Lernziele
Am Ende dieses Abschnitts können Sie:
- Erklären, wie sich die Zusammensetzung der Sonne von der der der Erde unterscheidet
- Beschreiben Sie die verschiedenen Schichten der Sonne und ihre Funktionen
- Erklären Sie, was in den verschiedenen Teilen der Sonnenatmosphäre passiert
Die Sonne, wie alle Sterne ist eine riesige Kugel aus extrem heißem, weitgehend ionisiertem Gas, die aus eigener Kraft scheint. Und wir meinen enorm., Die Sonne könnte 109 Erden nebeneinander über ihren Durchmesser passen, und sie hat genug Volumen (nimmt genug Platz ein), um etwa 1,3 Millionen Erden aufzunehmen.
Die Sonne hat keine feste Oberfläche oder Kontinente wie die Erde, noch hat sie einen festen Kern (Abbildung 1). Es hat jedoch viel Struktur und kann als eine Reihe von Schichten diskutiert werden, nicht anders als eine Zwiebel. In diesem Abschnitt beschreiben wir die großen Veränderungen im ausgedehnten Inneren und in der Atmosphäre der Sonne sowie die dynamischen und heftigen Eruptionen, die täglich in ihren äußeren Schichten auftreten.,
Abbildung 1. Erde und Sonne: Hier wird gezeigt, dass die Erde skaliert, wobei ein Teil der Sonne und eine riesige Schleife heißen Gases von ihrer Oberfläche ausbricht. Der Einsatz zeigt die gesamte Sonne, kleiner. (credit: Änderung der Arbeit von SOHO/EIT/ESA)
Einige der grundlegenden Eigenschaften der Sonne sind in Tabelle 1 aufgeführt. Obwohl einige der Begriffe in dieser Tabelle Ihnen derzeit möglicherweise nicht vertraut sind, werden Sie sie beim weiteren Lesen kennenlernen.
| Tabelle 1., Eigenschaften der Sonne | ||||
|---|---|---|---|---|
| Charakteristik | Wie gefunden | Wert | ||
| Mittlere Entfernung | Radarreflexion von Planeten | 1 AU (149,597,892 km) | ||
| Maximale Entfernung von der Erde | 1.521 × 108 km | |||
| Minimale Entfernung von der Erde | 1.471 × 108 km | |||
| Masse | Umlaufbahn der Erde | 333.400 Erdmassen (1.99 × 1030 kg) | ||
| Mittlerer Winkeldurchmesser | Direkte Messung | 3159.,3 | ||
| Diameter of photosphere | Angular size and distance | 109.3 × Earth diameter (1.39 × 106 km) | ||
| Mean density | Mass/volume | 1.41 g/cm3
(1400 kg/m3) |
||
| Gravitational acceleration at photosphere (surface gravity) | GM/R2 | 27.9 × Earth surface gravity = 273 m/s2 | ||
| Solar constant | Instrument sensitive to radiation at all wavelengths | 1370 W/m2 | ||
| Luminosity | Solar constant × area of spherical surface 1 AU in radius | 3.,8 × 1026 W | ||
| Spektralklasse | Spektrum | G2V | ||
| Effektive Temperatur | Abgeleitet von Leuchtkraft und Radius der Sonne | 5800 K | ||
| Rotationsperiode am Äquator | Sonnenflecken und Dopplerverschiebung in Spektren am Rand der Sonne | /td> | 24 Tage 16 Stunden | |
| Neigung des Äquators zur Ekliptik | Bewegungen von Sonnenflecken | 7°10.,5 | ||
Zusammensetzung der Sonnenatmosphäre
Beginnen wir mit der Frage, woraus die Sonnenatmosphäre besteht. Wie in Strahlung und Spektren erläutert, können wir das Absorptionslinienspektrum eines Sterns verwenden, um zu bestimmen, welche Elemente vorhanden sind. Es stellt sich heraus, dass die Sonne die gleichen Elemente wie die Erde enthält, aber nicht in den gleichen Proportionen. Etwa 73% der Sonnenmasse sind Wasserstoff und weitere 25% Helium., Alle anderen chemischen Elemente (einschließlich derer, die wir in unserem eigenen Körper kennen und lieben, wie