Atmosphäre der Sonne und Sonnenaktivität. Aufbau und Atmosphäre der Sonne. sonniger Wind

Die Sonne, obwohl es aufgeführt ist "Gelber Zwerg" so groß, dass wir es uns nicht einmal vorstellen können. Wenn wir sagen, dass die Masse des Jupiter 318 Erdmassen beträgt, erscheint es unglaublich. Aber wenn wir herausfinden, dass sich 99,8 % der Masse aller Materie in der Sonne befinden, ist das einfach unverständlich.

In den vergangenen Jahren haben wir viel darüber gelernt, wie „unser“ Star funktioniert. Obwohl die Menschheit keine Forschungssonde erfunden hat (und wahrscheinlich nie erfinden wird), die in der Lage ist, sich der Sonne physisch zu nähern und Proben ihrer Materie zu entnehmen, ist uns ihre Zusammensetzung bereits ziemlich bewusst.

Das Wissen über Physik und Möglichkeiten gibt uns die Möglichkeit, genau zu sagen, woraus die Sonne besteht: 70% seiner Masse sind Wasserstoff, 27% - Helium, andere Elemente (Kohlenstoff, Sauerstoff, Stickstoff, Eisen, Magnesium und andere) - 2,5%.

Doch nur auf diese trockene Statistik beschränkt sich unser Wissen glücklicherweise nicht.

Was ist in der sonne

Nach modernen Berechnungen erreicht die Temperatur im Inneren der Sonne 15 - 20 Millionen Grad Celsius, die Dichte der Sternmaterie erreicht 1,5 Gramm pro Kubikzentimeter.

Die Energiequelle der Sonne ist eine ständig laufende Kernreaktion, die tief unter der Oberfläche stattfindet, wodurch die hohe Temperatur des Sterns aufrechterhalten wird. Tief unter der Sonnenoberfläche wird Wasserstoff durch eine Kernreaktion unter Energiefreisetzung in Helium umgewandelt.
Die "Kernfusionszone" der Sonne wird genannt Solarkern und hat einen Radius von ungefähr 150-175.000 km (bis zu 25% des Sonnenradius). Die Materiedichte im Sonnenkern beträgt das 150-fache der Dichte von Wasser und fast das 7-fache der Dichte der dichtesten Substanz der Erde: Osmium.

Wissenschaftler kennen zwei Arten von thermonuklearen Reaktionen, die im Inneren von Sternen ablaufen: Wasserstoffkreislauf und Kohlenstoffzyklus. Meist auf der Sonne Wasserstoffkreislauf, die in drei Phasen unterteilt werden kann:

• Wasserstoffkerne werden in Deuteriumkerne (ein Wasserstoffisotop) umgewandelt
• Wasserstoffkerne werden in Kerne des instabilen Heliumisotops umgewandelt
• die Produkte der ersten und zweiten Reaktion sind mit der Bildung eines stabilen Heliumisotops (Helium-4) verbunden.

Jede Sekunde werden 4,26 Millionen Tonnen Sternmaterie in Strahlung umgewandelt, aber im Vergleich zum Gewicht der Sonne ist selbst dieser unglaubliche Wert so gering, dass er vernachlässigt werden kann.

Die Freisetzung von Wärme aus den Eingeweiden der Sonne erfolgt durch Absorption elektromagnetische Strahlung von unten kommend und seine weitere Abstrahlung.

Näher an der Sonnenoberfläche wird die aus dem Inneren abgestrahlte Energie hauptsächlich auf sie übertragen Konvektionszone Sonne mit Prozess Konvektion- Mischen des Stoffes (warme Ströme des Stoffes steigen näher an die Oberfläche, während kalte Ströme fallen).
Die Konvektionszone liegt in einer Tiefe von etwa 10 % des Sonnendurchmessers und reicht fast bis an die Oberfläche des Sterns.

Atmosphäre der Sonne

Oberhalb der Konvektionszone beginnt die Atmosphäre der Sonne, in der die Energieübertragung wieder mit Hilfe von Strahlung stattfindet.

