Chromosphäre ist normalerweise nicht sichtbar, es sei denn, es kommt zu einer totalen Sonnenfinsternis, bei der ihr rötliches Licht die Mondscheibe umgibt. Aufgrund der Helligkeit der Photosphäre kann die Schicht normalerweise nicht ohne spezielle Ausrüstung beobachtet werden. Die durchschnittliche Temperatur der Chromosphäre beträgt etwa 4.320 Grad Celsius.

Krone

Die Korona erstreckt sich Millionen Kilometer in den Weltraum und ist wie die Chromosphäre während einer Sonnenfinsternis gut sichtbar. Die Temperatur der Korona kann 2 Millionen Grad Celsius erreichen, und es sind diese hohen Temperaturen, die ihr ihre einzigartigen spektralen Eigenschaften verleihen. Beim Abkühlen verliert das Material sowohl Strahlung als auch Wärme und wird in Form des Sonnenwinds weggeblasen.

Die Bedeutung der Solarenergie

Solarenergie ermöglicht es Pflanzen, ihre eigene Nahrung zu produzieren, die wiederum von anderen Lebewesen verzehrt wird. Sonnenlicht gibt Sicht und erwärmt Wasser. Es ist für die Bildung von Kohle und Erdölprodukten notwendig und außerdem ein wichtiger Faktor bei der Bildung von Vitamin D, das für das Knochenwachstum im menschlichen Körper unerlässlich ist.

Temperatur im Inneren der Sonne

Die Eigenschaften der Sonnenoberfläche zu bestimmen war eine gewaltige Leistung – auf den ersten Blick schien es unmöglich. Wie viel schwieriger, sagen Sie, muss es also sein, das Innere der Sonne zu studieren!

Einige Rückschlüsse auf das Innere der Sonne lassen sich jedoch recht einfach ziehen. Wir wissen zum Beispiel, dass die Oberfläche der Sonne ständig eine große Menge Wärme in den Weltraum abstrahlt und sich ihre Temperatur dennoch nicht ändert. Es ist klar, dass diese Wärme mit der gleichen Geschwindigkeit aus dem Inneren kommen muss, mit der sie in den Weltraum abgestrahlt wird , und daraus folgt, dass das Innere der Sonne heißer sein muss als ihre Oberfläche.

Weil die Oberfläche der Sonne bereits so heiß ist. dass sich alle bekannten Substanzen in Dampf verwandeln, und da die inneren Regionen der Sonne noch heißer sind, liegt die Schlussfolgerung nahe, dass die gesamte Sonne gasförmig ist, dass es sich nur um eine Kugel aus superheißem Gas handelt. Wenn das so ist, können wir davon ausgehen, dass die Astronomen großes Glück haben, da die Eigenschaften von Gasen leichter zu bestimmen sind als die Eigenschaften von Flüssigkeiten und Festkörpern.

In den 20er Jahren des 20. Jahrhunderts. Die Frage nach der inneren Struktur der Sonne wurde vom englischen Astronomen Arthur Stanley Eddington (1882-1944) aufgegriffen, basierend auf der Annahme, dass Sterne Gaskugeln sind.

Eddington argumentierte, dass die Sonne nur eine Gaskugel sei. Wenn nur die Kraft ihrer eigenen Schwerkraft auf sie einwirken würde, würde sie schnell schrumpfen. Und da dies nicht der Fall ist, bedeutet dies, dass die Schwerkraft durch eine andere Kraft ausgeglichen wird, deren Wirkung von innen nach außen gerichtet ist. Eine solche nach außen gerichtete Kraft könnte aus der Tendenz von Gasen entstehen, sich unter dem Einfluss hoher Temperaturen auszudehnen.

Basierend auf der Masse der Sonne und ihrer Gravitationskraft berechnete Eddington 1926, welche Temperaturen erforderlich sind, um die Gravitationskraft in verschiedenen Tiefen unter der Sonnenoberfläche auszugleichen. Er hat erstaunliche Zahlen erzielt. Die Temperatur im Zentrum der Sonne soll einen gigantischen Wert von 15.000.000°C erreicht haben (Nach modernen Berechnungen liegt sie sogar noch höher: 21.000.000°C!)

Trotz der erstaunlichen Natur dieser Ergebnisse stimmten die meisten Astronomen ihnen zu. Erstens waren solche Temperaturen notwendig, damit die Fusion von Wasserstoffatomen stattfinden konnte. Obwohl die Oberfläche der Sonne viel kühler ist, als für diese Reaktion erforderlich, sind die inneren Regionen laut Eddingtons Berechnungen erwiesen sich definitiv als heiß genug für sie

Zweitens trug Eddingtons Argumentation dazu bei, einige andere Phänomene zu erklären. Die Sonne befand sich in einem empfindlichen Gleichgewicht zwischen der nach innen gerichteten Schwerkraft und der nach außen wirkenden Temperatur. Was wäre, wenn dieser Gleichgewichtszustand nicht für alle Sterne charakteristisch wäre?

Angenommen, ein Stern ist nicht heiß genug, um der Kompression unter dem Einfluss der Schwerkraft zu widerstehen. Ein solcher Stern würde schrumpfen und gleichzeitig würde die Gravitationsenergie (wie Helmholtz betonte) in Wärmeenergie umgewandelt. Die Innentemperatur würde steigen, die Expansionskräfte würden zunehmen und schließlich den durch die Schwerkraft erzeugten Druck ausgleichen. Allerdings würde der Stern aufgrund seiner Trägheit weiter schrumpfen – allerdings immer langsamer. Bis die Kontraktion endgültig aufhörte, wäre die Temperatur bereits viel höher als die zum Ausgleich der Gravitationskraft erforderliche Temperatur, und der Stern würde beginnen, sich auszudehnen. Während er sich ausdehnte, würde die Temperatur sinken und bald wieder den Gleichgewichtspunkt erreichen. Aufgrund der Trägheit würde der Expansionsprozess an diesem Punkt jedoch nicht aufhören – er würde sich allmählich verlangsamen, dann stoppen und der Stern würde wieder beginnen, sich zusammenzuziehen. Dieser Zyklus würde sich immer wieder wiederholen – endlos.