Kohlenstoff, Sauerstoff und Stickstoff) machen nur 2% unseres Sterns aus. Die 10 am häufigsten vorkommenden Gase in der sichtbaren Oberflächenschicht der Sonne sind in Tabelle 1 aufgeführt. Untersuchen Sie diesen Tisch und stellen Sie fest, dass sich die Zusammensetzung der äußeren Schicht der Sonne stark von der Erdkruste unterscheidet, in der wir leben. (In der Kruste unseres Planeten sind die drei am häufigsten vorkommenden Elemente Sauerstoff, Silizium und Aluminium.) Obwohl nicht wie unser Planet, ist das Make-up der Sonne ganz typisch für Sterne im Allgemeinen.,
| Table 1. The Abundance of Elements in the Sun | ||
|---|---|---|
| Element | Percentage by Number of Atoms | Percentage By Mass |
| Hydrogen | 92.0 | 73.4 |
| Helium | 7.8 | 25.0 |
| Carbon | 0.02 | 0.20 |
| Nitrogen | 0.008 | 0.09 |
| Oxygen | 0.06 | 0.80 |
| Neon | 0.,01 | 0.16 |
| Magnesium | 0.003 | 0.06 |
| Silicon | 0.004 | 0.09 |
| Sulfur | 0.002 | 0.05 |
| Iron | 0.003 | 0.14 |
Figure 2. Cecilia Payne-Gaposchkin (1900–1979): Her 1925 doctoral thesis laid the foundations for understanding the composition of the Sun and the stars., Als Frau erhielt sie jedoch erst 1938 eine offizielle Ernennung in Harvard, wo sie arbeitete, und wurde erst 1956 zur Professorin ernannt. (credit: Smithsonian Institution)
Die Tatsache, dass unsere Sonne und die Sterne alle ähnliche Zusammensetzungen haben und hauptsächlich aus Wasserstoff und Helium bestehen, wurde erstmals 1925 in einer brillanten Arbeit von Cecilia Payne-Gaposchkin gezeigt, der ersten Frau, die in den USA in Astronomie promovierte (Abbildung 2)., Die Idee, dass die einfachsten Lichtgase—Wasserstoff und Helium—die am häufigsten vorkommenden Elemente in Sternen waren, war jedoch so unerwartet und schockierend, dass sie davon ausging, dass ihre Analyse der Daten falsch sein muss. Zu der Zeit schrieb sie: „Die enorme Fülle, die für diese Elemente in der Sternatmosphäre abgeleitet wurde, ist mit ziemlicher Sicherheit nicht real.“Selbst Wissenschaftler fällt es manchmal schwer, neue Ideen zu akzeptieren, die nicht mit dem übereinstimmen, was jeder „weiß“, um Recht zu haben.
Vor Payne-Gaposchkins Arbeit gingen alle davon aus, dass die Zusammensetzung von Sonne und Sternen der der Erde ähnlich sein würde., Es war 3 Jahre nach ihrer These, dass andere Studien zweifelsfrei bewiesen, dass die enorme Fülle von Wasserstoff und Helium in der Sonne tatsächlich real ist. (Und wie wir sehen werden, ist die Zusammensetzung der Sonne und der Sterne viel typischer für die Zusammensetzung des Universums als die merkwürdige Konzentration schwerer Elemente, die unseren Planeten charakterisieren.)
Die meisten Elemente in der Sonne sind in Form von Atomen, mit einer kleinen Anzahl von Molekülen, alle in Form von Gasen: Die Sonne ist so heiß, dass keine Materie als Flüssigkeit oder Feststoff überleben kann., Tatsächlich ist die Sonne so heiß, dass viele der darin enthaltenen Atome ionisiert sind, dh von einem oder mehreren ihrer Elektronen befreit sind. Diese Entfernung von Elektronen aus ihren Atomen bedeutet, dass die Sonne eine große Menge freier Elektronen und positiv geladener Ionen enthält, was sie zu einer elektrisch geladenen Umgebung macht—ganz anders als die neutrale, in der Sie diesen Text lesen. (Wissenschaftler nennen ein solches heißes ionisiertes gas-ein plasma.)
