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. Die Energieübertragung erfolgt also durch die sich bewegenden Inhomogenitäten selbst. 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 km/s 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.

>Woraus besteht die Sonne?

Finde es heraus, Woraus besteht die Sonne?: Beschreibung der Struktur und Zusammensetzung des Sterns, Auflistung der chemischen Elemente, Anzahl und Eigenschaften der Schichten mit Fotos, Diagramm.

Von der Erde aus erscheint die Sonne als glatter Feuerball, und bevor die Raumsonde Galileo Sonnenflecken entdeckte, glaubten viele Astronomen, dass sie perfekt geformt und ohne Mängel sei. Jetzt wissen wir das Die Sonne besteht aus mehreren Schichten, wie die Erde, von denen jede ihre eigene Funktion erfüllt. Diese massive, ofenartige Struktur der Sonne liefert auf der Erde die gesamte Energie, die für das Leben auf der Erde benötigt wird.

Aus welchen Elementen besteht die Sonne?

Wenn Sie den Stern auseinandernehmen und seine Bestandteile vergleichen könnten, würden Sie feststellen, dass die Zusammensetzung zu 74 % aus Wasserstoff und zu 24 % aus Helium besteht. Außerdem besteht die Sonne zu 1 % aus Sauerstoff und die restlichen 1 % sind chemische Elemente des Periodensystems wie Chrom, Kalzium, Neon, Kohlenstoff, Magnesium, Schwefel, Silizium, Nickel, Eisen. Astronomen glauben, dass ein Element, das schwerer als Helium ist, ein Metall ist.

Wie sind all diese Elemente der Sonne entstanden? Beim Urknall entstanden Wasserstoff und Helium. Zu Beginn der Entstehung des Universums entstand aus Elementarteilchen das erste Element, Wasserstoff. Aufgrund der hohen Temperatur und des hohen Drucks herrschten im Universum ähnliche Bedingungen wie im Kern eines Sterns. Später wurde Wasserstoff zu Helium verschmolzen, während das Universum die hohe Temperatur hatte, die für die Fusionsreaktion erforderlich war. Die bestehenden Anteile von Wasserstoff und Helium im Universum haben sich nach dem Urknall entwickelt und haben sich nicht verändert.

Die übrigen Elemente der Sonne entstehen in anderen Sternen. In den Kernen von Sternen findet ständig der Prozess der Synthese von Wasserstoff zu Helium statt. Nachdem der gesamte Sauerstoff im Kern produziert wurde, wechseln sie zur Kernfusion schwererer Elemente wie Lithium, Sauerstoff und Helium. Viele der in der Sonne vorkommenden Schwermetalle wurden am Ende ihres Lebens in anderen Sternen gebildet.

Die schwersten Elemente Gold und Uran entstanden, als Sterne explodierten, die um ein Vielfaches größer als unsere Sonne waren. Im Bruchteil einer Sekunde der Entstehung des Schwarzen Lochs kollidierten die Elemente mit hoher Geschwindigkeit und es bildeten sich die schwersten Elemente. Durch die Explosion wurden diese Elemente im gesamten Universum verteilt, wo sie zur Bildung neuer Sterne beitrugen.

Unsere Sonne hat Elemente gesammelt, die durch den Urknall entstanden sind, Elemente von sterbenden Sternen und Partikel, die durch die Detonation neuer Sterne entstanden sind.

Aus welchen Schichten besteht die Sonne?

Auf den ersten Blick ist die Sonne nur eine Kugel aus Helium und Wasserstoff, doch bei näherer Betrachtung wird klar, dass sie aus verschiedenen Schichten besteht. Bei der Bewegung in Richtung Kern steigen Temperatur und Druck an, wodurch Schichten entstehen, da Wasserstoff und Helium unter unterschiedlichen Bedingungen unterschiedliche Eigenschaften haben.