Ein solcher Stern würde um eine Gleichgewichtsposition pulsieren, wie ein schwingendes Pendel oder eine springende Feder. Die Helligkeit eines solchen Sterns würde sich natürlicherweise regelmäßig ändern, und die Art seiner Änderungen (angesichts seiner Größe und Temperatur) würde genau mit dem Verhalten von übereinstimmen Cepheiden

Nachdem sich alle Astronomen über die Temperatur und den Druck im Inneren der Sonne geeinigt hatten, mussten noch die Prozesse ermittelt werden, die es Wasserstoff unter diesen Bedingungen ermöglichen, sich mit einer Geschwindigkeit in Helium umzuwandeln, die ausreichen würde, um die Gesamtmenge der Sonnenstrahlung zu erklären . Dem in Deutschland geborenen amerikanischen Physiker Hans Albrecht Bethe (*1906) gelang es 1939, einen geeigneten Kernreaktionszyklus zu entwickeln. Die Geschwindigkeit ihres Auftretens unter den im Inneren der Sonne vorherrschenden Bedingungen (nach theoretischen Berechnungen und experimentellen Daten aus terrestrischen Labors) erfüllte diese Anforderungen vollständig

So wurde die Frage nach der Quelle der Sonnenenergie, die Helmholtz in den 40er Jahren des 19. Jahrhunderts stellte, fast 100 Jahre später von Bethe endgültig gelöst.

Gleichzeitig wurde auch die mögliche Lebensdauer der Sonne auf 100 Milliarden Jahre festgelegt.

Die Suche nach Daten, die das Vorhandensein ultrahoher Temperaturen im Inneren der Sonne bestätigen, hatte jedoch einen unerwarteten Nebeneffekt: Die Planetesimalhypothese über die Entstehung des Sonnensystems wurde widerlegt.

Reis. 22. Weizsäcker-Hypothese

Es war möglich zu glauben, dass sich ein Teil seiner Materie von der Sonne löste und sich dann zu Planeten verdichtete, solange die Temperatur der Sonnenmaterie auf mehrere tausend Grad geschätzt wurde. Aber eine Temperatur von mehreren Millionen Grad ist eine ganz andere Sache!

Im Jahr 1939 bewies der amerikanische Astronom Lyman Spitzer Jr. (geb. 1914) überzeugend, dass solch superheiße Materie nicht zu Planeten kondensieren kann, sondern sich im Gegenteil schnell in den die Sonne umgebenden Gasnebel ausdehnen und ein Nebel bleiben würde .

Daher mussten Astronomen erneut auf die Lösung des Problems der Planetenbildung aus relativ kalter Materie zurückgreifen. Sie mussten erneut an die kontrahierenden Nebel vom alten Laplace-Typ denken. Allerdings war bereits im 20. Jahrhundert viel darüber bekannt, wie sich ein solcher Nebel verhalten würde und welchen elektrischen und magnetischen Kräften er ausgesetzt sein würde, ebenso wie der Einfluss der Gravitationskräfte.

Im Jahr 1943 schlug der deutsche Astronom Carl Friedrich Weizsäcker (geb. 1912) vor, dass der Nebel, aus dem das Sonnensystem entstand, nicht als einzelne Einheit rotierte. Im Gegenteil, in seinen äußeren Schichten hätten sich seiner Meinung nach Wirbelbewegungen mit kleineren Wirbeln im Inneren größerer bilden müssen. Wo benachbarte Wirbel aufeinandertreffen, kollidieren Teilchen, verschmelzen zu immer größeren Teilchen und in der Folge bilden sich dort Planeten. Auf diese Weise versuchte Weizsäcker, die Fragen zu beantworten, die Laplace zu beantworten versuchte, und darüber hinaus auch die Muster in der Anordnung der Planetenbahnen, der Drehimpulsverteilung usw. zu erklären.

Weizsäckers Theorie wurde mit Begeisterung aufgenommen, ihre Einzelheiten lösten jedoch große Kontroversen aus. Sie dauern noch an und viele Astronomen haben ihre eigenen Versionen vorgelegt, aber keine davon hat bisher allgemeine Anerkennung gefunden. Der englische Astronom Fred Hoyle (geb. 1915) hat jedoch kürzlich einen Mechanismus für die Entstehung von Planeten vorgeschlagen, der mit dem Magnetischen zusammenhängt Feld der Sonne, und dadurch erlangte die Theorie beträchtliche Popularität.

Wie dem auch sei, die Astronomen sind sich einig, dass das gesamte Sonnensystem – sowohl die Sonne als auch die Planeten – als Ergebnis eines gemeinsamen Prozesses entstanden ist. Mit anderen Worten, wenn die Erde in ihrer jetzigen Form seit 4,7 Milliarden Jahren existiert, Dann können wir davon ausgehen, dass das gesamte Sonnensystem (einschließlich der Sonne) in seiner jetzigen Form seit 4,7 Milliarden Jahren existiert.

