Die Temperatur der Sonne und die laufende thermonukleare Reaktion. Wie hoch ist die Temperatur auf der Sonne? Temperatur 1000 km von der Sonne entfernt

24.10.2023

Gewicht: 1,99×10 30 kg;

Durchmesser: 1.392.000 km;

Volumen: 1,41×10 18 km³;
Oberfläche: 6,08×10 12 km²;

Durchschnittliche Dichte: 1409 kg/m³;
Spektralklasse: G2V;
Oberflächentemperatur: 5778 K;
Kerntemperatur: 13.500.000 K;

Leuchtkraft: 3,88×10 26 W;
Galaktisches Jahr:230-250 Millionen Jahre;

Alter: etwa 5 Milliarden Jahre;

Entfernung von der Erde: 149,6 Millionen km.

Im Laufe der Geschichte der menschlichen Zivilisation war die Sonne in vielen Kulturen ein Objekt der Verehrung. Der Sonnenkult existierte im alten Ägypten, wo Ra die Sonnengottheit war. Die alten Griechen hatten den Sonnengott Helios, der der Legende nach jeden Tag in seinem Streitwagen über den Himmel fuhr. Die Griechen glaubten, dass Helios im Osten in einem wunderschönen Palast lebte, umgeben von den Jahreszeiten – Sommer, Winter, Frühling und Herbst. Wenn Helios morgens seinen Palast verlässt, erlöschen die Sterne, die Nacht weicht dem Tag. Die Sterne erscheinen wieder am Himmel, als Helios im Westen verschwindet, wo er von seinem Streitwagen auf ein wunderschönes Boot umsteigt und über das Meer zum Ort des Sonnenaufgangs segelt. Im alten russischen heidnischen Pantheon gab es zwei Sonnengottheiten – Khors (die eigentliche personifizierte Sonne) und Dazhdbog. Selbst ein moderner Mensch braucht nur einen Blick auf die Sonne zu werfen, und er beginnt zu begreifen, wie abhängig er von ihr ist. Denn wenn es keinen Weltstern gäbe, gäbe es die für die biologische Entwicklung und das Leben notwendige Wärme nicht. Unsere Erde würde sich in einen jahrhundertelang gefrorenen Eisplaneten verwandeln; eine ähnliche Situation würde auf der Süd- und Nordhalbkugel auf der ganzen Welt herrschen.

Unsere Sonne ist ein riesiger leuchtender Gasball, in dem komplexe Prozesse ablaufen und dadurch kontinuierlich Energie freigesetzt wird. Das Innenvolumen der Sonne kann in mehrere Regionen unterteilt werden. Die darin enthaltene Substanz unterscheidet sich in ihren Eigenschaften und die Energie breitet sich über unterschiedliche physikalische Mechanismen aus. Im zentralen Teil Sonne Es gibt eine Energiequelle oder, im übertragenen Sinne, diesen „Ofen“, der es erhitzt und nicht abkühlen lässt. Dieser Bereich wird Kern genannt. Unter dem Gewicht der äußeren Schichten wird die Materie im Inneren der Sonne komprimiert, und zwar je tiefer, desto stärker. Seine Dichte nimmt mit zunehmendem Druck und steigender Temperatur zum Zentrum hin zu. Im Kern, wo die Temperatur 15 Millionen Kelvin erreicht, wird Energie freigesetzt. Diese Energie wird durch die Verschmelzung von Atomen leichter chemischer Elemente mit Atomen schwererer Elemente freigesetzt. In den Tiefen der Sonne entsteht aus vier Wasserstoffatomen ein Heliumatom. Es war diese schreckliche Energie, die die Menschen bei der Explosion einer Wasserstoffbombe freizusetzen lernten. Es besteht die Hoffnung, dass die Menschen in naher Zukunft lernen können, es für friedliche Zwecke zu nutzen. Der Kern hat einen Radius von ca 150-175.000 km(25 % des Sonnenradius). Die Hälfte der Sonnenmasse ist in ihrem Volumen konzentriert und fast die gesamte Energie, die das Leuchten der Sonne unterstützt, wird freigesetzt. Für jede Sekunde im Zentrum der Sonne etwa 4,26 Millionen Tonnen Substanz. Das ist eine so enorme Energie, dass sie, wenn der gesamte Brennstoff aufgebraucht ist (der Wasserstoff wird vollständig in Helium umgewandelt), ausreichen wird, um noch Millionen von Jahren Leben zu ermöglichen.

MIT Dreifachheit der Sonne. Im Zentrum der Sonne befindet sich der Sonnenkern.

Die Photosphäre ist die sichtbare Oberfläche der Sonne

welches die Hauptstrahlungsquelle darstellt. Sonne

umgeben von der Sonnenkorona, die eine sehr hohe Temperatur hat,

Allerdings ist es extrem verdünnt, sodass es für Unbewaffnete sichtbar ist

mit dem Auge nur während Zeiten totaler Sonnenfinsternis.