Solarkern

Beginnen wir unsere Bewegung durch die Schichten vom Kern zur äußeren Schicht der Sonnenzusammensetzung. In der inneren Schicht der Sonne – dem Kern – sind Temperatur und Druck sehr hoch, was die Kernfusion begünstigt. Die Sonne erzeugt aus Wasserstoff Heliumatome, durch diese Reaktion entstehen Licht und Wärme, die gelangen. Es wird allgemein angenommen, dass die Temperatur auf der Sonne etwa 13.600.000 Kelvin beträgt und die Dichte des Kerns 150-mal höher ist als die Dichte von Wasser.

Wissenschaftler und Astronomen gehen davon aus, dass der Kern der Sonne etwa 20 % der Länge des Sonnenradius erreicht. Und im Kern führen hohe Temperaturen und hoher Druck dazu, dass Wasserstoffatome in Protonen, Neutronen und Elektronen zerfallen. Die Sonne wandelt sie trotz ihres frei schwebenden Zustands in Heliumatome um.

Diese Reaktion wird als exotherm bezeichnet. Bei dieser Reaktion wird eine große Wärmemenge freigesetzt, die 389 x 10 31 J entspricht. pro Sekunde.

Strahlungszone der Sonne

Diese Zone entsteht an der Kerngrenze (20 % des Sonnenradius) und erreicht eine Länge von bis zu 70 % des Sonnenradius. In dieser Zone befindet sich Sonnenmaterie, die in ihrer Zusammensetzung ziemlich dicht und heiß ist, sodass Wärmestrahlung ohne Wärmeverlust durch sie hindurchgeht.

Im Inneren des Sonnenkerns findet eine Kernfusionsreaktion statt – die Entstehung von Heliumatomen durch die Fusion von Protonen. Bei dieser Reaktion entsteht eine große Menge Gammastrahlung. Bei diesem Prozess werden Energiephotonen emittiert, dann in der Strahlungszone absorbiert und von verschiedenen Teilchen wieder emittiert.

Die Flugbahn eines Photons wird üblicherweise als „Random Walk“ bezeichnet. Anstatt sich auf einem geraden Weg zur Sonnenoberfläche zu bewegen, bewegt sich das Photon in einem Zickzackmuster. Dadurch benötigt jedes Photon etwa 200.000 Jahre, um die Strahlungszone der Sonne zu überwinden. Beim Übergang von einem Teilchen zum anderen verliert das Photon Energie. Das ist gut für die Erde, denn wir könnten nur Gammastrahlung empfangen, die von der Sonne kommt. Ein Photon, das in den Weltraum gelangt, benötigt 8 Minuten, um zur Erde zu gelangen.

Viele Sterne haben Strahlungszonen und ihre Größe hängt direkt von der Größe des Sterns ab. Je kleiner der Stern, desto kleiner werden die Zonen, die größtenteils von der Konvektionszone eingenommen werden. Den kleinsten Sternen fehlen möglicherweise Strahlungszonen, und die Konvektionszone reicht bis zum Kern. Bei den größten Sternen ist die Situation umgekehrt, die Strahlungszone erstreckt sich bis zur Oberfläche.

Konvektionszone

Die Konvektionszone liegt außerhalb der Strahlungszone, in der die innere Wärme der Sonne durch heiße Gassäulen fließt.

Fast alle Sterne haben eine solche Zone. Für unsere Sonne reicht sie von 70 % des Sonnenradius bis zur Oberfläche (Photosphäre). Das Gas in den Tiefen des Sterns, nahe dem Kern, erhitzt sich und steigt an die Oberfläche, wie Wachsblasen in einer Lampe. Beim Erreichen der Sternoberfläche kommt es zu einem Wärmeverlust; beim Abkühlen sinkt das Gas zurück in Richtung Zentrum und gewinnt dabei Wärmeenergie zurück. Als Beispiel können Sie einen Topf mit kochendem Wasser ins Feuer bringen.