SONNE
der Stern, um den die Erde und andere Planeten des Sonnensystems kreisen. Als Hauptquelle der meisten Energiearten spielt die Sonne für die Menschheit eine herausragende Rolle. Das Leben, wie wir es kennen, wäre nicht möglich, wenn die Sonne etwas heller oder etwas schwächer scheinen würde. Die Sonne ist ein typischer kleiner Stern, es gibt Milliarden davon. Aber nur aufgrund seiner Nähe zu uns können Astronomen die physikalische Struktur des Sterns und die Prozesse auf seiner Oberfläche im Detail untersuchen, was im Vergleich zu anderen Sternen selbst mit den leistungsstärksten Teleskopen praktisch unerreichbar ist. Wie andere Sterne ist die Sonne eine heiße Gaskugel, die größtenteils aus Wasserstoff besteht und durch ihre eigene Schwerkraft komprimiert wird. Die von der Sonne emittierte Energie entsteht tief in ihren Tiefen bei thermonuklearen Reaktionen, die Wasserstoff in Helium umwandeln. Diese Energie entweicht und wird von der Photosphäre – einer dünnen Schicht der Sonnenoberfläche – in den Weltraum abgestrahlt. Über der Photosphäre befindet sich die äußere Atmosphäre der Sonne – die Korona, die sich über viele Radien der Sonne erstreckt und mit dem interplanetaren Medium verschmilzt. Da das Gas in der Korona sehr verdünnt ist, ist ihr Leuchten äußerst schwach. Die Korona ist normalerweise vor dem Hintergrund eines hellen Tageshimmels unsichtbar und wird nur bei totalen Sonnenfinsternissen sichtbar. Die Gasdichte nimmt vom Zentrum der Sonne zu ihrer Peripherie hin monoton ab, und die Temperatur, die im Zentrum 16 Millionen K erreicht, sinkt in der Photosphäre auf 5800 K, steigt dann aber in der Korona wieder auf 2 Millionen K an. Die Übergangsschicht zwischen der Photosphäre und der Korona, die bei totalen Sonnenfinsternissen als leuchtend roter Rand sichtbar ist, wird Chromosphäre genannt. Die Sonne hat einen 11-jährigen Aktivitätszyklus. In diesem Zeitraum nimmt die Zahl der Sonnenflecken (dunkle Bereiche in der Photosphäre), Flares (unerwartete Aufhellungen in der Chromosphäre) und Protuberanzen (dichte, kalte Wasserstoffwolken, die in der Korona kondensieren) zu und wieder ab. In diesem Artikel werden wir über die oben genannten Bereiche und Phänomene auf der Sonne sprechen. Nach einer kurzen Beschreibung der Sonne als Stern besprechen wir ihre innere Struktur, dann die Photosphäre, Chromosphäre, Flares, Protuberanzen und Korona.
Die Sonne ist wie ein Stern. Die Sonne befindet sich in einem der Spiralarme der Galaxie in einer Entfernung von mehr als der Hälfte des galaktischen Radius von ihrem Zentrum. Zusammen mit benachbarten Sternen dreht sich die Sonne mit einer Periode von ca. 10 Sekunden um das Zentrum der Galaxie. 240 Millionen Jahre. Die Sonne ist ein Gelber Zwerg der Spektralklasse G2 V, der zur Hauptreihe des Hertzsprung-Russell-Diagramms gehört. Die Hauptmerkmale der Sonne sind in der Tabelle aufgeführt. 1. Beachten Sie, dass die Sonne zwar bis zum Zentrum gasförmig ist, ihre durchschnittliche Dichte (1,4 g/cm3) jedoch die Dichte von Wasser übersteigt und im Zentrum der Sonne sogar deutlich höher ist als die von Gold oder Platin haben eine Dichte von ca. 20 g/cm3. Die Oberfläche der Sonne emittiert bei einer Temperatur von 5800 K 6,5 kW/cm2. Die Sonne dreht sich um eine Achse in Richtung der allgemeinen Rotation der Planeten. Da die Sonne jedoch kein fester Körper ist, rotieren verschiedene Bereiche ihrer Photosphäre unterschiedlich schnell: Die Rotationsperiode am Äquator beträgt 25 Tage und auf dem Breitengrad 75° 31 Tage.

Tabelle 1.
EIGENSCHAFTEN DER SONNE

INNERE STRUKTUR DER SONNE
Da wir das Innere der Sonne nicht direkt beobachten können, basieren unsere Kenntnisse über ihren Aufbau auf theoretischen Berechnungen. Wenn man aus Beobachtungen die Masse, den Radius und die Leuchtkraft der Sonne kennt, ist es zur Berechnung ihrer Struktur notwendig, Annahmen über die Prozesse der Energieerzeugung, die Mechanismen ihrer Übertragung vom Kern zur Oberfläche und die chemische Zusammensetzung der Materie zu treffen. Geologische Beweise deuten darauf hin, dass sich die Leuchtkraft der Sonne in den letzten paar Milliarden Jahren nicht wesentlich verändert hat. Welche Energiequelle kann es so lange aufrechterhalten? Herkömmliche chemische Verbrennungsverfahren sind hierfür nicht geeignet. Selbst die Gravitationskompression konnte den Berechnungen von Kelvin und Helmholtz zufolge das Leuchten der Sonne nur für ca. 20 Jahre aufrechterhalten. 100 Millionen Jahre. Dieses Problem wurde 1939 von G. Bethe gelöst: Die Quelle der Sonnenenergie ist die thermonukleare Umwandlung von Wasserstoff in Helium. Da die Effizienz des thermonuklearen Prozesses sehr hoch ist und die Sonne fast ausschließlich aus Wasserstoff besteht, wurde das Problem vollständig gelöst. Zwei Kernprozesse sorgen für die Leuchtkraft der Sonne: die Proton-Proton-Reaktion und der Kohlenstoff-Stickstoff-Kreislauf (siehe auch STERNE). Die Proton-Proton-Reaktion führt zur Bildung eines Heliumkerns aus vier Wasserstoffkernen (Protonen) unter Freisetzung von 4,3×10-5 Erg Energie in Form von Gammastrahlen, zwei Positronen und zwei Neutrinos für jeden Heliumkern. Diese Reaktion sorgt für 90 % der Leuchtkraft der Sonne. Es dauert 1010 Jahre, bis sich der gesamte Wasserstoff im Sonnenkern in Helium verwandelt hat. Im Jahr 1968 begannen R. Davis und seine Kollegen, den Fluss von Neutrinos zu messen, die bei thermonuklearen Reaktionen im Sonnenkern entstehen. Dies war der erste experimentelle Test der Theorie einer Solarenergiequelle. Neutrinos interagieren nur sehr schwach mit Materie, sodass sie die Tiefen der Sonne ungehindert verlassen und die Erde erreichen. Aber aus dem gleichen Grund ist es äußerst schwierig, mit Instrumenten zu registrieren. Trotz der Verbesserung der Ausrüstung und der Verfeinerung des Sonnenmodells bleibt der beobachtete Neutrinofluss immer noch dreimal geringer als vorhergesagt. Dafür gibt es mehrere mögliche Erklärungen: Entweder stimmt die chemische Zusammensetzung des Sonnenkerns nicht mit der seiner Oberfläche überein; oder die mathematischen Modelle der im Kern ablaufenden Prozesse sind nicht ganz korrekt; oder auf dem Weg von der Sonne zur Erde verändert das Neutrino seine Eigenschaften. Weitere Forschung in diesem Bereich ist erforderlich.
siehe auch NEUTRIN-ASTRONOMIE. Bei der Energieübertragung vom Sonneninneren zur Oberfläche spielt Strahlung die Hauptrolle, Konvektion ist zweitrangig und die Wärmeleitfähigkeit spielt überhaupt keine Rolle. Bei hohen Temperaturen im Sonneninneren wird die Strahlung hauptsächlich durch Röntgenstrahlung mit einer Wellenlänge von 2-10 repräsentiert. Konvektion spielt im zentralen Bereich des Kerns und in der äußeren Schicht direkt unter der Photosphäre eine bedeutende Rolle. Im Jahr 1962 entdeckte der amerikanische Physiker R. Layton, dass Abschnitte der Sonnenoberfläche mit einer Periode von ca. 100 Sekunden vertikal schwingen. 5 Minuten. Berechnungen von R. Ulrich und K. Wolf zeigten, dass sich auf diese Weise Schallwellen manifestieren können, die durch turbulente Gasbewegungen in der unter der Photosphäre liegenden Konvektionszone angeregt werden. Darin werden, ähnlich wie in einer Orgelpfeife, nur die Töne verstärkt, deren Wellenlänge genau in die Dicke der Zone passt. 1974 bestätigte der deutsche Wissenschaftler F. Debner experimentell die Berechnungen von Ulrich und Wolf. Seitdem hat sich die Beobachtung von 5-Minuten-Oszillationen zu einer leistungsstarken Methode zur Untersuchung der inneren Struktur der Sonne entwickelt. Bei deren Analyse konnte festgestellt werden, dass: 1) die Dicke der Konvektionszone ca. 1 mm beträgt. 27 % des Sonnenradius; 2) Der Kern der Sonne rotiert wahrscheinlich schneller als die Oberfläche; 3) Der Heliumgehalt im Inneren der Sonne beträgt ca. 40 Gew.-%. Es wurden auch Schwingungen mit Perioden zwischen 5 und 160 Minuten beobachtet. Diese längeren Schallwellen können tiefer in das Innere der Sonne eindringen, was dazu beitragen wird, die Struktur des Sonneninneren zu verstehen und möglicherweise das Problem des solaren Neutrinomangels zu lösen.
ATMOSPHÄRE DER SONNE
Photosphäre. Dabei handelt es sich um eine mehrere hundert Kilometer dicke durchscheinende Schicht, die die „sichtbare“ Oberfläche der Sonne darstellt. Da die Atmosphäre oben praktisch transparent ist, verlässt die Strahlung, nachdem sie die Photosphäre von unten erreicht hat, diese ungehindert und gelangt in den Weltraum. Ohne die Fähigkeit, Energie zu absorbieren, müssen die oberen Schichten der Photosphäre kühler sein als die unteren. Ein Beweis dafür ist auf Fotografien der Sonne zu sehen: In der Mitte der Scheibe, wo die Dicke der Photosphäre entlang der Sichtlinie minimal ist, ist sie heller und blauer als am Rand (am „Rand“) der Scheibe die Scheibe. Im Jahr 1902 bestätigten Berechnungen von A. Schuster und später von E. Milne und A. Eddington, dass der Temperaturunterschied in der Photosphäre gerade so groß ist, dass die Strahlung durch das durchscheinende Gas von den unteren zu den oberen Schichten übertragen wird . Die Hauptsubstanz, die Licht in der Photosphäre absorbiert und wieder abgibt, sind negative Wasserstoffionen (Wasserstoffatome mit einem zusätzlichen Elektron).
Fraunhofer-Spektrum. Sonnenlicht hat ein kontinuierliches Spektrum mit Absorptionslinien, die 1814 von J. Fraunhofer entdeckt wurden; Sie weisen darauf hin, dass neben Wasserstoff noch viele andere chemische Elemente in der Sonnenatmosphäre vorhanden sind. Im Spektrum bilden sich Absorptionslinien, weil Atome in den oberen, kühleren Schichten der Photosphäre das von unten kommende Licht bestimmter Wellenlängen absorbieren und es nicht so intensiv abstrahlen wie die heißen unteren Schichten. Die Helligkeitsverteilung innerhalb der Fraunhofer-Linie hängt von der Anzahl und dem Zustand der sie erzeugenden Atome ab, d. h. von der chemischen Zusammensetzung, Dichte und Temperatur des Gases. Eine detaillierte Analyse des Fraunhofer-Spektrums ermöglicht daher die Bestimmung der Bedingungen in der Photosphäre und ihrer chemischen Zusammensetzung (Tabelle 2). Tabelle 2.
CHEMISCHE ZUSAMMENSETZUNG DER SONNENPHOTOSPHÄRE
Elementlogarithmus der relativen Anzahl von Atomen