Im neunzehnten Jahrhundert beobachteten Wissenschaftler eine Spektrallinie bei 530.,3 nanometer in der äußeren Atmosphäre der Sonne, genannt Korona (eine Schicht, die wir in einer Minute besprechen werden.) Diese Linie war noch nie zuvor gesehen worden, und so wurde angenommen, dass diese Linie das Ergebnis eines neuen Elements in der Corona war, das schnell Coronium genannt wurde. Erst 60 Jahre später entdeckten Astronomen, dass diese Emission tatsächlich auf stark ionisiertes Eisen zurückzuführen war—Eisen mit 13 seiner Elektronen abgestreift. So entdeckten wir zum ersten Mal, dass die Atmosphäre der Sonne eine Temperatur von mehr als einer Million Grad hatte.,
Die Schichten der Sonne unter der sichtbaren Oberfläche
Abbildung 3. Teile der Sonne: Diese Abbildung zeigt die verschiedenen Teile der Sonne, vom heißen Kern, in dem die Energie durch Regionen erzeugt wird, in denen Energie nach außen transportiert wird, zuerst durch Strahlung, dann durch Konvektion und dann durch die Sonnenatmosphäre. Die Teile der Atmosphäre werden auch als Photosphäre, Chromosphäre und Korona bezeichnet. Einige typische Merkmale in der Atmosphäre werden gezeigt, wie koronale Löcher und Vorsprünge., (credit: Änderung der Arbeit von NASA / Goddard)
Abbildung 3 zeigt, wie die Sonne aussehen würde, wenn wir alle Teile davon vom Zentrum bis zur äußeren Atmosphäre sehen könnten; Die Begriffe in der Abbildung werden Ihnen beim Weiterlesen vertraut.
Die Schichten der Sonne unterscheiden sich voneinander und jeder spielt eine Rolle bei der Erzeugung der Energie, die die Sonne letztendlich abgibt. Wir beginnen mit dem Kern und arbeiten uns durch die Schichten. Der Kern der Sonne ist extrem dicht und ist die Quelle all ihrer Energie., Im Inneren des Kerns wird Kernenergie freigesetzt (auf eine Weise, die wir in der Sonne diskutieren werden: Ein Kernkraftwerk). Der Kern ist ungefähr 20% der Größe des Sonneninnenraums und hat vermutlich eine Temperatur von ungefähr 15 Millionen K, was ihn zum heißesten Teil der Sonne macht.
Über dem Kern befindet sich eine Region, die als Strahlungszone bekannt ist—benannt nach der primären Art des Energietransports. Dieser Bereich beginnt bei etwa 25% der Entfernung zur Sonnenoberfläche und erstreckt sich bis zu etwa 70% des Weges zur Oberfläche., Das im Kern erzeugte Licht wird sehr langsam durch die Strahlungszone transportiert, da die hohe Dichte der Materie in diesem Bereich bedeutet, dass ein Photon nicht zu weit reisen kann, ohne auf ein Teilchen zu stoßen, wodurch es die Richtung ändert und etwas Energie verliert.
Die konvektive Zone ist die äußerste Schicht des solaren Innenraums. Es ist eine dicke Schicht von etwa 200.000 Kilometern Tiefe, die Energie vom Rand der Strahlungszone durch riesige Konvektionszellen, ähnlich einem Topf mit kochendem Haferflocken, an die Oberfläche transportiert., Das Plasma am Boden der Konvektionszone ist extrem heiß und sprudelt an die Oberfläche, wo es seine Wärme an den Raum verliert. Sobald das Plasma abgekühlt ist, sinkt es auf den Boden der Konvektionszone zurück.
Nachdem wir nun einen schnellen Überblick über die Struktur der gesamten Sonne gegeben haben, begeben wir uns in diesem Abschnitt auf eine Reise durch die sichtbaren Schichten der Sonne, beginnend mit der Photosphäre—der sichtbaren Oberfläche.