Ungefähre Temperaturverteilung in der Sonne
Atmosphäre bis ins Mark

Energie der Sonne

Warum scheint die Sonne und kühlt Milliarden von Jahren lang nicht ab? Welcher „Brennstoff“ gibt ihm Energie? Nach Antworten auf diese Fragen suchen Wissenschaftler seit Jahrhunderten und erst zu Beginn des 20. Jahrhunderts. Die richtige Lösung wurde gefunden. Mittlerweile ist bekannt, dass die Sonne wie andere Sterne aufgrund thermonuklearer Reaktionen in ihren Tiefen leuchtet.Der Hauptbestandteil der Sonne ist Wasserstoff, der etwa 71 % der Gesamtmasse des Sterns ausmacht. Fast 27 % gehören zu Helium, die restlichen 2 % stammen aus schwereren Elementen wie Kohlenstoff, Stickstoff, Sauerstoff und Metallen. Der wichtigste „Brennstoff“ der Sonne ist Wasserstoff. Aus vier Wasserstoffatomen entsteht durch eine Kette von Umwandlungen ein Heliumatom. Und von jedem Gramm Wasserstoff, der an der Reaktion teilnimmt, 6.×10 11 J Energie! Auf der Erde würde diese Energiemenge ausreichen, um 1000 m 3 Wasser von einer Temperatur von 0 °C bis zum Siedepunkt zu erhitzen. Im Kern verschmilzt der Kern von Atomen leichter Wasserstoffelemente mit dem Kern eines schwereren Wasserstoffatoms (dieser Kern wird Deuterium genannt). Die Masse des neuen Kerns ist deutlich geringer als die Gesamtmasse der Kerne, aus denen er entstanden ist. Der Rest der Masse wird in Energie umgewandelt, die von den bei der Reaktion freigesetzten Partikeln abtransportiert wird. Diese Energie wird nahezu vollständig in Wärme umgewandelt.Das Ergebnis solcher Transformationsketten ist die Entstehung eines neuen Kerns, bestehend aus zwei Protonen und zwei Neutronen – dem Heliumkern.Diese thermonukleare Reaktion der Umwandlung von Wasserstoff in Helium wird Proton-Proton genannt, da sie mit der engen Annäherung zweier Kerne von Wasserstoffatomen – Protonen – beginnt.

Die Reaktion von Wasserstoff zu Helium ist dafür verantwortlich, dass sich im Inneren der Sonne mittlerweile viel mehr Helium befindet als auf ihrer Oberfläche. Natürlich stellt sich die Frage: Was passiert mit der Sonne, wenn der gesamte Wasserstoff in ihrem Kern verbrennt und sich in Helium verwandelt, und wie schnell wird dies geschehen? Es stellt sich heraus, dass der Wasserstoffgehalt im Sonnenkern in etwa 5 Milliarden Jahren so stark abnehmen wird, dass sein „Verbrennen“ in der Schicht um den Kern beginnt. Dies wird zu einer „Aufblähung“ der Sonnenatmosphäre, einer Vergrößerung der Sonne, einem Temperaturabfall an der Oberfläche und einer Vergrößerung ihres Kerns führen. Allmählich verwandelt sich die Sonne in einen Roten Riesen – einen relativ kalten Stern von enormer Größe, der die Grenzen seiner Umlaufbahn überschreitet. Leben der Sonne Dabei wird es nicht enden, es wird noch viele weitere Veränderungen durchlaufen, bis es schließlich zu einer kalten und dichten Gaskugel wird, in der keine thermonuklearen Reaktionen stattfinden.

Ungefähr so wird die Sonne von der Erdoberfläche aus aussehen

5 Milliarden Jahre, wenn der Wasserstoff im Kern vollständig verbraucht ist. Sonne

wird sich in einen Roten Riesen verwandeln, dessen Kern stark komprimiert wird,

und die äußeren Schichten sind in einem ziemlich entladenen Zustand.

Unser Stern ist so riesig. dass es ungefähr halten kann

1.300.000 Erdvolumina. Umfang der Sonne am Äquator

beträgt 4,37 Millionen km (zum Beispiel ist die Erde 40.000 km lang)

Wie die Sonne entstand

Wie alle Sterne entstand unsere Sonne durch längere Einwirkung interstellarer Materie (Gas und Staub). Ursprünglich war der Stern ein Kugelsternhaufen, der hauptsächlich aus Wasserstoff bestand. Dann begannen die Wasserstoffatome aufgrund der Gravitationskräfte gegeneinander zu drücken, die Dichte nahm zu und als Ergebnis bildete sich ein ziemlich komprimierter Kern. In dem Moment, in dem die erste thermonukleare Reaktion zündet, beginnt die offizielle Geburt eines Sterns.

Ein Stern so massereich wie die Sonne, sollte insgesamt etwa 10 Milliarden Jahre existieren. Somit befindet sich die Sonne jetzt ungefähr in der Mitte ihres Lebenszyklus (derzeit beträgt ihre Rückkehr etwa 5 Milliarden Jahre). In 4-5 Milliarden Jahren wird er sich in einen Roten Riesenstern verwandeln. Wenn der Wasserstoffbrennstoff im Kern ausbrennt, dehnt sich seine äußere Hülle aus und der Kern zieht sich zusammen und erwärmt sich. In ungefähr 7,8 Milliarden Jahre wenn die Temperatur im Kern ungefähr erreicht 100 Millionen K In ihm beginnt eine thermonukleare Reaktion der Synthese von Kohlenstoff und Sauerstoff aus Helium. In dieser Entwicklungsphase führen Temperaturinstabilitäten im Inneren der Sonne dazu, dass sie beginnt, an Masse zu verlieren und ihre Hülle abzuwerfen. Anscheinend werden die expandierenden äußeren Schichten der Sonne zu diesem Zeitpunkt die moderne Erdumlaufbahn erreichen. Gleichzeitig zeigen Studien, dass der Massenverlust der Sonne bereits vor diesem Zeitpunkt dazu führt, dass sie sich auf eine weiter von der Sonne entfernte Umlaufbahn bewegt und so der Absorption durch die äußeren Schichten des Sonnenplasmas entgeht.