Wasserstoff _________12.00
Helium___________11.20
Kohlenstoff __________8,56
Stickstoff _____________7,98
Sauerstoff _________9,00
Natrium ___________6,30
Magnesium___________7,28
Aluminium _________6.21
Silizium __________7,60
Schwefel _____________7.17
Kalzium __________6,38
Chrom _____________6.00
Eisen___________6,76

Das nach Wasserstoff am häufigsten vorkommende Element ist Helium, das nur eine Linie im optischen Spektrum erzeugt. Daher wird der Heliumgehalt in der Photosphäre nicht sehr genau gemessen und anhand der Spektren der Chromosphäre beurteilt. Es wurden keine Schwankungen in der chemischen Zusammensetzung der Sonnenatmosphäre beobachtet.
siehe auch REICHWEITE .
Granulation. Fotos der Photosphäre, die bei weißem Licht und unter sehr guten Beobachtungsbedingungen aufgenommen wurden, zeigen kleine helle Punkte – „Körnchen“, die durch dunkle Räume getrennt sind. Granulatdurchmesser ca. 1500 km. Sie erscheinen und verschwinden ständig und dauern 5-10 Minuten. Astronomen vermuten seit langem, dass die Granulierung der Photosphäre mit konvektiven Bewegungen von von unten erhitztem Gas zusammenhängt. Spektralmessungen von J. Beckers bewiesen, dass heißes Gas im Zentrum des Granulats tatsächlich mit hoher Geschwindigkeit aufsteigt. OK. 0,5 km/s; dann breitet es sich zu den Seiten aus, kühlt ab und fällt langsam entlang der dunklen Grenzen der Körnchen herab.
Supergranulation. R. Leighton entdeckte, dass die Photosphäre auch in viel größere Zellen mit einem Durchmesser von ca. 30.000 km – „Supergranulat“. Die Supergranulation spiegelt die Bewegung der Materie in der Konvektionszone unter der Photosphäre wider. Im Zentrum der Zelle steigt das Gas an die Oberfläche, breitet sich mit einer Geschwindigkeit von etwa 0,5 km/s zu den Seiten aus und fällt an den Rändern ab; Jede Zelle lebt etwa einen Tag. Die Bewegung von Gas in Supergranulaten verändert ständig die Struktur des Magnetfelds in der Photosphäre und Chromosphäre. Photosphärisches Gas ist ein guter Stromleiter (da einige seiner Atome ionisiert sind), daher scheinen die magnetischen Feldlinien darin eingefroren zu sein und werden durch die Bewegung des Gases an die Grenzen von Supergranulaten übertragen, wo sie konzentriert werden und das Feld erzeugen die Kraft nimmt zu.
Sonnenflecken. Im Jahr 1908 entdeckte J. Hale ein starkes Magnetfeld in Sonnenflecken, das vom Inneren zur Oberfläche ausstrahlt. Seine magnetische Induktion ist so groß (bis zu mehreren tausend Gauss), dass das ionisierte Gas selbst gezwungen ist, seine Bewegung der Feldkonfiguration zu unterordnen; Das Feld hemmt punktuell die konvektive Vermischung des Gases, was zu seiner Abkühlung führt. Daher ist das Gas im Sonnenfleck kühler als das umgebende photosphärische Gas und erscheint dunkler. Flecken haben normalerweise einen dunklen Kern – einen „Schatten“ – und einen helleren „Halbschatten“, der ihn umgibt. Typischerweise ist ihre Temperatur 1500 bzw. 400 K niedriger als in der umgebenden Photosphäre.