Photosphäre namens untere Schicht solare Atmosphäre die sichtbare Oberfläche der Sonne. Ihre Mächtigkeit entspricht der optischen Mächtigkeit von etwa 2/3 Einheiten, absolut gesehen erreicht die Photosphäre eine Mächtigkeit von 100-400 km. Es ist die Photosphäre, die die Quelle der sichtbaren Strahlung der Sonne ist, die Temperatur reicht von 6600 K (am Anfang) bis 4400 K (am oberen Rand der Photosphäre).

Tatsächlich sieht die Sonne nur deshalb wie ein perfekter Kreis mit klaren Grenzen aus, weil ihre Helligkeit am Rand der Photosphäre in weniger als einer Bogensekunde um das 100-fache abfällt. Dadurch sind die Ränder der Sonnenscheibe deutlich weniger hell als die Mitte, ihre Helligkeit beträgt nur 20% der Helligkeit der Scheibenmitte.

Chromosphäre- zweite atmosphärische Schicht Sonne, die äußere Hülle eines Sterns, etwa 2000 km dick, umgibt die Photosphäre. Die Temperatur der Chromosphäre steigt mit der Höhe von 4.000 bis 20.000 K. Wenn wir die Sonne von der Erde aus beobachten, sehen wir die Chromosphäre aufgrund ihrer geringen Dichte nicht. Es kann nur während Sonnenfinsternissen beobachtet werden - ein intensives rotes Leuchten an den Rändern der Sonnenscheibe, das ist die Chromosphäre des Sterns.

Sonnenkorona- die letzte äußere Hülle der Sonnenatmosphäre. Die Korona besteht aus Protuberanzen und Energieausbrüchen, die mehrere hunderttausend und sogar mehr als eine Million Kilometer in den Weltraum ausbrechen und ausbrechen, sich bilden sonniger Wind. Die durchschnittliche Koronartemperatur beträgt bis zu 2 Millionen K, kann aber bis zu 20 Millionen K erreichen. Wie im Fall der Chromosphäre ist die Sonnenkorona jedoch nur während Finsternissen von der Erde aus sichtbar. Eine zu geringe Dichte des Materials der Sonnenkorona erlaubt es nicht, sie unter normalen Bedingungen zu beobachten.

sonniger Wind

sonniger Wind- ein Strom geladener Teilchen (Protonen und Elektronen), der von den erhitzten äußeren Schichten der Sternatmosphäre emittiert wird und sich bis an die Grenzen unseres Planetensystems erstreckt. Durch dieses Phänomen verliert die Leuchte jede Sekunde Millionen Tonnen ihrer Masse.

In der Nähe der Umlaufbahn des Planeten Erde erreicht die Geschwindigkeit der Sonnenwindpartikel 400 Kilometer pro Sekunde (sie bewegen sich mit Überschallgeschwindigkeit durch unser Sternensystem), und die Dichte des Sonnenwinds beträgt mehrere bis mehrere zehn ionisierte Partikel pro Kubikzentimeter.

Es ist der Sonnenwind, der die Atmosphäre der Planeten gnadenlos „schlägt“ und die darin enthaltenen Gase „ausbläst“. Weltraum, er ist weitgehend verantwortlich für . Das Magnetfeld des Planeten ermöglicht es der Erde, dem Sonnenwind zu widerstehen, der als unsichtbarer Schutz gegen den Sonnenwind dient und das Ausströmen atmosphärischer Atome in den Weltraum verhindert. Wenn der Sonnenwind mit dem Magnetfeld des Planeten kollidiert, tritt ein optisches Phänomen auf, das wir auf der Erde - Polar Lichter begleitet von magnetischen Stürmen.

Unbestreitbar ist aber auch der Nutzen des Sonnenwindes – er ist es, der kosmische Strahlung galaktischen Ursprungs aus dem Sonnensystem „abbläst“ – und somit unser Sternensystem vor äußerer, galaktischer Strahlung schützt.