Trotzdem wird das gesamte Wasser auf der Erde in einen gasförmigen Zustand übergehen und der größte Teil davon in den Weltraum entweichen. Der Temperaturanstieg der Sonne während dieser Periode ist so groß wie während der nächsten 500–700 Millionen Jahre Die Erdoberfläche wird zu heiß sein, um Leben, wie wir es heute kennen, zu ermöglichen.

Nachdem Sonne wird eine Phase durchlaufen roter Riese, thermische Pulsationen werden dazu führen, dass seine äußere Hülle abgerissen wird und daraus ein planetarischer Nebel entsteht. Im Zentrum dieses Nebels wird ein weißer Zwerg verbleiben, der aus dem sehr heißen Kern der Sonne entstanden ist und im Laufe vieler Milliarden Jahre allmählich abkühlen und verblassen wird.

Fast während des gesamten Zyklus ihres Lebens erscheint die Sonne
wie ein gelber Stern, mit der gewohnten Leuchtkraft

Die Sonne erleuchtet und erwärmt unseren Planeten, ohne sie wäre das Leben nicht nur für Menschen, sondern auch für Mikroorganismen unmöglich. Unser Stern ist der wichtigste (wenn auch nicht der einzige) Motor der auf der Erde ablaufenden Prozesse. Doch die Erde erhält nicht nur Wärme und Licht von der Sonne. Verschiedene Arten von Sonneneinstrahlung und Partikelströmen beeinflussen ständig ihr Leben. Die Sonne sendet elektromagnetische Wellen aus allen Bereichen des Spektrums zur Erde – von mehreren Kilometern langen Radiowellen bis hin zu Gammastrahlen. In die Atmosphäre des Planeten gelangen auch geladene Teilchen unterschiedlicher Energie – sowohl hoch (kosmische Sonnenstrahlung) als auch niedrig und mittel (Sonnenwindströme, Emissionen von Fackeln). Allerdings dringt ein sehr kleiner Teil geladener Teilchen aus dem interplanetaren Raum ein ( der Rest lenkt oder verzögert das Erdmagnetfeld.) Aber ihre Energie reicht aus, um Polarlichter und Störungen des Magnetfelds unseres Planeten zu verursachen.

Sonne befindet sich in einer Entfernung von 149,6 Millionen km. Diese Größe wird in der Astronomie üblicherweise als astronomische Einheit (a.e) bezeichnet. Wenn unser Stern im Moment plötzlich erlischt, werden wir erst nach 8,5 Minuten davon erfahren – das ist genau die Zeit, die das Sonnenlicht benötigt, um mit einer Geschwindigkeit von 300.000 km/s von der Sonne zur Erde zu gelangen. Unser Standort ist der günstigste für die Aufrechterhaltung des notwendigen Klimas für die Entstehung biologischen Lebens. Wenn die Erde auch nur ein wenig näher an der Sonne wäre als jetzt, würde unser Planet durch die Hitze verbrannt, der Wasserkreislauf in der Natur würde gestört und alles Leben würde aufhören zu existieren. Zu diesem Zeitpunkt wäre die Entfernung des Planeten von der Sonne durch einen unglaublichen Temperaturabfall, das Gefrieren des Wassers und die Entstehung einer neuen Eiszeit gekennzeichnet. Was letztendlich zum vollständigen Aussterben aller Organismen auf dem Planeten führen würde.

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.

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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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 mit unterschiedlichen Geschwindigkeiten: Die Rotationsperiode am Äquator beträgt 25 Tage und bei 75° Breite 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. Fotografien der Photosphäre, die bei weißem Licht unter sehr guten Beobachtungsbedingungen aufgenommen wurden, zeigen kleine helle Punkte – „Körnchen“, getrennt durch dunkle Räume. 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. Es ist wahrscheinlich, dass das solare Magnetfeld in den Tiefen der Konvektionszone erzeugt wird, 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 emittieren häufig Elektronen- und Protonenstrahlen mit relativistischen Geschwindigkeiten (d. h. nahe der Lichtgeschwindigkeit). 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 von Röntgenstrahlung im Bereich von 1 bis 20, hundertmal größer 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

Der Himmelskörper, dem unser Planet, seine Biosphäre und die menschliche Zivilisation ihre Existenz verdanken, ist aus Sicht der Astronomen recht banal.

Dies ist ein gewöhnlicher gelber Stern der sehr häufigen G2-Klasse. Alle 225–250 Millionen Jahre vollzieht sie eine vollständige Umdrehung auf einer nahezu kreisförmigen Umlaufbahn mit einem Radius von 26.000 Lichtjahren um das Zentrum einer typischen großen Spiralgalaxie mit einem passiven Kern, der keine starken Energieströme aussendet. Doch gerade in dieser Alltäglichkeit liegt unser Glück. Sterne, die kühler und heißer sind (und insbesondere solche in der Nähe aktiver galaktischer Zentren), sind für die Rolle als Wiege des Lebens viel weniger geeignet, zumindest nicht solche, die auf Kohlenstoff basieren

Alexey Levin

Nach allgemein anerkannten Schätzungen entstand die Sonne vor 4,59 Milliarden Jahren. Zwar haben einige Astronomen in letzter Zeit begonnen, davon zu sprechen, dass sein Alter 6 bis 7 Milliarden Jahre beträgt, aber das sind immer noch nur Hypothesen. Natürlich ist unser Tageslicht nicht aus dem Nichts entstanden. Seine Mutter war eine gigantische Gas- und Staubwolke, die hauptsächlich aus molekularem Wasserstoff bestand, die sich unter dem Einfluss ihrer eigenen Schwerkraft langsam komprimierte und verformte, bis sie sich in eine flache Scheibe verwandelte. Möglicherweise gab es auch einen Vater in Form eines kosmischen Ereignisses, das die Gravitationsinstabilität der Wolke erhöhte und ihren Zusammenbruch auslöste (dies könnte eine Begegnung mit einem massereichen Stern oder eine Supernova-Explosion sein). Im Zentrum der Scheibe erschien eine Kugel aus leuchtendem Plasma mit einer Oberflächentemperatur von mehreren tausend Grad, die einen Teil ihrer Gravitationsenergie in Wärme umwandelte.