Der Fleck beginnt sein Wachstum aus einer kleinen dunklen „Pore“ mit einem Durchmesser von 1500 km. Die meisten Poren verschwinden innerhalb eines Tages, aber die daraus wachsenden Flecken bleiben wochenlang bestehen und erreichen einen Durchmesser von 30.000 km. Die Einzelheiten des Wachstums und Zerfalls von Sonnenflecken sind nicht vollständig geklärt. Es ist beispielsweise nicht klar, ob die Magnetröhren des Spots durch die horizontale Bewegung des Gases komprimiert werden oder ob sie bereit sind, unter der Oberfläche „herauszutauchen“. R. Howard und J. Harvey entdeckten 1970, dass sich die Flecken schneller in Richtung der allgemeinen Rotation der Sonne bewegen als die umgebende Photosphäre (etwa 140 m/s). Dies deutet darauf hin, dass die Flecken mit subphotosphärischen Schichten verbunden sind, die schneller rotieren als die sichtbare Oberfläche der Sonne. Typischerweise werden 2 bis 50 Spots zu einer Gruppe zusammengefasst, die oft eine bipolare Struktur aufweist: An einem Ende der Gruppe befinden sich Spots mit einer magnetischen Polarität und am anderen Ende mit der entgegengesetzten. Es gibt aber auch multipolare Gruppen. Die Anzahl der Sonnenflecken auf der Sonnenscheibe ändert sich regelmäßig mit einem Zeitraum von ca. 11 Jahre. Zu Beginn jedes Zyklus erscheinen neue Flecken in hohen Sonnenbreiten (± 50°). Während sich der Zyklus weiterentwickelt und die Anzahl der Sonnenflecken zunimmt, erscheinen sie in immer niedrigeren Breiten. Das Ende des Zyklus wird durch die Entstehung und den Zerfall mehrerer Sonnenflecken in der Nähe des Äquators (± 10°) markiert. Während des Zyklus haben die meisten „führenden“ (westlichen) Punkte in bipolaren Gruppen die gleiche magnetische Polarität, die auf der Nord- und Südhalbkugel der Sonne unterschiedlich ist. Im nächsten Zyklus wird die Polarität der führenden Spots umgekehrt. Daher sprechen sie oft von einem vollständigen 22-jährigen Zyklus der Sonnenaktivität. Die Natur dieses Phänomens ist noch immer rätselhaft.
Magnetfelder. In der Photosphäre wird ein Magnetfeld mit einer Induktion von mehr als 50 G nur in Sonnenflecken, in aktiven Regionen um die Flecken herum und auch an den Grenzen von Supergranula beobachtet. Aber L. Stenflo und J. Harvey fanden indirekte Hinweise darauf, dass das Magnetfeld der Photosphäre tatsächlich in dünnen Röhren mit einem Durchmesser von 100–200 km konzentriert ist, wo seine Induktion 1000 bis 2000 Gauss beträgt. Magnetoaktive Regionen unterscheiden sich von ruhigen Regionen nur durch die Anzahl der Magnetröhren pro Flächeneinheit. Das solare Magnetfeld wird wahrscheinlich in den Tiefen der Konvektionszone erzeugt, wo brodelndes Gas das schwache Anfangsfeld in starke magnetische Stränge verdreht. Die unterschiedliche Rotation der Materie ordnet diese Bündel parallel an, und wenn das Feld in ihnen stark genug wird, schweben sie in die Photosphäre und brechen in einzelnen Bögen nach oben auf. Auf diese Weise entstehen wahrscheinlich Flecken, auch wenn diesbezüglich noch große Unsicherheit herrscht. Der Prozess des Fleckenzerfalls wurde viel umfassender untersucht. An den Rändern des aktiven Bereichs schwebende Supergranulate fangen die Magnetröhren ein und ziehen sie auseinander. Allmählich schwächt sich das allgemeine Feld ab; Eine versehentliche Verbindung von Röhren entgegengesetzter Polarität führt zu deren gegenseitiger Zerstörung.
Chromosphäre. Zwischen der relativ kalten, dichten Photosphäre und der heißen, verdünnten Korona liegt die Chromosphäre. Das schwache Licht der Chromosphäre ist vor dem Hintergrund der hellen Photosphäre normalerweise nicht sichtbar. Es kann in Form eines schmalen Streifens über dem Rand der Sonne gesehen werden, wenn die Photosphäre auf natürliche Weise (zum Zeitpunkt einer totalen Sonnenfinsternis) oder künstlich (in einem speziellen Teleskop – dem Koronagraphen) geschlossen wird. Die Chromosphäre kann auch über die gesamte Sonnenscheibe untersucht werden, wenn Beobachtungen in einem schmalen Spektralbereich (ca. 0,5) nahe dem Zentrum einer starken Absorptionslinie durchgeführt werden. Die Methode basiert auf der Tatsache, dass unser Blick umso tiefer in die Sonnenatmosphäre eindringt, je höher die Absorption ist. Für solche Beobachtungen wird ein Spektrograph besonderer Bauart verwendet – ein Spektroheliograph. Spektroheliogramme zeigen, dass die Chromosphäre heterogen ist: Über Sonnenflecken und entlang der Grenzen von Supergranula ist sie heller. Da in diesen Regionen das Magnetfeld verstärkt wird, ist es offensichtlich, dass mit seiner Hilfe Energie von der Photosphäre in die Chromosphäre übertragen wird. Es wird wahrscheinlich durch Schallwellen getragen, die durch die turbulente Bewegung des Gases im Granulat angeregt werden. Doch die Mechanismen der Erwärmung der Chromosphäre sind noch nicht im Detail verstanden. Die Chromosphäre emittiert stark im harten Ultraviolettbereich (500–2000), der für die Beobachtung von der Erdoberfläche aus unzugänglich ist. Seit den frühen 1960er Jahren wurden viele wichtige Messungen der ultravioletten Strahlung aus der oberen Sonnenatmosphäre mithilfe von Höhenraketen und Satelliten durchgeführt. In seinem Spektrum wurden mehr als 1000 Emissionslinien verschiedener Elemente gefunden, darunter Linien mehrfach ionisierten Kohlenstoffs, Stickstoffs und Sauerstoffs sowie die Hauptreihe von Wasserstoff, Helium und Heliumionen. Die Untersuchung dieser Spektren zeigte, dass der Übergang von der Chromosphäre zur Korona über einen Abschnitt von nur 100 km erfolgt, wobei die Temperatur von 50.000 auf 2.000.000 K ansteigt. Es stellte sich heraus, dass die Erwärmung der Chromosphäre größtenteils von der Korona aus durch Thermik erfolgt Leitung. In der Nähe von Gruppen von Sonnenflecken in der Chromosphäre werden helle und dunkle faserige Strukturen beobachtet, die oft in Richtung des Magnetfelds verlängert sind. Oberhalb von 4000 km sind unebene, zerklüftete Formationen sichtbar, die sich recht schnell entwickeln. Wenn man das Glied im Zentrum der ersten Balmer-Linie des Wasserstoffs (Ha) beobachtet, ist die Chromosphäre in diesen Höhen mit vielen Spicules gefüllt – dünnen und langen Wolken aus heißem Gas. Über sie ist wenig bekannt. Der Durchmesser eines einzelnen Spicula beträgt weniger als 1000 km; Sie lebt gut. 10 Minuten. Bei einer Geschwindigkeit von ca. Mit einer Geschwindigkeit von 30 km/s steigen die Nadeln auf eine Höhe von 10.000–15.000 km auf und lösen sich danach entweder auf oder sinken ab. Dem Spektrum zufolge beträgt die Temperatur der Spicules 10.000–20.000 K, obwohl die umgebende Korona in diesen Höhen auf mindestens 600.000 K erhitzt wird. Es scheint, dass Spicules Regionen einer relativ kalten und dichten Chromosphäre sind, die vorübergehend in die heiße, verdünnte Korona aufsteigen. Die Zählung innerhalb der Supergranula-Grenzen zeigt, dass die Anzahl der Spicules auf der Ebene der Photosphäre der Anzahl der Granula entspricht; Es besteht wahrscheinlich eine physische Verbindung zwischen ihnen.
Blitzt. Die Chromosphäre über einer Gruppe von Sonnenflecken kann plötzlich heller werden und einen Gasstoß ausstoßen. Dieses Phänomen, „Flare“ genannt, ist eines der am schwierigsten zu erklärenden. Flares emittieren kraftvoll den gesamten Bereich elektromagnetischer Wellen – von Radio- bis hin zu Röntgenstrahlen – und senden häufig Elektronen- und Protonenstrahlen mit relativistischen Geschwindigkeiten (d. h. nahe der Lichtgeschwindigkeit) aus. Sie regen im interplanetaren Medium Stoßwellen an, die die Erde erreichen. Flares treten häufiger in der Nähe von Fleckengruppen mit einer komplexen magnetischen Struktur auf, insbesondere wenn ein neuer Fleck in der Gruppe schnell zu wachsen beginnt; Solche Gruppen verursachen mehrere Ausbrüche pro Tag. Schwache Ausbrüche treten häufiger auf als starke. Die stärksten Flares nehmen 0,1 % der Sonnenscheibe ein und dauern mehrere Stunden. Die Gesamtenergie des Flares beträgt 1023-1025 J. Röntgenspektren von Flares, die vom Satelliten SMM (Solar Maximum Mission) aufgenommen wurden, haben es ermöglicht, die Natur von Flares deutlich besser zu verstehen. Der Beginn des Flares könnte durch einen Röntgenblitz mit einer Photonenwellenlänge von weniger als 0,05 markiert sein, der, wie das Spektrum zeigt, durch einen Fluss relativistischer Elektronen verursacht wird. In wenigen Sekunden erhitzen diese Elektronen das umgebende Gas auf 20.000.000 K und es wird zu einer Quelle für Röntgenstrahlung im Bereich von 1–20, was hunderte Male größer ist als der Fluss der ruhigen Sonne in diesem Bereich. Bei dieser Temperatur verlieren Eisenatome 24 ihrer 26 Elektronen. Das Gas kühlt dann ab, sendet aber weiterhin Röntgenstrahlen aus. Der Blitz sendet auch Radiowellen aus. P. Wild aus Australien und A. Maxwell aus den USA untersuchten die Entwicklung des Flares mithilfe eines Radioanalogons eines Spektrographen – eines „dynamischen Spektrumanalysators“, der Änderungen in der Leistung und Frequenz der Strahlung aufzeichnet. Es stellte sich heraus, dass die Frequenz der Strahlung in den ersten Sekunden des Flares von 600 auf 100 MHz abfällt, was darauf hindeutet, dass sich eine Störung mit 1/3 der Lichtgeschwindigkeit durch die Korona ausbreitet. Im Jahr 1982 verwendeten US-amerikanische Radioastronomen das VLA-Radiointerferometer in Stk. New Mexico und Daten des SMM-Satelliten haben während des Flares feine Merkmale in der Chromosphäre und Korona aufgelöst. Es überrascht nicht, dass es sich dabei um Schleifen handelte, die wahrscheinlich magnetischer Natur waren und in denen Energie freigesetzt wurde, die das Gas während des Flares erhitzte. Während der Endphase des Flares senden im Magnetfeld gefangene relativistische Elektronen weiterhin stark polarisierte Radiowellen aus und bewegen sich spiralförmig um Magnetfeldlinien über der aktiven Region. Diese Strahlung kann nach dem Ausbruch noch mehrere Stunden anhalten. Obwohl immer Gas aus der Flare-Region ausgestoßen wird, übersteigt seine Geschwindigkeit normalerweise nicht die Geschwindigkeit des Austritts von der Sonnenoberfläche (616 km/s). Allerdings emittieren Flares häufig Elektronen- und Protonenströme, die innerhalb von 1–3 Tagen die Erde erreichen und dort Polarlichter und Magnetfeldstörungen verursachen. Diese Teilchen mit Energien von mehreren Milliarden Elektronenvolt sind für Astronauten im Orbit sehr gefährlich. Daher versuchen Astronomen, Sonneneruptionen vorherzusagen, indem sie die Konfiguration des Magnetfelds in der Chromosphäre untersuchen. Die komplexe Struktur des Feldes mit verdrehten Kraftlinien, die darauf warten, wieder verbunden zu werden, weist auf die Möglichkeit eines Ausbruchs hin.
Prominenz. Sonnenprotuberanzen sind relativ kalte Gasmassen, die in der heißen Korona erscheinen und verschwinden. Bei Beobachtung mit einem Koronographen in der Ha-Linie sind sie am Sonnenrand als helle Wolken vor einem dunklen Himmelshintergrund sichtbar. Bei der Beobachtung mit einem Spektroheliographen oder Lyot-Interferenzfiltern erscheinen sie jedoch als dunkle Filamente vor dem Hintergrund einer hellen Chromosphäre.