Die Oberfläche der Sonne ist wie lockerer Boden. Bei diesen Unregelmäßigkeiten handelt es sich um Säulen aus heißem Gas, die Wärme zur Sonnenoberfläche transportieren. Ihre Breite erreicht 1000 km und die Ausbreitungszeit beträgt 8-20 Minuten.

Astronomen glauben, dass massearme Sterne wie Rote Zwerge nur eine Konvektionszone haben, die bis zum Kern reicht. Sie haben keine Strahlungszone, was man von der Sonne nicht behaupten kann.

Photosphäre

Die einzige von der Erde aus sichtbare Schicht der Sonne ist. Unterhalb dieser Schicht wird die Sonne undurchsichtig und Astronomen nutzen andere Methoden, um das Innere unseres Sterns zu untersuchen. Die Oberflächentemperaturen erreichen 6000 Kelvin und leuchten gelb-weiß, sichtbar von der Erde aus.

Die Atmosphäre der Sonne befindet sich hinter der Photosphäre. Der Teil der Sonne, der während einer Sonnenfinsternis sichtbar ist, wird als bezeichnet.

Struktur der Sonne im Diagramm

Die NASA hat speziell für Bildungszwecke eine schematische Darstellung der Struktur und Zusammensetzung der Sonne mit Angabe der Temperatur für jede Schicht entwickelt:

• (Sichtbare, IR- und UV-Strahlung) – das sind sichtbare Strahlung, Infrarotstrahlung und ultraviolette Strahlung. Sichtbare Strahlung ist das Licht, das wir von der Sonne kommen sehen. Infrarotstrahlung ist die Wärme, die wir spüren. Ultraviolette Strahlung ist die Strahlung, die uns Bräune verleiht. Die Sonne erzeugt diese Strahlungen gleichzeitig.
• (Photosphäre 6000 K) – Die Photosphäre ist die obere Schicht der Sonne, ihre Oberfläche. Eine Temperatur von 6000 Kelvin entspricht 5700 Grad Celsius.
• Radioemissionen – Neben sichtbarer Strahlung, Infrarotstrahlung und ultravioletter Strahlung sendet die Sonne Radioemissionen aus, die Astronomen mit einem Radioteleskop entdeckt haben. Je nach Anzahl der Sonnenflecken nimmt diese Emission zu und ab.
• Koronales Loch – Dies sind Orte auf der Sonne, an denen die Korona eine geringe Plasmadichte aufweist und daher dunkler und kälter ist.
• 2100000 K (2100000 Kelvin) – Die Strahlungszone der Sonne hat diese Temperatur.
• Konvektionszone/Turbulente Konvektion (trans. Konvektionszone/Turbulente Konvektion) – Dies sind Orte auf der Sonne, an denen die Wärmeenergie des Kerns durch Konvektion übertragen wird. Plasmasäulen erreichen die Oberfläche, geben ihre Wärme ab und strömen wieder nach unten, um sich erneut zu erwärmen.
• Koronale Schleifen (trans. Koronale Schleifen) sind Schleifen, die aus Plasma in der Sonnenatmosphäre bestehen und sich entlang magnetischer Linien bewegen. Sie sehen aus wie riesige Bögen, die sich über Zehntausende Kilometer von der Oberfläche erstrecken.
• Der Kern (trans. Kern) ist das Sonnenherz, in dem die Kernfusion unter Einsatz hoher Temperatur und hohem Druck stattfindet. Die gesamte Sonnenenergie kommt aus dem Kern.
• 14.500.000 K (entsprechend 14.500.000 Kelvin) – Temperatur des Solarkerns.
• Strahlungszone (trans. Strahlungszone) – Eine Schicht der Sonne, in der Energie durch Strahlung übertragen wird. Das Photon überwindet die Strahlungszone jenseits von 200.000 und gelangt in den Weltraum.
• Neutrinos (trans. Neutrino) sind vernachlässigbar kleine Teilchen, die als Ergebnis einer Kernfusionsreaktion von der Sonne ausgehen. Hunderttausende Neutrinos passieren pro Sekunde den menschlichen Körper, aber sie richten für uns keinen Schaden an, wir spüren sie nicht.
• Chromosphärischer Flare (übersetzt als Chromosphärischer Flare) – Das Magnetfeld unseres Sterns kann sich verdrehen und dann abrupt in verschiedene Formen aufbrechen. Durch Unterbrechungen der Magnetfelder entstehen auf der Sonnenoberfläche starke Röntgenstrahlen.
• Magnetfeldschleife – Das Magnetfeld der Sonne befindet sich über der Photosphäre und ist sichtbar, wenn sich heißes Plasma entlang magnetischer Linien in der Sonnenatmosphäre bewegt.
• Fleck – Ein Sonnenfleck (trans. Sonnenflecken) – Dies sind Orte auf der Sonnenoberfläche, an denen Magnetfelder die Sonnenoberfläche durchdringen und die Temperatur niedriger ist, oft in Form einer Schleife.
• Energetische Teilchen (trans. Energetische Teilchen) – Sie kommen von der Oberfläche der Sonne und führen zur Entstehung des Sonnenwinds. Bei Sonnenstürmen erreicht ihre Geschwindigkeit die Lichtgeschwindigkeit.
• Röntgenstrahlen (übersetzt als Röntgenstrahlen) sind für das menschliche Auge unsichtbare Strahlen, die bei Sonneneruptionen entstehen.
• Helle Flecken und kurzlebige magnetische Regionen (trans. Helle Flecken und kurzlebige magnetische Regionen) – Aufgrund von Temperaturunterschieden erscheinen helle und dunkle Flecken auf der Sonnenoberfläche.