Angesichts der Schönheit der Polarlichter ist es kaum zu glauben, dass diese Blitze ein sichtbares Zeichen des Sonnenwinds und der Magnetosphäre der Erde sind.

Sterne bestehen vollständig aus Gas. Ihre äußeren Schichten werden aber auch Atmosphäre genannt.

Die Atmosphäre der Sonne beginnt bei 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 bedingt als Sonnenoberfläche bezeichnet. Die Gasdichte in der Photosphäre ist ungefähr die gleiche wie in der Stratosphäre der Erde und hundertmal geringer als an der Erdoberfläche. Die Temperatur der Photosphäre sinkt in 300 km Tiefe auf 8000 K ab. bis zu 4000 K in den obersten Schichten. In einem Teleskop mit starker Vergrößerung können Sie die feinen Details der Photosphäre beobachten: Alles scheint mit kleinen hellen Körnern übersät zu sein - Körnchen, die durch ein Netzwerk schmaler dunkler Pfade getrennt sind. Die Granulation ist das Ergebnis der Vermischung von aufsteigenden wärmeren Gasströmen und absteigenden kälteren. Der Temperaturunterschied zwischen ihnen ist in den äußeren Schichten relativ gering, aber tiefer, in der konvektiven Zone, ist er größer und die Vermischung erfolgt viel intensiver. Die Konvektion in den äußeren Schichten der Sonne spielt eine große und entscheidende Rolle Gesamtstruktur Atmosphäre. Letztendlich ist Konvektion als Ergebnis einer komplexen Wechselwirkung mit solaren Magnetfeldern die Ursache für all die vielfältigen Erscheinungsformen der Sonnenaktivität. Die Photosphäre geht allmählich in dünnere äußere Schichten der Sonnenatmosphäre über - die Chromosphäre und die Korona.

Die Chromosphäre (griechisch für „Sphäre des Lichts“) ist so benannt nach ihrer rötlich-violetten Farbe. Es ist während totaler Sonnenfinsternisse als ausgefranster heller Ring um die schwarze Mondscheibe sichtbar, die gerade die Sonne verfinstert hat. Die Chromosphäre ist sehr heterogen und besteht hauptsächlich aus länglichen, länglichen Zungen (Spicules), was ihr das Aussehen von brennendem Gras verleiht. Die Temperatur dieser chromosphärischen Jets ist 2-3 mal höher als in der Photosphäre, und die Dichte ist hunderttausendmal niedriger. Gesamtlänge Chromosphäre - 10-15 Tausend km. Der Temperaturanstieg in der Chromosphäre erklärt sich durch die Ausbreitung von Wellen und Magnetfeldern, die aus der Konvektionszone in sie eindringen. Die Substanz erwärmt sich ähnlich wie in einem Riesen Mikrowelle. Die Geschwindigkeit der thermischen Bewegung von Teilchen nimmt zu, Kollisionen zwischen ihnen werden häufiger und Atome verlieren ihre Außenelektronen: Die Substanz wird zu einem heißen ionisierten Plasma. Diese gleichen physikalische Prozesse unterstützend und außergewöhnlich hohe Temperatur die äußersten Schichten der Sonnenatmosphäre, die sich über der Chromosphäre befinden. Oft kann man bei Finsternissen über der Sonnenoberfläche bizarr geformte "Brunnen", "Wolken", "Trichter", "Büsche", "Bögen" und andere hell leuchtende Formationen aus der chromosphärischen Substanz beobachten. Dies sind die grandiosesten Formationen der Sonnenatmosphäre - Protuberanzen. Sie haben ungefähr die gleiche Dichte und Temperatur wie die Chromosphäre. Aber sie befinden sich darüber und sind von höheren, stark verdünnten oberen Schichten der Sonnenatmosphäre umgeben. Protuberanzen fallen nicht in die Chromosphäre, weil ihre Substanz von den Magnetfeldern aktiver Regionen der Sonne getragen wird. Einige Prominenzen waren lange Zeit ohne merkliche Veränderungen explodieren sie plötzlich, und ihre Substanz wird mit einer Geschwindigkeit von Hunderten von Kilometern pro Sekunde in den interplanetaren Raum geschleudert.