Die Formen der Vorsprünge sind äußerst vielfältig, es lassen sich jedoch mehrere Haupttypen unterscheiden. Vorsprünge von Sonnenflecken ähneln Vorhängen mit einer Länge von bis zu 100.000 km, einer Höhe von 30.000 km und einer Dicke von 5.000 km. Einige Vorsprünge haben eine verzweigte Struktur. Seltene und schöne schleifenförmige Vorsprünge haben eine abgerundete Form mit einem Durchmesser von ca. 50.000 km. Fast alle Protuberanzen weisen eine feine Struktur aus gasförmigen Filamenten auf, die wahrscheinlich die Struktur des Magnetfelds wiederholt; Die wahre Natur dieses Phänomens ist nicht klar. Gas in Protuberanzen bewegt sich normalerweise in Strömen mit einer Geschwindigkeit von 1–20 km/s nach unten. Die Ausnahme bilden „Sergien“ – Vorsprünge, die mit einer Geschwindigkeit von 100–200 km/s von der Oberfläche nach oben fliegen und dann langsamer zurückfallen. Protuberanzen entstehen an den Rändern von Sonnenfleckengruppen und können über mehrere Sonnenumdrehungen (d. h. mehrere Erdenmonate) bestehen bleiben. Die Spektren der Protuberanzen ähneln denen der Chromosphäre: helle Linien aus Wasserstoff, Helium und Metallen vor einem Hintergrund schwacher kontinuierlicher Strahlung. Typischerweise sind die Emissionslinien ruhiger Protuberanzen dünner als die chromosphärischen Linien; Dies ist wahrscheinlich auf die geringere Anzahl von Atomen entlang der Sichtlinie in der Prominenz zurückzuführen. Die Analyse der Spektren zeigt, dass die Temperatur ruhiger Protuberanzen 10.000–20.000 K und die Dichte etwa 1010 at./cm3 beträgt. Aktive Protuberanzen zeigen Linien aus ionisiertem Helium, was auf eine deutlich höhere Temperatur hinweist. Der Temperaturgradient in den Protuberanzen ist sehr groß, da sie von einer Korona mit einer Temperatur von 2.000.000 K umgeben sind. Die Anzahl der Protuberanzen und ihre Verteilung entlang der Breite während des 11-Jahres-Zyklus folgt der Verteilung der Sonnenflecken. In hohen Breiten gibt es jedoch einen zweiten Gürtel von Protuberanzen, der sich während der maximalen Periode des Zyklus polwärts verschiebt. Warum sich Protuberanzen bilden und was sie in der verdünnten Korona unterstützt, ist nicht ganz klar.
Krone. Der äußere Teil der Sonne – die Korona – leuchtet schwach und ist mit bloßem Auge nur bei totalen Sonnenfinsternissen oder mit einem Koronographen sichtbar. Im Röntgenbereich und im Radiobereich ist es jedoch deutlich heller.
siehe auch EXTRA-ATMOSPHÄREN-ASTRONOMIE. Die Korona leuchtet im Röntgenbereich hell, da ihre Temperatur zwischen 1 und 5 Millionen K liegt und bei Flares 10 Millionen K erreicht. Seit kurzem werden Röntgenspektren der Korona von Satelliten aufgenommen und optische Spektren untersucht viele Jahre lang während totaler Finsternisse. Diese Spektren enthalten Linien mehrfach ionisierter Atome von Argon, Kalzium, Eisen, Silizium und Schwefel, die erst bei Temperaturen über 1.000.000 K entstehen.