Atmosphäre der Sonne

Ebenenname	Höhe der oberen Schichtgrenze, km	Dichte, kg/m 3	Temperatur, K
Photosphäre
Chromosphäre
	Mehrere Dutzend Sonnenradien

Sonnenflecken (dunkle Formationen auf der Sonnenscheibe, da ihre Temperatur ~ 1500 K niedriger ist als die Temperatur der Photosphäre) bestehen aus einem dunklen Oval – dem Schatten des Flecks, umgeben von einem helleren faserigen Halbschatten. Die kleinsten Sonnenflecken (Poren) haben Durchmesser von ~1000 km; die Durchmesser der größten beobachteten Sonnenflecken überstiegen 100.000 km. Kleinere Flecken bestehen oft weniger als 2 Tage, entwickelte 10-20 Tage, die größten können bis zu 100 Tage bestehen.

Chromosphärenspicula (isolierte Gassäulen) haben einen Durchmesser von ~1000 km, eine Höhe von bis zu ~8000 km, Auf- und Abstiegsgeschwindigkeiten von ~20 km/s, eine Temperatur von ~15.000 K und eine Lebensdauer von mehreren Minuten.

Protuberanzen (relativ kalte, dichte Wolken in der Korona) erstrecken sich bis zu einem Drittel des Sonnenradius. Am häufigsten sind „ruhige“ Protuberanzen mit einer Lebensdauer von bis zu einem Jahr, einer Länge von etwa 200.000 km, einer Dicke von etwa 10.000 km und einer Höhe von etwa 30.000 km. Schnelle Eruptionsvorsprünge werden nach Fackeln normalerweise mit einer Geschwindigkeit von 100–1000 km/s nach oben geschleudert.

Während einer totalen Sonnenfinsternis beträgt die Helligkeit des Himmels um die Sonne 1,6 · 10 -9 der durchschnittlichen Helligkeit der Sonne.

Die Helligkeit des Mondes während einer totalen Sonnenfinsternis im von der Erde reflektierten Licht beträgt 1,1 · 10 -10 der durchschnittlichen Helligkeit der Sonne.