Die Solare Photosphäre
Abbildung 4., Solare Photosphäre plus Sonnenflecken: Dieses Foto zeigt die Photosphäre—die sichtbare Oberfläche der Sonne. Ebenfalls gezeigt ist ein vergrößertes Bild einer Gruppe von Sonnenflecken; Die Größe der Erde wird zum Vergleich gezeigt. Sonnenflecken erscheinen dunkler, weil sie kühler sind als ihre Umgebung. Die typische Temperatur in der Mitte eines großen Sonnenflecks beträgt etwa 3800 K, während die Photosphäre eine Temperatur von etwa 5800 K hat (credit: Modifikation der Arbeit von NASA/SDO)
Die Luft der Erde ist im Allgemeinen transparent., Aber an einem smogigen Tag in vielen Städten kann es undurchsichtig werden, was uns daran hindert, es an einem bestimmten Punkt vorbei zu sehen. Ähnliches passiert in der Sonne. Seine äußere Atmosphäre ist transparent, so dass wir eine kurze Strecke durch sie hindurchschauen können. Aber wenn wir versuchen, durch die Atmosphäre tiefer in die Sonne zu schauen, ist unser Blick blockiert. Die Photosphäre ist die Schicht, in der die Sonne undurchsichtig wird und die Grenze markiert, an der wir nicht sehen können (Abbildung 4).,
Wie wir gesehen haben, wurde die Energie, die aus der Photosphäre austritt, ursprünglich tief in der Sonne erzeugt (mehr dazu in der Sonne: Ein Kernkraftwerk). Diese Energie liegt in Form von Photonen vor, die sich langsam in Richtung der Sonnenoberfläche bewegen. Außerhalb der Sonne können wir nur die Photonen beobachten, die in die Sonnenphotosphäre emittiert werden, wo die Dichte der Atome ausreichend niedrig ist und die Photonen schließlich der Sonne entweichen können, ohne mit einem anderen Atom oder Ion zu kollidieren.,
Stellen Sie sich als Analogie vor, dass Sie an einer großen Campus-Rallye teilnehmen und einen erstklassigen Platz in der Nähe des Zentrums der Aktion gefunden haben. Ihr Freund kommt spät an und ruft Sie auf Ihrem Handy an, um Sie zu bitten, sich ihr am Rande der Menge anzuschließen. Du entscheidest, dass Freundschaft mehr wert ist als ein erstklassiger Ort, und so arbeitest du dich durch die dichte Menge, um sie zu treffen. Sie können sich nur eine kurze Strecke bewegen, bevor Sie auf jemanden stoßen, die Richtung ändern und es erneut versuchen, um langsam zum äußeren Rand der Menge zu gelangen., Während dieser ganzen Zeit sind Ihre Bemühungen für Ihren wartenden Freund am Rand nicht sichtbar. Dein Freund kann dich nicht sehen, bis du wegen all der Leichen im Weg sehr nahe an den Rand kommst. Auch Photonen, die sich durch die Sonne bewegen, stoßen ständig auf Atome, ändern ihre Richtung, arbeiten sich langsam nach außen und werden nur sichtbar, wenn sie die Atmosphäre der Sonne erreichen, in der die Dichte der Atome zu niedrig ist, um ihren äußeren Fortschritt zu blockieren.,
Astronomen haben herausgefunden, dass sich die Sonnenatmosphäre in einer Entfernung von etwas mehr als 400 Kilometern von fast vollkommen transparent zu fast vollständig undurchsichtig ändert; Es ist diese dünne Region, die wir die Photosphäre nennen, ein Wort, das aus dem Griechischen für „Lichtkugel“ kommt.“Wenn Astronomen vom „Durchmesser“ der Sonne sprechen, meinen sie die Größe der von der Photosphäre umgebenen Region.
Die Photosphäre sieht nur aus der Ferne scharf aus. Wenn Sie in die Sonne fallen würden, würden Sie keine Oberfläche spüren, sondern nur eine allmähliche Zunahme der Dichte des Sie umgebenden Gases spüren., Es ist ähnlich wie beim Fallschirmspringen durch eine Wolke zu fallen. Von weitem sieht die Wolke aus, als hätte sie eine scharfe Oberfläche, aber Sie spüren keine Oberfläche, wenn Sie hineinfallen. (Ein großer Unterschied zwischen diesen beiden Szenarien ist jedoch die Temperatur. Die Sonne ist so heiß, dass Sie lange vor dem Erreichen der Photosphäre verdampft wären. Fallschirmspringen in der Erdatmosphäre ist viel sicherer.)