Das weiße Licht der Korona, das bei einer Sonnenfinsternis bis zu einer Entfernung von 4 Sonnenradien sichtbar ist, entsteht durch Streuung der photosphärischen Strahlung an freien Elektronen der Korona. Folglich zeigt die Änderung der Helligkeit der Korona mit der Höhe die Verteilung der Elektronen an, und da das Hauptelement vollständig ionisierter Wasserstoff ist, gilt dies auch für die Verteilung der Gasdichte. Koronale Strukturen sind klar in offene (Strahlen und Polbürsten) und geschlossene (Schleifen und Bögen) unterteilt; ionisiertes Gas wiederholt genau die Struktur des Magnetfelds in der Korona, weil kann sich nicht über Kraftlinien hinweg bewegen. Da das Feld aus der Photosphäre hervorgeht und mit dem 11-jährigen Sonnenfleckenzyklus verbunden ist, verändert sich das Erscheinungsbild der Korona im Verlauf dieses Zyklus. Während der Periode des Minimums ist die Korona nur im Äquatorgürtel dicht und hell, aber mit fortschreitendem Zyklus erscheinen Koronalstrahlen in höheren Breitengraden und im Maximum sind sie in allen Breitengraden zu sehen. Von Mai 1973 bis Januar 1974 wurde die Korona kontinuierlich von drei Astronautenteams von der Orbitalstation Skylab aus beobachtet. Ihre Daten zeigten, dass dunkle koronale „Löcher“, in denen die Temperatur und Dichte des Gases deutlich reduziert sind, Bereiche sind, aus denen Gas mit hoher Geschwindigkeit in den interplanetaren Raum fliegt und im ruhigen Sonnenwind starke Strömungen erzeugt. Magnetfelder in koronalen Löchern sind „offen“, d. h. erstreckte sich weit in den Weltraum und ermöglichte den Gasaustritt aus der Korona. Diese Feldkonfigurationen sind recht stabil und können in Zeiten minimaler Sonnenaktivität bis zu zwei Jahre lang bestehen bleiben. Das koronale Loch und der damit verbundene Strom rotieren innerhalb von 27 Tagen entlang der Sonnenoberfläche und verursachen jedes Mal geomagnetische Stürme, wenn der Strom auf die Erde trifft. Energiebilanz der äußeren Sonnenatmosphäre. Warum hat die Sonne eine so heiße Korona? Das wissen wir noch nicht. Es gibt jedoch eine ziemlich vernünftige Hypothese, dass Energie durch Schall und magnetohydrodynamische (MHD) Wellen, die durch turbulente Gasbewegungen unter der Photosphäre erzeugt werden, an die äußere Atmosphäre übertragen wird. Wenn diese Wellen in die oberen verdünnten Schichten gelangen, werden sie zu Stoßwellen, deren Energie sich verflüchtigt und das Gas erhitzt. Schallwellen erhitzen die untere Chromosphäre und MHD-Wellen breiten sich entlang magnetischer Feldlinien weiter in die Korona aus und erhitzen diese. Ein Teil der Wärme der Korona gelangt aufgrund der Wärmeleitfähigkeit in die Chromosphäre und wird dort in den Weltraum abgestrahlt. Die verbleibende Wärme hält die koronale Strahlung in geschlossenen Kreisläufen und beschleunigt die Strömung des Sonnenwinds in koronalen Löchern.
siehe auch