Im Gegensatz zur Chromosphäre und Photosphäre hat der äußerste Teil der Sonnenatmosphäre – die Korona – eine riesige Ausdehnung: Sie erstreckt sich über Millionen von Kilometern, was mehreren Sonnenradien entspricht. Die Materiedichte in der Sonnenkorona nimmt mit der Höhe viel langsamer ab als die Luftdichte darin Erdatmosphäre. Die Krone lässt sich am besten während der Vollphase beobachten Sonnenfinsternis. Hauptmerkmal Krone ist eine strahlende Struktur. Koronarstrahlen haben die unterschiedlichsten Formen: Mal sind sie kurz, mal lang, mal sind die Strahlen gerade, mal sind sie stark gekrümmt. Generelle Form Die Sonnenkorona ändert sich periodisch. Dies ist auf den elfjährigen Zyklus der Sonnenaktivität zurückzuführen. Sowohl die Gesamthelligkeit als auch die Form der Sonnenkorona ändern sich. Während der Epoche des Sonnenfleckenmaximums hat es eine relativ abgerundete Form. Wenn wenige Flecken vorhanden sind, wird die Form der Korona verlängert, während die Gesamthelligkeit der Korona abnimmt. Die Korona der Sonne ist also der äußerste Teil ihrer Atmosphäre, der dünnste und heißeste. Wir fügen hinzu, dass es uns auch am nächsten ist: Es stellt sich heraus, dass es sich in Form eines Plasmastroms, der sich ständig von ihr entfernt - dem Sonnenwind - weit von der Sonne entfernt erstreckt. Tatsächlich leben wir umgeben von der Sonnenkorona, obwohl sie durch eine zuverlässige Barriere in Form des Erdmagnetfelds vor ihrer durchdringenden Strahlung geschützt sind.

Vorsprünge

Die Oberfläche der Sonne, die wir sehen, ist als Photosphäre bekannt. Dies ist der Bereich, in dem das Licht aus dem Kern schließlich die Oberfläche erreicht. Die Photosphäre hat eine Temperatur von etwa 6000 K und leuchtet mit weißem Licht.

Knapp oberhalb der Photosphäre erstreckt sich die Atmosphäre über mehrere hunderttausend Kilometer. Schauen wir uns die Struktur der Sonnenatmosphäre genauer an.

Die erste Schicht in der Atmosphäre ist Mindesttemperatur, und befindet sich in einer Entfernung von etwa 500 km über der Oberfläche der Photosphäre mit einer Temperatur von etwa 4000 K. Für einen Stern ist das ziemlich kühl.

Chromosphäre

Die nächste Schicht ist als Chromosphäre bekannt. Es ist nur etwa 10.000 km von der Oberfläche entfernt. An der Spitze der Chromosphäre können Temperaturen von 20.000 K erreicht werden. Die Chromosphäre ist ohne spezielle Ausrüstung unsichtbar, die schmalbandige optische Filter verwendet. Riesige Sonnenprotuberanzen können in der Chromosphäre eine Höhe von 150.000 km erreichen.

Oberhalb der Chromosphäre befindet sich eine Übergangsschicht. Unterhalb dieser Schicht ist die Schwerkraft die dominierende Kraft. Oberhalb des Übergangsbereichs steigt die Temperatur schnell an, da das Helium vollständig ionisiert wird.

Sonnenkorona

Die nächste Schicht ist die Korona, die sich von der Sonne Millionen von Kilometern ins All erstreckt. Sie können die Korona während einer totalen Sonnenfinsternis sehen, wenn die Sonnenscheibe vom Mond bedeckt wird. Die Temperatur der Korona ist etwa 200-mal heißer als die Oberfläche.