Abbildung 5., Granulationsmuster: Die Oberflächenmarkierungen der Konvektionszellen erzeugen ein Granulationsmuster auf diesem dramatischen Bild (links) des japanischen Hinode-Raumfahrzeugs. Sie können das gleiche Muster sehen, wenn Sie Miso-Suppe aufheizen. Das rechte Bild zeigt einen unregelmäßig geformten Sonnenfleck und Granulat auf der Sonnenoberfläche, gesehen mit dem schwedischen Sonnenteleskop am 22., (Kredit links: Änderung der Arbeit von Hinode JAXA / NASA/PPARC; Kredit rechts: ISP/SST/Oddbjorn Engvold, Jun Elin Wiik, Luc Rouppe van der Voort)
Wir könnten feststellen, dass die Atmosphäre der Sonne im Vergleich zu der Luft in dem Raum, in dem Sie diesen Text lesen, keine sehr dichte Schicht ist. An einem typischen Punkt in der Photosphäre beträgt der Druck weniger als 10% des Erddrucks auf Meereshöhe und die Dichte beträgt etwa ein Zehntausendstel der atmosphärischen Dichte der Erde auf Meereshöhe.,
Beobachtungen mit Teleskopen zeigen, dass die Photosphäre ein fleckiges Aussehen hat, das Reiskörnern ähnelt, die auf eine dunkle Tischdecke oder einen Topf mit kochendem Haferflocken verschüttet wurden. Diese Struktur der Photosphäre wird als Granulation bezeichnet (siehe Abbildung 5) Granulate, die typischerweise einen Durchmesser von 700 bis 1000 Kilometern (etwa die Breite von Texas) haben, erscheinen als helle Bereiche, die von engen, dunkleren (kühleren) Regionen umgeben sind. Die Lebensdauer eines einzelnen Granulats beträgt nur 5 bis 10 Minuten., Noch größer sind Supergranulaten, die etwa 35.000 Kilometer lang sind (etwa so groß wie zwei Erden) und etwa 24 Stunden dauern.
Die Bewegungen des Granulats können untersucht werden, indem die Dopplerverschiebungen in den Spektren von Gasen direkt darüber untersucht werden (siehe Dopplereffekt). Das helle Granulat sind Säulen aus heißeren Gasen, die mit Geschwindigkeiten von 2 bis 3 Kilometern pro Sekunde von unterhalb der Photosphäre aufsteigen. Wenn dieses aufsteigende Gas die Photosphäre erreicht, breitet es sich aus, kühlt ab und sinkt wieder in die dunkleren Bereiche zwischen den Granulaten ab., Messungen zeigen, dass die Zentren des Granulats um 50 bis 100 K heißer sind als die intergranulären Regionen.
Die Chromosphäre
Abbildung 6., Die Atmosphäre der Sonne: Zusammengesetztes Bild, das die drei Komponenten der Sonnenatmosphäre zeigt: die Photosphäre oder Oberfläche der Sonne, die im gewöhnlichen Licht aufgenommen wurde; die Chromosphäre, die im Licht der starken roten Spektrallinie von Wasserstoff (H-alpha) abgebildet ist; und die Korona wie mit Röntgenstrahlen gesehen. (credit: Änderung der Arbeit von der NASA)
Die äußeren Gase der Sonne erstrecken sich weit über die Photosphäre (Abbildung 6). Da sie für die meisten sichtbaren Strahlen transparent sind und nur wenig Licht emittieren, sind diese äußeren Schichten schwer zu beobachten., Die Region der Sonnenatmosphäre, die unmittelbar über der Photosphäre liegt, wird Chromosphäre genannt. Bis zu diesem Jahrhundert war die Chromosphäre nur sichtbar, wenn die Photosphäre während einer totalen Sonnenfinsternis vom Mond verborgen wurde (siehe Kapitel über Erde, Mond und Himmel). Jahrhundert beschrieben mehrere Beobachter, was ihnen in einem kurzen Moment, nachdem die Photosphäre der Sonne bedeckt war, als schmalen roten „Streifen“ oder „Rand“ um den Rand des Mondes erschien. Der Name Chromosphäre, aus dem Griechischen für „farbige Kugel“, wurde diesem roten Streifen gegeben.,