Der neugeborene Stern schrumpfte weiter und erwärmte seine Tiefen immer mehr. Nach mehreren Millionen Jahren erreichte ihre Temperatur 10 Millionen Grad Celsius und dort begannen sich selbsttragende thermonukleare Fusionsreaktionen. Der junge Protostern verwandelte sich in einen normalen Hauptreihenstern. Die Materie der nahen und fernen Peripherie der Scheibe verdichtete sich zu kalten Körpern – Planeten und Planetoiden.

Derzeit verfügen Solarforscher über eine äußerst leistungsstarke Technik zur Untersuchung der Konvektionszone – die Helioseismologie. „Dies ist eine Methode zur Untersuchung der Sonne durch Analyse ihrer Schwingungen, vertikaler Schwingungen der Sonnenoberfläche, deren typische Perioden mehrere Minuten betragen“, erklärt Alexander Kosovichev, leitender Forscher an der Stanford University. — Sie wurden Anfang der 1960er Jahre eröffnet. Insbesondere die Mitarbeiter des Krim-Astrophysikalischen Observatoriums unter der Leitung von Akademiker Severny haben in diesem Bereich viel getan. Schwingungen werden durch turbulente Konvektion in den oberflächennahen Schichten der Sonne angeregt. Bei diesen Prozessen entstehen Schallwellen, die sich im Inneren der Sonne ausbreiten. Durch die Bestimmung der Eigenschaften dieser Wellen erhalten wir Informationen, die Rückschlüsse auf den inneren Aufbau der Sonne und die Mechanismen der Entstehung von Magnetfeldern ermöglichen. Die Helioseismologie hat es bereits ermöglicht, die Tiefe der Konvektionszone zu bestimmen, die Art der Rotation der Sonnenschichten zu klären und unsere Vorstellungen über das Auftreten von Sonnenflecken zu klären, die eigentlich Klumpen eines Magnetfelds sind. Wir wissen jetzt, dass sich ein Solardynamo stark von einem Planetendynamo unterscheidet, da er in einer äußerst turbulenten Umgebung betrieben wird. Es erzeugt sowohl ein globales Dipolfeld als auch viele lokale Felder. Die Mechanismen der Interaktion zwischen Feldern unterschiedlicher Größenordnung sind noch nicht bekannt; sie müssen noch geklärt werden. Generell hat diese Wissenschaft eine große Zukunft.“

Hier sind einige Passdaten der Sun. Alter - 4,59 Milliarden Jahre; Gewicht - 1,989 x 1030 kg; durchschnittlicher Radius - 696.000 km; durchschnittliche Dichte - 1,409 g/cm 3 (die Dichte der Erdmaterie ist viermal höher); effektive Oberflächentemperatur (berechnet unter der Annahme, dass die Sonne als absolut schwarzer Körper strahlt) – 5503˚С (bezogen auf die absolute Temperatur – 5778 Kelvin); Gesamtstrahlungsleistung - 3,83 x 1023 kW.

Die Oberfläche der Sonne (Photosphäre) sieht selbst in einem ruhigen Zustand bei Betrachtung durch ein Teleskop (natürlich geschützt durch einen speziellen Filter) wie eine Ansammlung von Körnern oder einer Bienenwabe aus. Diese Struktur wird Solargranulation genannt. Es entsteht durch Konvektion, also die thermische Zirkulation von Gasströmen – heißes Gas „schwebt“ und kaltes Gas sinkt an den Granulatgrenzen ab, die als dunkle Bereiche sichtbar sind. Die typische Granulatgröße beträgt etwa 1000 km. In der Abbildung – einem invertierten Computerbild, berechnet mit dem Doppler-Effekt – ist die Bewegung der Gasströme vom Beobachter in hellen Tönen zum Beobachter hin dargestellt – in dunklen Tönen. Links ist ein zusammengesetztes Bild (von oben und gegen den Uhrzeigersinn): die innere Struktur der Sonne mit Kern und Konvektionszone; Photosphäre mit dunklem Fleck; Chromosphäre; Sonneneruption; Oben rechts ist eine Hervorhebung.

Da sich die Sonne als Ganzes nicht um die eigene Achse dreht, hat sie keine streng definierten Tage. Die Oberfläche der Äquatorzone vollzieht in 27 Erdentagen eine vollständige Umdrehung, die der Polarzonen in 35 Tagen. Die axiale Rotation des Sonneninneren ist noch komplexer und in allen Einzelheiten noch unbekannt.

Die chemische Zusammensetzung der Sonnenmaterie wird von Natur aus von Wasserstoff (ungefähr 72 % der Masse) und Helium (26 %) dominiert. Etwas weniger als ein Prozent besteht aus Sauerstoff, 0,4 % aus Kohlenstoff und etwa 0,1 % aus Neon. Wenn wir diese Verhältnisse in der Anzahl der Atome ausdrücken, ergibt sich, dass auf eine Million Wasserstoffatome 98.000 Heliumatome, 850 Sauerstoffatome, 360 Kohlenstoffatome, 120 Neonatome, 110 Stickstoffatome und jeweils 40 Eisen- und Siliziumatome kommen.