Die Temperatur unseres nächsten Sterns ist heterogen und variiert erheblich. Im Kern der Sonne entstehen durch die Anziehungskraft enorme Drücke und Temperaturen, die bis zu 15 Millionen Grad Celsius erreichen können. Die Wasserstoffatome werden komprimiert und miteinander verschmolzen, wodurch Helium entsteht. Dieser Vorgang wird als thermonukleare Reaktion bezeichnet.
Bei einer thermonuklearen Reaktion entstehen enorme Energiemengen. Die Energie fließt zur Sonnenoberfläche, in die Atmosphäre und darüber hinaus. Vom Kern wandert die Energie in die Strahlungszone, wo sie bis zu 1 Million Jahre verbringt, und wandert dann in die Konvektionszone, die obere Schicht im Inneren der Sonne. Die Temperatur sinkt hier auf unter 2 Millionen Grad Celsius. Riesige Blasen aus heißem Plasma bilden eine „Suppe“ aus ionisierten Atomen und bewegen sich nach oben in Richtung Photosphäre.
Die Temperatur in der Photosphäre beträgt fast 5,5 Tausend Grad Celsius. Hier wird Sonnenstrahlung zu sichtbarem Licht. Sonnenflecken in der Photosphäre sind kühler und dunkler als die in der Umgebung. Im Zentrum großer Sonnenflecken können die Temperaturen auf mehrere tausend Grad Celsius sinken.
Die Chromosphäre, die nächste Schicht der Sonnenatmosphäre, ist mit 4320 Grad etwas kühler. Laut dem National Solar Observatory bedeutet Chromosphäre wörtlich „Farbsphäre“. Sichtbares Licht aus der Chromosphäre ist normalerweise zu schwach, um im Vergleich zur helleren Photosphäre gesehen zu werden. Bei totalen Sonnenfinsternissen, wenn der Mond die Photosphäre bedeckt, ist die Chromosphäre jedoch als roter Rand um die Sonne sichtbar.
„Die Chromosphäre erscheint aufgrund der enormen Menge an Wasserstoff, die sie enthält, rot“, schreibt das National Solar Observatory auf seiner Website.
In der Korona steigen die Temperaturen deutlich an, was auch während einer Sonnenfinsternis sichtbar sein kann, wenn Plasma nach oben fließt. Die Korona kann im Vergleich zum Sonnenkörper überraschend heiß sein. Die Temperatur variiert hier zwischen 1 Million Grad und 10 Millionen Grad Celsius.
Wenn die Korona abkühlt und dabei Wärme und Strahlung verliert, wird das Material in Form des Sonnenwinds ausgeblasen, der manchmal seine Bahnen mit der Erde kreuzt.
Die Sonne ist das größte und massereichste Objekt im Sonnensystem. Es liegt 149,5 Millionen Kilometer von der Erde entfernt. Diese Entfernung wird als astronomische Einheit bezeichnet und dient zur Messung von Entfernungen im gesamten Sonnensystem. Es dauert etwa 8 Minuten, bis Sonnenlicht und Wärme unseren Planeten erreichen. Es gibt also eine andere Möglichkeit, die Entfernung zur Sonne zu bestimmen – 8 Lichtminuten.

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Die Oberflächentemperatur der Sonne wird durch Analyse des Sonnenspektrums bestimmt. Es ist bekannt, dass es die Energiequelle für alle natürlichen Prozesse auf der Erde ist; daher haben Wissenschaftler den quantitativen Wert der Erwärmung verschiedener Teile unseres Sterns bestimmt.

Die Strahlungsintensität in einzelnen Farbanteilen des Spektrums entspricht einer Temperatur von 6000 Grad. Dies ist die Temperatur der Sonnenoberfläche oder Photosphäre.

In den äußeren Schichten der Sonnenatmosphäre – in der Chromosphäre und in der Korona – werden höhere Temperaturen beobachtet. In der Korona sind es etwa ein bis zwei Millionen Grad. An Orten mit starken Ausbrüchen kann die Temperatur für kurze Zeit sogar fünfzig Millionen erreichen. Aufgrund der starken Erwärmung in der Korona über dem Flare nimmt die Intensität der Röntgen- und Radioemissionen stark zu.

Berechnungen zur Erwärmung unseres Sterns

Der wichtigste Prozess auf der Sonne ist die Umwandlung von Wasserstoff in Helium. Dieser Prozess ist die Quelle der gesamten Energie der Sonne.
Der Sonnenkern ist sehr dicht und sehr heiß. Es kommt häufig zu heftigen Kollisionen von Elektronen, Protonen und anderen Kernen. Manchmal sind die Kollisionen von Protonen so schnell, dass sie sich unter Überwindung der elektrischen Abstoßung im Abstand ihres Durchmessers einander nähern. In dieser Entfernung beginnt die Kernkraft zu wirken, wodurch sich Protonen verbinden und Energie freisetzen.

Vier Protonen verbinden sich nach und nach zu einem Heliumkern, wobei sich zwei Protonen in Neutronen verwandeln, zwei positive Ladungen in Form von Positronen freigesetzt werden und zwei nicht wahrnehmbare neutrale Teilchen – Neutrinos – entstehen. Wenn sie auf Elektronen treffen, verwandeln sich beide Positronen in Gammastrahlenphotonen (Vernichtung).

Die Ruheenergie eines Heliumatoms ist geringer als die Ruheenergie von vier Wasserstoffatomen.

Der Massenunterschied verwandelt sich in Gammaphotonen und Neutrinos. Die Gesamtenergie aller erzeugten Gammaphotonen und zweier Neutrinos beträgt 28 MeV. Wissenschaftler konnten es bekommen Emission von Photonen.
Dies ist die Energiemenge, die die Sonne in einer Sekunde abgibt. Dieser Wert stellt die Leistung der Sonnenstrahlung dar.