Beobachtungen bei Finsternissen zeigen, dass die Chromosphäre etwa 2000 bis 3000 Kilometer dick ist und ihr Spektrum aus hellen Emissionslinien besteht, was darauf hinweist, dass diese Schicht aus heißen Gasen besteht, die Licht bei diskreten Wellenlängen emittieren. Die rötliche Farbe der Chromosphäre entsteht durch eine der stärksten Emissionslinien im sichtbaren Teil ihres Spektrums—die leuchtend rote Linie, die durch Wasserstoff verursacht wird, das Element, das, wie wir bereits gesehen haben, die Zusammensetzung der Sonne dominiert.,
1868 zeigten Beobachtungen des chromosphärischen Spektrums eine gelbe Emissionslinie, die keinem zuvor bekannten Element auf der Erde entsprach. Die Wissenschaftler erkannten schnell, dass sie ein neues Element gefunden hatten und nannten es Helium (nach Helios, dem griechischen Wort für „Sonne“). Es dauerte bis 1895, bis Helium auf unserem Planeten entdeckt wurde. Heute sind die Schüler wahrscheinlich am meisten damit vertraut, da das leichte Gas zum Aufblasen von Ballons verwendet wird, obwohl es sich als das zweithäufigste Element im Universum herausstellt.
Die Temperatur der Chromosphäre beträgt etwa 10.000 K., Dies bedeutet, dass die Chromosphäre heißer ist als die Photosphäre, was überraschend erscheinen sollte. In allen Situationen, mit denen wir vertraut sind, fallen die Temperaturen, wenn man sich von der Wärmequelle entfernt, und die Chromosphäre ist weiter vom Zentrum der Sonne entfernt als die Photosphäre.
Der Übergangsbereich
Abbildung 7. Temperaturen in der Sonnenatmosphäre: In diesem Diagramm wird gezeigt, dass die Temperatur nach oben steigt und die Höhe über der Photosphäre nach rechts zunimmt., Beachten Sie den sehr schnellen Temperaturanstieg über eine sehr kurze Distanz im Übergangsbereich zwischen Chromosphäre und Korona.
Der Temperaturanstieg hört bei der Chromosphäre nicht auf. Darüber befindet sich eine Region in der Sonnenatmosphäre, in der sich die Temperatur von 10.000 K (typisch für die Chromosphäre) auf fast eine Million Grad ändert. Der heißeste Teil der Sonnenatmosphäre, der eine Temperatur von einer Million Grad oder mehr hat, wird Korona genannt. Entsprechend wird der Teil der Sonne, in dem der schnelle Temperaturanstieg auftritt, als Übergangsbereich bezeichnet., Es ist wahrscheinlich nur ein paar Dutzend Kilometer dick. Abbildung 7 fasst zusammen, wie sich die Temperatur der Sonnenatmosphäre von der Photosphäre nach außen ändert.
Im Jahr 2013 startete die NASA den Interface Region Imaging Spectrograph (IRIS), um die Übergangsregion zu untersuchen, um besser zu verstehen, wie und warum dieser starke Temperaturanstieg auftritt. IRIS ist die erste Weltraummission, die in der Lage ist, hochauflösende Bilder der verschiedenen Merkmale zu erhalten, die über diesen weiten Temperaturbereich erzeugt werden, und zu sehen, wie sie sich mit Zeit und Ort ändern (Abbildung 8).,
Abbildung 3 und die rote Grafik in Abbildung 7 lassen die Sonne eher wie eine Zwiebel erscheinen, mit glatten kugelförmigen Schalen, die jeweils eine andere Temperatur haben. Astronomen dachten lange Zeit tatsächlich an die Sonne. Wir wissen jedoch jetzt, dass, während diese Idee von Schichten—Photosphäre, Chromosphäre, Übergangsregion, Korona—das Gesamtbild ziemlich gut beschreibt, die Atmosphäre der Sonne wirklich komplizierter ist, mit heißen und kühlen Regionen vermischt., Zum Beispiel wurden Wolken aus Kohlenmonoxidgas mit Temperaturen, die kälter als 4000 K sind, jetzt auf der gleichen Höhe über der Photosphäre gefunden wie das viel heißere Gas der Chromosphäre.