Solarmechanik

Die geschichtete Struktur der Sonne wird oft mit einer Zwiebel verglichen. Diese Analogie ist nicht sehr erfolgreich, da die Schichten selbst von starken vertikalen Materie- und Energieflüssen durchdrungen werden. Aber in erster Näherung ist es akzeptabel. Die Sonne scheint aufgrund der thermonuklearen Energie, die in ihrem Kern erzeugt wird. Die Temperatur dort erreicht 15 Millionen Grad Celsius, die Dichte beträgt 160 g/cm 3 und der Druck beträgt 3,4 x 1011 atm. Unter diesen höllischen Bedingungen finden mehrere Ketten thermonuklearer Reaktionen statt, die den Proton-Proton-Zyklus (p-p-Zyklus) bilden. Es verdankt seinen Namen der ersten Reaktion, bei der zwei Protonen kollidieren und einen Deuteriumkern, ein Positron und ein Elektronneutrino erzeugen.

Bei diesen Umwandlungen (und davon gibt es ziemlich viele) wird Wasserstoff verbrannt und es entstehen verschiedene Isotope von Elementen des Periodensystems wie Helium, Beryllium, Lithium und Bor. Die letzten drei Elemente gehen Kernreaktionen ein oder zerfallen, aber Helium bleibt – oder besser gesagt, sein Hauptisotop, Helium-4, bleibt. Als Ergebnis stellt sich heraus, dass aus vier Protonen ein Heliumkern, zwei Positronen und zwei Neutrinos entstehen. Positronen vernichten sich sofort mit Elektronen und Neutrinos verlassen die Sonne praktisch ohne mit ihrer Materie zu reagieren. Bei jeder p-p-Zyklusreaktion werden 26,73 Megaelektronenvolt in Form von kinetischer Energie erzeugter Teilchen und Gammastrahlung freigesetzt.

Wenn die protosolare Wolke ausschließlich aus Elementen bestünde, die während des Urknalls entstanden sind (Wasserstoff und Helium-4 mit einer sehr geringen Beimischung von Deuterium, Helium-3 und Lithium-7), dann hätten diese Reaktionen alles beendet. Allerdings war die Zusammensetzung der protosolaren Materie viel reichhaltiger, wofür zumindest das Vorhandensein von Eisen in der Sonnenatmosphäre ein unbestreitbarer Beweis ist. Dieses Element entsteht wie seine nächsten Nachbarn im Periodensystem nur in den Tiefen viel massereicherer Sterne, wo die Temperaturen Milliarden von Grad erreichen. Die Sonne gehört nicht dazu. Wenn dort noch Eisen vorhanden ist, liegt das nur daran, dass die Primärwolke bereits mit diesem Metall und vielen anderen Elementen verunreinigt war. Sie alle entstanden in den Kernöfen von Riesensternen früherer Generationen, die als Supernovae explodierten und die Produkte ihrer kreativen Tätigkeit im gesamten Weltraum verstreuten.

Dieser Umstand ändert das obige Schema der intrasolaren thermonuklearen Fusion nicht wesentlich, bringt aber dennoch einige Änderungen mit sich. Tatsache ist, dass Wasserstoff bei 15 Millionen Grad im Kohlenstoff-Stickstoff-Sauerstoff-Kreislauf (CNO-Zyklus) in Helium umgewandelt werden kann. Zu Beginn kollidiert ein Proton mit einem Kohlenstoff-12-Kern und erzeugt einen Stickstoff-13-Kern und ein Gammastrahlenquant. Stickstoff zerfällt in einen Kohlenstoff-13-Kern, ein Positron und ein Neutrino. Der schwere Kohlenstoffkern kollidiert erneut mit einem Proton, wodurch Stickstoff-14 und eine Gammastrahlung entstehen. Stickstoff verschluckt das dritte Proton und setzt dabei ein Gammaquant und Sauerstoff-15 frei, der in Stickstoff-15, Positron und Neutrino umgewandelt wird. Der Stickstoffkern fängt das letzte, vierte Proton ein und spaltet sich in Kohlenstoff-12- und Helium-4-Kerne auf. Die Gesamtbilanz ist die gleiche wie im ersten Zyklus: vier Protonen am Anfang, ein Alphateilchen (auch bekannt als Helium-4-Kern), ein Paar Positronen und ein Paar Neutrinos am Ende. Dazu natürlich die gleiche Energieausbeute, fast 27 MeV. Kohlenstoff-12 wird in diesem Zyklus überhaupt nicht verbraucht; es verschwindet in der ersten Reaktion und erscheint in der letzten wieder. Dabei handelt es sich nicht um einen Treibstoff, sondern um einen Katalysator.

Die Sonne dreht sich um ihre Achse, aber nicht als Ganzes. Die Abbildung zeigt ein Computermodell, das auf Doppler-Messungen der Rotationsgeschwindigkeit einzelner Teile der Sonne basiert, die vom Weltraumobservatorium SOHO (Solar Heliospheric Observatory) gesammelt wurden. Die Farbe gibt die Rotationsgeschwindigkeit an (in absteigender Reihenfolge: Rot, Gelb, Grün, Blau). Bereiche aus heißem Plasma, die sich mit unterschiedlichen Geschwindigkeiten bewegen, bilden „Bänder“, an deren Grenzen es zu Störungen lokaler Magnetfelder kommt, wodurch hier am häufigsten Sonnenflecken entstehen.