Der uns am nächsten stehende Stern ist natürlich die Sonne. Nach kosmischen Parametern ist die Entfernung von der Erde zu ihr ziemlich gering: Von der Sonne zur Erde legt das Sonnenlicht nur 8 Minuten zurück.

Die Sonne ist kein gewöhnlicher gelber Zwerg, wie früher angenommen wurde. Dies ist der zentrale Körper des Sonnensystems, um den die Planeten kreisen, mit einer großen Anzahl schwerer Elemente. Dies ist ein Stern, der nach mehreren Supernova-Explosionen entstanden ist, um die sich ein Planetensystem gebildet hat. Aufgrund seiner Lage in der Nähe ideale Bedingungen, Leben entstand auf dem dritten Planeten Erde. Die Sonne ist bereits fünf Milliarden Jahre alt. Aber mal sehen, warum es leuchtet? Wie ist die Sonne aufgebaut und was sind ihre Eigenschaften? Was erwartet ihn in der Zukunft? Wie bedeutend ist ihr Einfluss auf die Erde und ihre Bewohner? Die Sonne ist der Stern, um den sich alle 9 Planeten des Sonnensystems drehen, einschließlich unseres. 1 au ( astronomische Einheit) = 150 Millionen km - das ist auch die durchschnittliche Entfernung von der Erde zur Sonne. Das Sonnensystem enthält neun große Planeten, etwa hundert Satelliten, viele Kometen, Zehntausende von Asteroiden (Kleinplaneten), Meteoroiden und interplanetares Gas und Staub. Im Mittelpunkt all dessen steht unsere Sonne.

Die Sonne scheint seit Millionen von Jahren, was durch moderne biologische Studien bestätigt wird, die aus den Überresten von Blau-Grün-Blau-Algen gewonnen wurden. Ändern Sie die Temperatur der Sonnenoberfläche um mindestens 10%, und auf der Erde würde alles Leben sterben. Daher ist es gut, dass unser Stern gleichmäßig die Energie ausstrahlt, die für das Gedeihen der Menschheit und anderer Lebewesen auf der Erde notwendig ist. In den Religionen und Mythen der Völker der Welt hat die Sonne immer den Hauptplatz eingenommen. Bei fast allen Völkern der Antike war die Sonne die wichtigste Gottheit: Helios – bei den alten Griechen, Ra – der Sonnengott der alten Ägypter und Yarilo bei den Slawen. Die Sonne brachte Wärme, Ernte, alle verehrten sie, denn ohne sie gäbe es kein Leben auf der Erde. Die Größe der Sonne ist beeindruckend. Zum Beispiel ist die Masse der Sonne 330.000-mal so groß wie die Masse der Erde und ihr Radius ist 109-mal größer. Aber die Dichte unseres Sternkörpers ist gering - 1,4-mal größer als die Dichte von Wasser. Die Bewegung der Flecken auf der Oberfläche wurde von Galileo Galilei selbst bemerkt und bewies damit, dass die Sonne nicht stillsteht, sondern rotiert.

Konvektionszone der Sonne

Die radioaktive Zone beträgt etwa 2/3 des Innendurchmessers der Sonne und der Radius beträgt etwa 140.000 km. Photonen, die sich vom Zentrum entfernen, verlieren ihre Energie unter dem Einfluss der Kollision. Dieses Phänomen wird als Konvektionsphänomen bezeichnet. Dies ähnelt dem Prozess, der in einem kochenden Wasserkocher stattfindet: Die Energie, die vom Heizelement kommt, ist groß Darüber hinaus die durch Wärmeleitung abgeführte Wärmemenge. Heißes Wasser, das sich in der Nähe des Feuers befindet, steigt, und der kältere fällt herunter. Dieser Vorgang wird Konvention genannt. Die Bedeutung von Konvektion ist, dass sich ein dichteres Gas über die Oberfläche verteilt, abkühlt und wieder ins Zentrum gelangt. Der Mischprozess in der Konvektionszone der Sonne ist kontinuierlich. Wenn Sie durch ein Teleskop auf die Oberfläche der Sonne blicken, können Sie ihre körnige Struktur sehen - Granulationen. Das Gefühl ist, dass es aus Granulat besteht! Dies ist auf die Konvektion zurückzuführen, die unter der Photosphäre auftritt.