Abbildung 8. Ein Bild eines Teils des Übergangsbereichs der Korona, das ein Filament oder eine bandartige Struktur zeigt, die aus vielen einzelnen Fäden besteht
Die Korona
Der äußerste Teil der Sonnenatmosphäre wird als Corona bezeichnet. Wie die Chromosphäre wurde die Korona zuerst bei totalen Finsternissen beobachtet (Abbildung 9)., Im Gegensatz zur Chromosphäre ist die Korona seit vielen Jahrhunderten bekannt: Sie wurde vom römischen Historiker Plutarch erwähnt und von Kepler ausführlich diskutiert.
Abbildung 9. Coronagraph: Dieses Bild der Sonne wurde am 2. März 2016 aufgenommen. Der größere dunkle Kreis in der Mitte ist die Scheibe, die die Blendung der Sonne blockiert, so dass wir die Korona sehen können. Der kleinere innere Kreis ist, wo die Sonne wäre, wenn sie in diesem Bild sichtbar wäre., (credit: Änderung der Arbeit von NASA / SOHO)
Die Korona erstreckt sich Millionen von Kilometern über der Photosphäre und emittiert etwa halb so viel Licht wie der Vollmond. Der Grund, warum wir dieses Licht nicht sehen, bis eine Sonnenfinsternis auftritt, ist die überwältigende Brillanz der Photosphäre. So wie helles Stadtlicht es schwierig macht, schwaches Sternenlicht zu sehen, so verbirgt auch das intensive Licht der Photosphäre das schwache Licht vor der Korona. Während die beste Zeit, um die Korona von der Erde aus zu sehen, während einer totalen Sonnenfinsternis ist, kann sie leicht von umlaufenden Raumfahrzeugen aus beobachtet werden., Seine helleren Teile können jetzt mit einem speziellen Instrument—einem Coronagraph-fotografiert werden, das die Blendung der Sonne mit einer okkulten Scheibe aus dem Bild entfernt (ein kreisförmiges Stück Material, das so gehalten wird, dass es sich direkt vor der Sonne befindet).
Untersuchungen seines Spektrums zeigen, dass die Korona sehr dicht ist. Am Boden der Korona gibt es nur etwa 109 Atome pro Kubikzentimeter, verglichen mit etwa 1016 Atomen pro Kubikzentimeter in der oberen Photosphäre und 1019 Molekülen pro Kubikzentimeter auf Meereshöhe in der Erdatmosphäre., Die Korona verdünnt sich sehr schnell in größeren Höhen, wo sie nach Erdlaborstandards einem Hochvakuum entspricht. Die Korona erstreckt sich so weit in den Weltraum—weit hinter der Erde—, dass wir hier auf unserem Planeten technisch in der Sonnenatmosphäre leben.
Der Sonnenwind
Eine der bemerkenswertesten Entdeckungen über die Atmosphäre der Sonne ist, dass sie einen Strom geladener Teilchen (hauptsächlich Protonen und Elektronen) erzeugt, die wir Solarwind nennen., Diese Partikel fließen mit einer Geschwindigkeit von etwa 400 Kilometern pro Sekunde (fast 1 Million Meilen pro Stunde) von der Sonne in das Sonnensystem! Der Sonnenwind existiert, weil die Gase in der Korona so heiß sind und sich so schnell bewegen, dass sie durch die Sonnengravitation nicht zurückgehalten werden können. (Dieser Wind wurde tatsächlich durch seine Auswirkungen auf die geladenen Schwänze von Kometen entdeckt; In gewissem Sinne können wir sehen, wie die Kometenschwänze in der Sonnenbrise wehen, wie der Wind auf einem Flughafen weht oder Vorhänge in einem offenen Fenster auf der Erde flattern.)
Obwohl das Solarwindmaterial sehr, sehr selten ist (d.h.,, extrem niedrige Dichte), hat die Sonne eine enorme Oberfläche. Astronomen schätzen, dass die Sonne durch diesen Wind jedes Jahr etwa 10 Millionen Tonnen Material verliert. Während diese Menge an verlorener Masse nach Erdmaßstäben groß erscheint, ist sie für die Sonne völlig unbedeutend.