Die Reaktionen des CNO-Zyklus im Inneren der Sonne verlaufen eher träge und liefern nur eineinhalb Prozent der gesamten Energieproduktion. Sie sollten jedoch nicht vergessen werden, schon allein deshalb, weil sonst die berechnete Leistung des solaren Neutrinoflusses unterschätzt wird. Die Geheimnisse der Neutrinostrahlung der Sonne sind sehr interessant, aber das ist ein völlig eigenständiges Thema, das nicht in den Rahmen dieses Artikels passt.

Der Kern der sehr jungen Sonne bestand zu 72 % aus Wasserstoff. Modellrechnungen haben gezeigt, dass es nur noch 35 % der Masse der Zentralzone des Kerns und 65 % der Randzone ausmacht. Nichts kann getan werden, selbst der Kernbrennstoff brennt aus. Allerdings wird es noch weitere fünf Jahre milliardenschwer reichen. Die Prozesse im thermonuklearen Ofen der Sonne werden manchmal mit der Explosion einer Wasserstoffbombe verglichen, aber die Ähnlichkeit ist hier sehr bedingt. Dutzende Kilogramm mächtiger Atombomben haben eine Sprengkraft von Megatonnen und Dutzende Megatonnen TNT-Äquivalent. Doch der Sonnenkern produziert mit seiner gigantischen Masse nur etwa hundert Milliarden Megatonnen pro Sekunde. Es lässt sich leicht berechnen, dass die durchschnittliche Energieabgabe bei sechs Mikrowatt pro Kilogramm liegt – der menschliche Körper produziert Wärme 200.000-mal aktiver. Die solare Kernfusion „explodiert“ nicht, sondern „schwelt“ langsam, langsam – zu unserem großen Glück.

Strahlende Übertragung

Die äußere Grenze des Kerns liegt etwa 150.000 km vom Zentrum der Sonne entfernt (0,2 Radius). In dieser Zone sinkt die Temperatur auf 9 Millionen Grad. Bei der anschließenden Abkühlung stoppen die Reaktionen des Proton-Proton-Zyklus – die Protonen verfügen nicht über genügend kinetische Energie, um die elektrostatische Abstoßung zu überwinden und zu einem Deuteriumkern zu verschmelzen. Auch die Reaktionen des CNO-Zyklus finden dort nicht statt, da ihre Temperaturschwelle noch höher liegt. Daher verschwindet die solare Kernfusion an der Kerngrenze.

Ein dreidimensionales Modell eines Sonnenflecks, erstellt auf der Grundlage von Daten, die mit einem der Instrumente (Michelson Doppler Imager) des Weltraumobservatoriums SOHO (Solar and Heliospheric Observatory) gewonnen wurden. Die obere Ebene ist die Oberfläche der Sonne, die untere Ebene verläuft in einer Tiefe von 22.000 Kilometern. Die vertikale Schnittebene wird auf 24.000 Kilometer erweitert. Die Farben kennzeichnen Bereiche mit unterschiedlichen Schallgeschwindigkeiten (in absteigender Reihenfolge – von Rot über Blau bis Schwarz). Die Flecken selbst sind Orte, an denen starke Magnetfelder in die Sonnenatmosphäre eindringen. Sie sind als Bereiche mit kühleren Temperaturen auf der Sonnenoberfläche sichtbar, die normalerweise von heißeren aktiven Regionen, sogenannten Faculae, umgeben sind. Die Anzahl der Flecken auf der Sonne ändert sich im Laufe von 11 Jahren (je mehr es gibt, desto größer ist die Aktivität der Sonne).

Der Kern ist von einer dicken kugelförmigen Schicht umgeben, die an einer vertikalen Markierung von 0,7 Sonnenradien endet. Dies ist die Strahlungszone. Es ist mit Wasserstoff-Helium-Plasma gefüllt, dessen Dichte auf dem Weg von der inneren zur äußeren Grenze der Zone um das Hundertfache abnimmt, von 20 auf 0,2 g/cm 3 . Obwohl die äußeren Plasmaschichten kühler sind als die inneren, ist der Temperaturgradient dort nicht so groß, dass vertikale Materieströme entstehen, die Wärme von den unteren zu den oberen Schichten transportieren (dieser Wärmeübertragungsmechanismus wird Konvektion genannt). In der supranuklearen Schicht gibt es keine Konvektion und kann es auch nicht geben. Die im Kern freigesetzte Energie durchdringt ihn in Form von Quanten elektromagnetischer Strahlung.

Wie kommt es dazu? Im Zentrum des Kerns erzeugte Gammaquanten werden in seiner Substanz gestreut und verlieren dabei allmählich Energie. Sie erreichen die Kerngrenze in Form weicher Röntgenstrahlung (Wellenlänge in der Größenordnung von einem Nanometer und Energie 400–1300 eV). Das dortige Plasma ist für sie nahezu undurchsichtig, Photonen können darin nur Bruchteile eines Zentimeters wandern. Bei der Kollision mit Wasserstoff- und Heliumionen geben Quanten ihnen ihre Energie ab, die teilweise dazu aufgewendet wird, die kinetische Energie der Teilchen auf dem gleichen Niveau zu halten, und teilweise in Form neuer Quanten größerer Länge wieder emittiert wird. So diffundieren Photonen nach und nach durch das Plasma, sterben ab und werden wiedergeboren. Wanderquanten wandern leichter nach oben (wo die Materie weniger dicht ist) als nach unten, und daher fließt Strahlungsenergie aus den Tiefen der Zone zu ihrer äußeren Grenze.