Photosphäre der Sonne

Eine dünne Schicht (400 km) – die Photosphäre der Sonne – befindet sich direkt hinter der Konvektionszone und stellt die von der Erde aus sichtbare „echte Sonnenoberfläche“ dar. Die Körnchen auf der Photosphäre wurden erstmals 1885 von dem Franzosen Janssen fotografiert. Ein durchschnittliches Körnchen hat eine Größe von 1000 km, bewegt sich mit einer Geschwindigkeit von 1 km/s und existiert etwa 15 Minuten lang. Im äquatorialen Teil sind dunkle Formationen auf der Photosphäre zu beobachten, die sich dann verschieben. Die stärksten Magnetfelder sind ein Markenzeichen solcher Spots. Und die dunkle Farbe wird aufgrund der niedrigeren Temperatur relativ zur umgebenden Photosphäre erhalten.

Chromosphäre der Sonne

Die Sonnenchromosphäre (farbige Kugel) ist eine dichte Schicht (10.000 km) der Sonnenatmosphäre, die sich direkt hinter der Photosphäre befindet. Aufgrund ihrer Nähe zur Photosphäre ist es ziemlich problematisch, die Chromosphäre zu beobachten. Es ist am besten zu sehen, wenn der Mond die Photosphäre schließt, d.h. während Sonnenfinsternissen.

Sonnenvorsprünge sind riesige Wasserstoffemissionen, die glühenden langen Filamenten ähneln. Protuberanzen steigen in große Entfernungen auf, erreichen den Durchmesser der Sonne (1,4 Mio. km), bewegen sich mit einer Geschwindigkeit von etwa 300 km/s und die Temperatur erreicht gleichzeitig 10.000 Grad.

Die Sonnenkorona ist die äußere und ausgedehnte Schicht der Sonnenatmosphäre, die ihren Ursprung oberhalb der Chromosphäre hat. Die Länge der Sonnenkorona ist sehr lang und erreicht mehrere Sonnendurchmesser. Auf die Frage, wo genau es endet, haben Wissenschaftler noch keine eindeutige Antwort erhalten.

Die Zusammensetzung der Sonnenkorona ist ein verdünntes, hochionisiertes Plasma. Es enthält schwere Ionen, Elektronen mit einem Heliumkern und Protonen. Die Temperatur der Korona reicht von 1 bis 2 Millionen Grad K relativ zur Sonnenoberfläche.

Der Sonnenwind ist ein kontinuierlicher Ausfluss von Materie (Plasma) aus der äußeren Hülle der Sonnenatmosphäre. Es besteht aus Protonen, Atomkernen und Elektronen. Die Geschwindigkeit des Sonnenwindes kann je nach den auf der Sonne ablaufenden Prozessen zwischen 300 km/s und 1500 km/s variieren. Sonnenwind breitet sich überall aus Sonnensystem und verursacht in Wechselwirkung mit dem Magnetfeld der Erde verschiedene Phänomene Eines davon ist das Nordlicht.

Eigenschaften der Sonne

Masse der Sonne: 2∙1030 kg (332.946 Erdmassen)
Durchmesser: 1.392.000 km
Radius: 696.000 km
Durchschnittliche Dichte: 1.400 kg/m3
Axiale Neigung: 7,25° (relativ zur Ebene der Ekliptik)
Oberflächentemperatur: 5.780 K
Temperatur im Zentrum der Sonne: 15 Millionen Grad
Spektralklasse: G2 V
Durchschnittliche Entfernung von der Erde: 150 Millionen km
Alter: 5 Milliarden Jahre
Rotationszeitraum: 25.380 Tage
Leuchtkraft: 3,86∙1026W
Scheinbare Helligkeit: 26,75 m