Abbildung 10. Koronales Loch: Der dunkle Bereich, der in der Nähe des Südpols der Sonne auf diesem Bild des Solar Dynamics Observer-Raumfahrzeugs sichtbar ist, ist ein koronales Loch. (credit: Änderung der Arbeit von der NASA / SDO)
Von wo in der Sonne entsteht der Sonnenwind?, Auf sichtbaren Fotos erscheint die Sonnenkorona ziemlich gleichmäßig und glatt. Röntgen-und extreme Ultraviolettbilder zeigen jedoch, dass die Korona Schleifen, Federn und sowohl helle als auch dunkle Regionen aufweist. Große dunkle Regionen der Korona, die relativ kühl und leise sind, werden als koronale Löcher bezeichnet (Abbildung 10). In diesen Regionen erstrecken sich Magnetfeldlinien weit weg von der Sonne in den Weltraum, anstatt an die Oberfläche zurückzukehren. Der Sonnenwind kommt überwiegend aus koronalen Löchern, wo Gas ungehindert von der Sonne in den Weltraum strömen kann., Heißes koronales Gas hingegen ist hauptsächlich dort vorhanden, wo Magnetfelder es eingeschlossen und konzentriert haben.
An der Erdoberfläche sind wir durch unsere Atmosphäre und das Erdmagnetfeld bis zu einem gewissen Grad vor dem Sonnenwind geschützt (siehe Erde als Planet). Die Magnetfeldlinien kommen jedoch am Nord-und Südmagnetpol in die Erde. Hier können geladene Teilchen, die durch den Sonnenwind beschleunigt werden, dem Feld in unsere Atmosphäre folgen., Wenn die Partikel auf Luftmoleküle treffen, lassen sie sie leuchten und erzeugen schöne Lichtvorhänge, die Auroren oder das Nord-und Südlicht genannt werden (Abbildung 11)
Abbildung 11. Aurora: Das bunte Leuchten am Himmel resultiert aus geladenen Teilchen in einem Sonnenwind, die mit den Magnetfeldern der Erde interagieren. Die atemberaubende Darstellung, die hier aufgenommen wurde, ereignete sich 2013 über dem Jokulsarlon-See in Island., (credit: Moyan Brenn)
Schlüsselkonzepte und Zusammenfassung
Die Sonne, unser Stern, hat mehrere Schichten unter der sichtbaren Oberfläche: Kern, Strahlungszone und konvektive Zone. Diese wiederum sind von einer Reihe von Schichten umgeben, aus denen die Sonnenatmosphäre besteht., In der Reihenfolge der zunehmenden Entfernung vom Zentrum der Sonne sind sie die Photosphäre mit einer Temperatur, die von 4500 K bis etwa 6800 K reicht; die Chromosphäre mit einer typischen Temperatur von 104 K; der Übergangsbereich, eine Zone, die nur wenige Kilometer dick sein kann, wo die Temperatur schnell von 104 K auf 106 K ansteigt; und die Korona mit Temperaturen von einigen Millionen K. Die Sonnenoberfläche ist mit aufgewellten Konvektionsströmen gesprenkelt, die als heiße, helle Körnchen angesehen werden. Solarwindpartikel strömen durch koronale Löcher in das Sonnensystem., Wenn solche Teilchen die Nähe der Erde erreichen, produzieren sie Auroren, die in der Nähe der Erdmagnetpole am stärksten sind. Wasserstoff und Helium zusammen machen 98% der Masse der Sonne aus, deren Zusammensetzung für das Universum insgesamt viel charakteristischer ist als die Zusammensetzung der Erde.,on wird durch Aufwärtsströmungen von Gas erzeugt, die etwas heißer und daher heller sind als die umgebenden Regionen, die nach unten in die Sonne fließen
Photosphäre: der Bereich der solaren (oder stellaren) Atmosphäre, aus dem kontinuierliche Strahlung in den Weltraum entweicht
Plasma: ein heißes ionisiertes Gas
Solarwind: ein Fluss heißer geladener Partikel, die die Sonne verlassen
Übergangsbereich: der Bereich in der Sonnenatmosphäre, in dem die Temperatur sehr schnell von den relativ niedrigen Temperaturen ansteigt, die die die Chromosphäre zu den hohen Temperaturen der Korona