Da die Materie in der Strahlungsübertragungszone bewegungslos ist, dreht sie sich als Ganzes um die Sonnenachse. Aber nur vorerst. Während sich Photonen der Sonnenoberfläche nähern, legen sie zwischen Kollisionen mit Ionen immer längere Distanzen zurück. Das bedeutet, dass der Unterschied in der kinetischen Energie emittierender und absorbierender Teilchen immer größer wird, da Sonnenmaterie in größeren Tiefen heißer ist als in flacheren. Dadurch wird das Plasma destabilisiert und es entstehen Bedingungen für die physikalische Bewegung der Materie. Die Strahlungsübertragungszone geht in die Konvektionszone über.

Foto der Sonnenkorona, aufgenommen während der totalen Sonnenfinsternis vom 26. Februar 1998. Die Korona ist der äußere Teil der Sonnenatmosphäre und besteht aus verdünntem Wasserstoff, der auf eine Temperatur von etwa einer Million Grad Celsius erhitzt wird. Die Farben im Bild sind synthetisch und zeigen die abnehmende Helligkeit der Korona an, wenn sie sich von der Sonne entfernt (der blaue und rosa Fleck in der Mitte ist der Mond).

Konvektionszone

Es beginnt in einer Tiefe von 0,3 Radien und erstreckt sich bis zur Oberfläche der Sonne (oder besser gesagt ihrer Atmosphäre). Seine Basis ist auf 2 Millionen Grad erhitzt, während die Temperatur an der Außengrenze nicht einmal 6000 °C erreicht. Von der Radialzone ist sie durch eine dünne Zwischenschicht – die Tachocline – getrennt. Darin passieren die interessantesten, aber noch nicht gut erforschten Dinge. In jedem Fall gibt es Grund zu der Annahme, dass Plasmaströme, die sich in der Tachocline bewegen, den Hauptbeitrag zur Bildung des solaren Magnetfelds leisten. Es lässt sich leicht berechnen, dass die Konvektionszone etwa zwei Drittel des Sonnenvolumens einnimmt. Allerdings ist seine Masse sehr gering – nur zwei Prozent der Sonne. Das ist natürlich, denn Sonnenmaterie wird unweigerlich dünner, wenn sie sich vom Zentrum entfernt. An der unteren Grenze der Zone beträgt die Plasmadichte das 0,2-fache der Dichte von Wasser und sinkt beim Eintritt in die Atmosphäre auf das 0,0001-fache der Dichte der Erdluft über dem Meeresspiegel.

Materie in der Konvektionszone bewegt sich auf sehr verwirrende Weise. Von seiner Basis steigen mächtige, aber langsame Ströme heißen Plasmas (mit einem Durchmesser von hunderttausend Kilometern) auf, deren Geschwindigkeit einige Zentimeter pro Sekunde nicht überschreitet. Auf sie strömen nicht so starke Strahlen aus weniger erhitztem Plasma herab, deren Geschwindigkeit bereits in Metern pro Sekunde gemessen wird. In mehreren tausend Kilometern Tiefe zerfällt das aufsteigende Hochtemperaturplasma in Riesenzellen. Die größten von ihnen haben lineare Abmessungen von etwa 30 bis 35.000 Kilometern – sie werden Supergranulate genannt. Näher an der Oberfläche bilden sich Mesokörnchen mit einer charakteristischen Größe von 5000 km und noch näher - drei- bis viermal kleinere Körnchen. Supergranulate leben etwa einen Tag, Granulat normalerweise nicht länger als eine Viertelstunde. Wenn diese Produkte der kollektiven Plasmabewegung die Sonnenoberfläche erreichen, sind sie durch ein Teleskop mit einem speziellen Filter gut sichtbar.

Atmosphäre

Es ist ziemlich kompliziert. Das gesamte Sonnenlicht gelangt von seiner unteren Ebene, der Photosphäre, in den Weltraum. Die Hauptlichtquelle ist die untere Schicht der Photosphäre mit einer Dicke von 150 km. Die Dicke der gesamten Photosphäre beträgt etwa 500 km. Entlang dieser Vertikalen sinkt die Plasmatemperatur von 6400 auf 4400 K.

In der Photosphäre treten ständig Bereiche niedriger Temperatur (bis zu 3700 K) auf, die schwächer leuchten und in Form dunkler Flecken erkannt werden. Die Anzahl der Sonnenflecken schwankt über einen Zeitraum von 11 Jahren, sie bedecken jedoch nie mehr als 0,5 % der Sonnenscheibe.

Oberhalb der Photosphäre befindet sich die chromosphärische Schicht und noch höher liegt die Sonnenkorona. Die Existenz der Korona ist seit jeher bekannt, da sie bei totalen Sonnenfinsternissen deutlich sichtbar ist. Die Chromosphäre wurde erst vor relativ kurzer Zeit, erst Mitte des 19. Jahrhunderts, entdeckt. Am 18. Juli 1851 versammelten sich Hunderte von Astronomen in Skandinavien und den umliegenden Ländern und beobachteten, wie der Mond die Sonnenscheibe bedeckte. Wenige Sekunden vor dem Erscheinen der Korona und kurz vor dem Ende der totalen Phase der Sonnenfinsternis bemerkten Wissenschaftler einen leuchtend roten Halbmond am Rand der Scheibe. Während der Sonnenfinsternis von 1860 war es möglich, solche Flares nicht nur besser zu untersuchen, sondern auch deren Spektrogramme zu erhalten. Neun Jahre später nannte der englische Astronom Norman Lockyer diese Zone Chromosphäre.