Photosphäre

Die Photosphäre (die Schicht, die Licht aussendet) bildet die sichtbare Oberfläche der Sonne. Seine Dicke entspricht einer optischen Dicke von etwa 2/3 Einheiten. In absoluten Zahlen erreicht die Photosphäre nach verschiedenen Schätzungen eine Dicke von 100 bis 400 km. Der Großteil der optischen (sichtbaren) Strahlung der Sonne stammt aus der Photosphäre, Strahlung aus tieferen Schichten erreicht uns jedoch nicht mehr. Die Temperatur sinkt bei Annäherung an den äußeren Rand der Photosphäre von 6600 K auf 4400 K. Die effektive Temperatur der Photosphäre insgesamt beträgt 5778 K. Sie kann nach dem Stefan-Boltzmann-Gesetz berechnet werden, nach dem die Die Strahlungsleistung eines absolut schwarzen Körpers ist direkt proportional zur vierten Potenz der Körpertemperatur. Wasserstoff bleibt unter solchen Bedingungen nahezu völlig neutral. Die Photosphäre bildet die sichtbare Oberfläche der Sonne, aus der die Größe der Sonne, der Abstand zur Sonne usw. bestimmt werden. Da das Gas in der Photosphäre relativ dünn ist, ist seine Rotationsgeschwindigkeit viel geringer als die Rotationsgeschwindigkeit von festen Körpern. Gleichzeitig bewegt sich Gas in den Äquator- und Polarregionen ungleichmäßig – am Äquator macht es in 24 Tagen eine Revolution, an den Polen – in 30 Tagen.

Chromosphäre

Die Chromosphäre ist die etwa 2000 km dicke äußere Hülle der Sonne, die die Photosphäre umgibt. Der Ursprung des Namens dieses Teils der Sonnenatmosphäre hängt mit seiner rötlichen Farbe zusammen, die dadurch verursacht wird, dass die rote H-Alpha-Emissionslinie von Wasserstoff aus der Balmer-Reihe das sichtbare Spektrum der Chromosphäre dominiert. Die obere Grenze der Chromosphäre weist keine ausgeprägte glatte Oberfläche auf; von ihr treten ständig heiße Emissionen, sogenannte Spicules, auf. Die Anzahl der gleichzeitig beobachteten Spicules beträgt durchschnittlich 60-70.000. Aus diesem Grund verglich der italienische Astronom Secchi die Chromosphäre Ende des 19. Jahrhunderts mit brennenden Prärien. Die Temperatur der Chromosphäre steigt mit der Höhe von 4000 auf 20.000 K (der Temperaturbereich über 10.000 K ist relativ klein).

Die Dichte der Chromosphäre ist gering, sodass die Helligkeit für die Beobachtung unter normalen Bedingungen nicht ausreicht. Aber während einer totalen Sonnenfinsternis, wenn der Mond die helle Photosphäre bedeckt, wird die darüber liegende Chromosphäre sichtbar und leuchtet rot. Mit speziellen schmalbandigen optischen Filtern kann es auch jederzeit beobachtet werden. Neben der bereits erwähnten H-Alpha-Linie mit einer Wellenlänge von 656,3 nm kann der Filter auch auf die Linien Ca II K (393,4 nm) und Ca II H (396,8 nm) abgestimmt werden. Die wichtigsten chromosphärischen Strukturen, die in diesen Linien sichtbar sind, sind:

· chromosphärisches Netzwerk, das die gesamte Sonnenoberfläche bedeckt und aus Linien besteht, die Supergranulationszellen mit einem Durchmesser von bis zu 30.000 km umgeben;

· Flokkuli – leichte wolkenartige Formationen, meist auf Gebiete mit starken Magnetfeldern beschränkt – aktive Regionen, oft um Sonnenflecken herum;

· Fasern und Fasern (Fibrillen) – dunkle Linien unterschiedlicher Breite und Länge, wie Flocken, finden sich häufig in aktiven Bereichen.

Krone

Die Korona ist die letzte äußere Hülle der Sonne. Die Korona besteht hauptsächlich aus Protuberanzen und energiereichen Eruptionen, die mehrere hunderttausend und sogar mehr als eine Million Kilometer in den Weltraum ausstrahlen und ausbrechen und so den Sonnenwind bilden. Die durchschnittliche koronale Temperatur beträgt 1 bis 2 Millionen K und das Maximum liegt in einigen Gebieten bei 8 bis 20 Millionen K. Trotz einer so hohen Temperatur ist sie mit bloßem Auge nur während einer totalen Sonnenfinsternis sichtbar, da die Die Materiedichte in der Korona ist gering und daher ist auch ihre Helligkeit gering. Die ungewöhnlich starke Erwärmung dieser Schicht wird offenbar durch den Effekt der magnetischen Rückverbindung und den Einfluss von Stoßwellen verursacht (siehe Das Problem der Erwärmung der Korona). Die Form der Korona ändert sich je nach Phase des Sonnenaktivitätszyklus: In Zeiten maximaler Aktivität hat sie eine runde Form und ist im Minimum entlang des Sonnenäquators länglich. Da die Temperatur der Korona sehr hoch ist, sendet sie intensive Strahlung im Ultraviolett- und Röntgenbereich aus. Diese Strahlung dringt nicht durch die Erdatmosphäre, aber seit kurzem ist es möglich, sie mit Raumfahrzeugen zu untersuchen. Die Strahlung in verschiedenen Bereichen der Korona erfolgt ungleichmäßig. Es gibt heiße aktive und ruhige Regionen sowie koronale Löcher mit einer relativ niedrigen Temperatur von 600.000 K, aus denen magnetische Feldlinien in den Weltraum austreten. Diese („offene“) magnetische Konfiguration ermöglicht es den Teilchen, ungehindert der Sonne zu entkommen, sodass der Sonnenwind hauptsächlich aus koronalen Löchern emittiert wird.

Das sichtbare Spektrum der Sonnenkorona besteht aus drei verschiedenen Komponenten, den sogenannten L-, K- und F-Komponenten (bzw. L-Korona, K-Korona und F-Korona; ein anderer Name für die L-Komponenten ist E-Korona). Die K-Komponente ist das kontinuierliche Spektrum der Korona bis zu einer Höhe von 9–10 Fuß vom sichtbaren Rand der Sonne. Ab einer Höhe von etwa 3 Fuß ist die L-Komponente sichtbar. Der Winkeldurchmesser der Sonne beträgt etwa 30′ und darüber ist ein Fraunhofer-Spektrum sichtbar, das dem Spektrum der Photosphäre entspricht. Es stellt die F-Komponente der Sonnenkorona dar. In einer Höhe von 20′ dominiert die F-Komponente Als Grenze zwischen der inneren und der äußeren Korona wird beispielsweise die Höhe der Korona mit einer Wellenlänge von weniger als 20 nm angenommen. Auf üblichen Fotografien der Sonne bei Wellenlängen von 17,1 nm (171 Å), 19,3 nm (193 Å), 19,5 nm (195 Å) ist nur die Sonnenkorona mit ihren Elementen sichtbar, die Chromosphäre und die Photosphäre sind jedoch nicht sichtbar. Zwei koronale Löcher, die fast immer am Nord- und Südpol der Sonne existieren, sowie andere, die vorübergehend auf ihrer sichtbaren Oberfläche erscheinen, emittieren praktisch überhaupt keine Röntgenstrahlung.

sonniger Wind

Aus dem äußeren Teil der Sonnenkorona strömt der Sonnenwind – ein Strom ionisierter Teilchen (hauptsächlich Protonen, Elektronen und α-Teilchen), der sich mit allmählicher Abnahme seiner Dichte bis zu den Grenzen der Heliosphäre ausbreitet. Der Sonnenwind wird in zwei Komponenten unterteilt – den langsamen Sonnenwind und den schnellen Sonnenwind. Der langsame Sonnenwind hat eine Geschwindigkeit von etwa 400 km/s und eine Temperatur von 1,4–1,6·10 6 K und ist in seiner Zusammensetzung der Korona sehr ähnlich. Der schnelle Sonnenwind hat eine Geschwindigkeit von etwa 750 km/s, eine Temperatur von 8·10 5 K und ähnelt in seiner Zusammensetzung der Substanz der Photosphäre. Der langsame Sonnenwind ist doppelt so dicht und weniger konstant als der schnelle. Der langsame Sonnenwind hat eine komplexere Struktur mit Turbulenzregionen.