Die Dichte der Chromosphäre ist selbst im Vergleich zur Photosphäre extrem gering, nur 10–100 Milliarden Teilchen pro 1 cm³. Allerdings wird es stärker erhitzt – bis zu 20.000˚C. In der Chromosphäre sind ständig dunkle längliche Strukturen zu beobachten – Chromosphärenfilamente (eine Art davon sind die bekannten Protuberanzen). Es handelt sich um Klumpen dichteren und kälteren Plasmas, die durch Magnetfeldschleifen aus der Photosphäre gehoben werden. Es sind auch Bereiche erhöhter Helligkeit – Flokkuli – sichtbar. Und schließlich erscheinen ständig längliche Plasmastrukturen – Spicules – in der Chromosphäre und verschwinden nach einigen Minuten. Dabei handelt es sich um eine Art Überführung, über die Materie von der Photosphäre zur Korona fließt.

Das zukünftige Schicksal unseres Sterns hängt direkt von den Prozessen im Sonneninneren ab. Wenn die Wasserstoffreserven abnehmen, zieht sich der Kern allmählich zusammen und erwärmt sich, was die Leuchtkraft der Sonne erhöht. Seitdem er ein Hauptreihenstern geworden ist, ist er bereits um 25–30 % gewachsen – und dieser Prozess wird weitergehen. In etwa 5 Milliarden Jahren wird die Temperatur des Kerns Hunderte Millionen Grad erreichen, und dann wird sich Helium in seinem Zentrum entzünden (unter Bildung von Kohlenstoff und Sauerstoff). Zu diesem Zeitpunkt wird Wasserstoff an der Peripherie verbrannt und seine Verbrennungszone bewegt sich leicht zur Oberfläche. Die Sonne verliert ihre hydrostatische Stabilität, ihre äußeren Schichten werden sich stark aufblähen und sie wird sich in einen gigantischen, aber nicht besonders hellen Stern verwandeln – einen Roten Riesen. Die Leuchtkraft dieses Riesen wird zwei Größenordnungen höher sein als die derzeitige Leuchtkraft der Sonne, aber seine Lebensdauer wird viel kürzer sein. In der Mitte seines Kerns sammelt sich schnell eine große Menge Kohlenstoff und Sauerstoff an, die nicht mehr aufflammen kann – die Temperatur reicht nicht aus. Die äußere Heliumschicht brennt weiter, dehnt sich allmählich aus und kühlt dadurch ab. Die Geschwindigkeit der thermonuklearen Verbrennung von Helium steigt mit steigender Temperatur extrem schnell an und sinkt mit sinkender Temperatur. Daher beginnt das Innere des Roten Riesen stark zu pulsieren, und am Ende könnte es soweit kommen, dass seine Atmosphäre mit einer Geschwindigkeit von mehreren zehn Kilometern pro Sekunde in den umgebenden Raum geschleudert wird. Zunächst wird die sich ausdehnende Sternhülle unter dem Einfluss ionisierender ultravioletter Strahlung aus den darunter liegenden Sternschichten hell mit blauem und grünem Licht leuchten – in diesem Stadium wird sie als planetarischer Nebel bezeichnet. Aber nach Tausenden oder höchstens Zehntausenden von Jahren wird der Nebel abkühlen, dunkler werden und sich im Weltraum auflösen. Was den Kern betrifft, so wird die Umwandlung der Elemente vollständig aufhören und er wird nur aufgrund der angesammelten Wärmeenergie, der Abkühlung und des Verblassens immer mehr leuchten. Es wird nicht in der Lage sein, in einen Neutronenstern oder ein Schwarzes Loch zu kollabieren; es wird nicht genug Masse geben. Solche abkühlenden Überreste sonnenähnlicher Sterne, die in Bose starben, werden Weiße Zwerge genannt.

Die Korona ist der heißeste Teil der Atmosphäre, ihre Temperatur erreicht mehrere Millionen Grad. Diese Erwärmung kann mit mehreren Modellen erklärt werden, die auf den Prinzipien der Magnetohydrodynamik basieren. Leider sind alle diese Prozesse sehr komplex und nur sehr wenig untersucht. Auch die Krone ist voller verschiedener Strukturen – Löcher, Schleifen, Luftschlangen.

Solarprobleme

Obwohl die Sonne das größte und sichtbarste Objekt am Himmel der Erde ist, gibt es in der Physik unseres Sterns viele ungelöste Probleme. „Wir wissen, dass der Magnetismus der Sonne einen extrem starken Einfluss auf die Dynamik ihrer Atmosphäre hat – er sorgt beispielsweise für die Entstehung von Sonnenflecken.“ Aber wie es entsteht und wie es sich im Plasma ausbreitet, ist noch nicht geklärt“, beantwortet Steven Keil, Direktor des American National Solar Observatory, die Frage des Premierministers. — An zweiter Stelle würde ich die Entschlüsselung des Mechanismus von Sonneneruptionen nennen. Hierbei handelt es sich um kurzfristige, aber äußerst starke Emissionen schneller Elektronen und Protonen, verbunden mit der Erzeugung ebenso starker Ströme elektromagnetischer Strahlung unterschiedlichster Wellenlängen. Über Ausbrüche wurden umfangreiche Informationen gesammelt, es gibt jedoch noch keine vernünftigen Modelle für deren Auftreten. Schließlich wäre es notwendig zu verstehen, auf welche Weise die Photosphäre die Korona mit Energie versorgt und sie auf Temperaturen erhitzt, die drei Größenordnungen höher sind als ihre eigene Temperatur. Und dazu ist es zunächst notwendig, die Parameter der Magnetfelder im Inneren der Korona richtig zu bestimmen, da diese Größen noch lange nicht vollständig bekannt sind.“