Im Durchschnitt emittiert die Sonne mit dem Wind etwa 1,3·10 36 Teilchen pro Sekunde. Folglich beträgt der gesamte Massenverlust der Sonne (für diese Strahlungsart) 2-3·10 −14 Sonnenmassen pro Jahr. Der Verlust über 150 Millionen Jahre entspricht der Masse der Erde. Viele Naturphänomene auf der Erde sind mit Störungen des Sonnenwinds verbunden, darunter geomagnetische Stürme und Polarlichter.

Die ersten direkten Messungen der Sonnenwindeigenschaften wurden im Januar 1959 von der sowjetischen Luna-1-Station durchgeführt. Die Beobachtungen wurden mit einem Szintillationszähler und einem Gasionisationsdetektor durchgeführt. Drei Jahre später führten amerikanische Wissenschaftler die gleichen Messungen mit der Mariner-2-Station durch. In den späten 1990er Jahren mit dem Ultraviolett-Koronalspektrometer.Ultraviolett Koronal Spektrometer ( UVCS) ) An Bord des SOHO-Satelliten wurden Beobachtungen von Gebieten durchgeführt, in denen an den Sonnenpolen schneller Sonnenwind auftritt.

Innere Struktur der Sonne

© Wladimir Kalanow
Wissen ist Macht

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. Granulation ist das Ergebnis der Vermischung von aufsteigenden wärmeren und absteigenden kälteren Gasströmen. 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. Letztlich 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.

§ 43. Sonne

Die Sonne ist ein Stern, dessen thermonukleare Reaktion in seinem Kern uns mit der für das Leben notwendigen Energie versorgt.

Die Sonne ist der der Erde am nächsten liegende Stern. Es spendet Licht und Wärme, ohne die ein Leben auf der Erde nicht möglich wäre. Ein Teil der auf die Erde fallenden Sonnenenergie wird von der Atmosphäre absorbiert und gestreut. Wenn dies nicht der Fall wäre, würde die Strahlungsleistung, die jeder Quadratmeter der Erdoberfläche durch vertikal einfallende Sonnenstrahlen erhält, etwa 1,4 kW/m2 betragen. Diese Menge heißt Solarkonstante. Wenn wir den durchschnittlichen Abstand der Erde zur Sonne und die Sonnenkonstante kennen, können wir die gesamte Strahlungsleistung der Sonne ermitteln, die als ihr bezeichnet wird Helligkeit und entspricht ungefähr 4. 10 26 W.

Die Sonne ist eine riesige heiße Kugel, die hauptsächlich aus Wasserstoff (70 % der Sonnenmasse) und Helium (28 %) besteht und sich um eine Achse dreht (Umdrehung in 25–30 Erdentagen). Der Durchmesser der Sonne ist 109-mal größer als der der Erde. Die scheinbare Oberfläche der Sonne Photosphäre- die unterste und dichteste Schicht der Sonnenatmosphäre, aus der bó den größten Teil der Energie, die es abgibt. Die Dicke der Photosphäre beträgt etwa 300 km und die Durchschnittstemperatur beträgt 6000 K. Auf der Sonne sind oft dunkle Flecken sichtbar ( Sonnenflecken), die mehrere Tage und manchmal Monate bestehen (Abb. 43). A). Die Schicht der Sonnenatmosphäre mit einer Dicke von 12 bis 15.000 km, die sich über der Photosphäre befindet, wird als bezeichnet Chromosphäre. Sonnenkorona- die äußere Schicht der Sonnenatmosphäre, die sich über Entfernungen von mehreren Durchmessern erstreckt. Die Helligkeit der Chromosphäre und der Sonnenkorona ist sehr gering und nur während einer totalen Sonnenfinsternis sichtbar (Abb. 43). B).

Wenn man sich dem Zentrum der Sonne nähert, steigen Temperatur und Druck und in der Nähe liegen sie bei etwa 15× 10 6 K und 2,3 10 16 Pa bzw. Bei einer so hohen Temperatur entsteht Sonnenmaterie Plasma– ein Gas bestehend aus Atomkernen und Elektronen. Hohe Temperatur und hoher Druck im Inneren Kern der Sonne mit einem Radius von etwa 1/3 des Sonnenradius (Abb. 43 V) schaffen Bedingungen für Reaktionen zwischen Kernen, wodurch Kerne entstehen und enorme Energie freigesetzt wird.

Kernreaktionen, bei denen aus leichten Kernen schwerere Kerne entstehen, nennt man thermonuklear(von lat. Thermo - Hitze), weil Sie können nur sehr hohen Temperaturen standhalten. Die Energieausbeute einer thermonuklearen Reaktion kann um ein Vielfaches höher sein als die der Spaltung derselben Uranmasse. Die Energiequelle der Sonne sind thermonukleare Reaktionen, die in ihrem Kern ablaufen. Der hohe Druck der äußeren Schichten der Sonne schafft nicht nur Bedingungen für das Auftreten einer thermonuklearen Reaktion, sondern verhindert auch, dass ihr Kern explodiert.

Die Energie einer thermonuklearen Reaktion wird in Form von Gammastrahlung freigesetzt, die beim Verlassen des Sonnenkerns in eine sogenannte Kugelschicht eindringt Strahlungszone, Dicke etwa 1/3 des Sonnenradius (Abb. 43 V). Materie in der Strahlungszone absorbiert die vom Kern kommende Gammastrahlung und emittiert ihre eigene, jedoch mit einer niedrigeren Frequenz. Wenn sich Strahlungsquanten daher von innen nach außen bewegen, nehmen ihre Energie und Frequenz ab und Gammastrahlung wird allmählich in ultraviolettes, sichtbares und infrarotes Licht umgewandelt.

Die äußere Hülle der Sonne wird genannt Konvektionszone, in dem der Stoff gemischt ist ( Konvektion) und die Energieübertragung erfolgt durch die Bewegung der Substanz selbst (Abb. 43 V). Eine Abnahme der Konvektion führt zu einem Temperaturabfall um 1-2.000 Grad und dem Auftreten eines Sonnenflecks. Gleichzeitig verstärkt sich die Konvektion in der Nähe des Sonnenflecks und heißere Materie wird an die Sonnenoberfläche und in die Chromosphäre transportiert. Vorsprünge– Auswürfe von Materie in Entfernungen bis zum halben Sonnenradius. Das Auftreten von Flecken geht oft damit einher Sonneneruptionen– helles Leuchten der Chromosphäre, Röntgenstrahlung und ein Strom schnell geladener Teilchen. Es wurde festgestellt, dass alle diese Phänomene genannt werden Sonnenaktivität treten umso häufiger auf, je mehr Sonnenflecken vorhanden sind. Die Anzahl der Sonnenflecken variiert im Durchschnitt über einen Zeitraum von 11 Jahren.

Rezensionsfragen:

· Warum ist gleich der Sonnenkonstante und wie nennt man die Leuchtkraft der Sonne?

· Wie ist die innere Struktur der Sonne?

· Warum findet eine thermonukleare Reaktion nur im Kern der Sonne statt?

· Die Phänomene der Sonnenaktivität auflisten?

Reis. 43. ( A) – Sonnenflecken; ( B) – Sonnenkorona während einer Sonnenfinsternis; ( V) – Struktur der Sonne ( 1 - Kern, 2 – Strahlungszone, 3 – Konvektionszone).