Die Atmosphäre der Sonne wird von einem wunderbaren Rhythmus von Ebbe und Flut dominiert. Sonnenflecken, von denen die größten sogar ohne Teleskop sichtbar sind, sind Bereiche extrem starker Magnetfelder auf der Oberfläche eines Sterns. Ein typischer reifer Fleck ist weiß und gänseblümchenförmig. Es besteht aus einem dunklen zentralen Kern namens Kernschatten, der eine Schleife aus magnetischem Fluss ist, die sich vertikal von unten erstreckt, und einem helleren Faserring um ihn herum, der als Halbschatten bezeichnet wird und in dem sich das Magnetfeld horizontal nach außen ausdehnt.
Sonnenflecken
Anfang des zwanzigsten Jahrhunderts. George Ellery Hale, der mit seinem neuen Teleskop die Sonnenaktivität in Echtzeit beobachtete, fand heraus, dass das Spektrum von Sonnenflecken dem von kühlen roten Sternen vom Typ M ähnelt. So zeigte er, dass der Schatten dunkel erscheint, weil seine Temperatur nur etwa 3000 K beträgt, viel weniger als die Umgebungstemperatur von 5800 K. Photosphäre. Der Magnet- und Gasdruck im Fleck muss den Umgebungsdruck ausgleichen. Es muss gekühlt werden, damit der Innendruck des Gases deutlich niedriger wird als der Außendruck. In den „coolen“Bereichen finden intensive Prozesse statt. Sonnenflecken werden durch die Unterdrückung der Konvektion, die Wärme von unten überträgt, durch ein starkes Feld gekühlt. Aus diesem Grund liegt die untere Grenze ihrer Größe bei 500 km. Kleinere Punkte werden durch Umgebungsstrahlung schnell erhitzt und zerstört.
Trotz der fehlenden Konvektion gibt es viel organisierte Bewegung in den Flecken, meistens im Halbschatten, wo die horizontalen Linien des Feldes es zulassen. Ein Beispiel für eine solche Bewegung ist der Evershed-Effekt. Dies ist eine Strömung mit einer Geschwindigkeit von 1 km/s in der äußeren Hälfte des Halbschattens, die sich in Form von bewegten Objekten über seine Grenzen hinaus ausdehnt. Letztere sind Elemente des Magnetfelds, die über die Umgebung des Flecks nach außen fließen. In der darüber liegenden Chromosphäre erscheint der umgekehrte Evershed-Fluss als Spiralen. Die innere Hälfte des Halbschattens bewegt sich in Richtung Schatten.
Sonnenflecken schwanken auch. Wenn ein Bereich der Photosphäre, der als „Lichtbrücke“bekannt ist, den Schatten überquert, gibt es einen schnellen horizontalen Fluss. Obwohl das Schattenfeld zu stark ist, um Bewegung zuzulassen, gibt es in der Chromosphäre knapp darüber schnelle Oszillationen mit einer Periode von 150 s. Oberhalb des Halbschattens befinden sich sogenannte. Wanderwellen, die sich mit einer Periode von 300 s radial nach außen ausbreiten.
Anzahl Sonnenflecken
Die Sonnenaktivität zieht zwischen 40° systematisch über die gesamte Oberfläche des SternsBreitengrad, was auf die globale Natur dieses Phänomens hinweist. Trotz der erheblichen Schwankungen im Zyklus ist er insgesamt beeindruckend regelmäßig, wie die gut etablierte Reihenfolge der numerischen und Breitengradpositionen der Sonnenflecken belegt.
Zu Beginn des Zeitraums nehmen die Anzahl der Gruppen und ihre Größe schnell zu, bis nach 2–3 Jahren die maximale Anzahl und nach einem weiteren Jahr die maximale Fläche erreicht ist. Die durchschnittliche Lebensdauer einer Gruppe beträgt etwa eine Umdrehung der Sonne, aber eine kleine Gruppe kann nur 1 Tag bestehen. Die größten Sonnenfleckengruppen und größten Eruptionen treten normalerweise 2 oder 3 Jahre nach Erreichen der Sonnenfleckengrenze auf.
Kann bis zu 10 Gruppen und 300 Punkte haben, und eine Gruppe kann bis zu 200 haben. Der Verlauf des Zyklus kann unregelmäßig sein. Selbst in der Nähe des Maximums kann die Anzahl der Sonnenflecken vorübergehend erheblich abnehmen.
11-Jahres-Zyklus
Die Zahl der Sonnenflecken geht etwa alle 11 Jahre auf ein Minimum zurück. Zu dieser Zeit gibt es mehrere kleine ähnliche Formationen auf der Sonne, normalerweise in niedrigen Breiten, und sie können monatelang ganz fehlen. Neue Sonnenflecken beginnen in höheren Breiten zwischen 25° und 40° zu erscheinen, mit entgegengesetzter Polarität zum vorherigen Zyklus.
Gleichzeitig können neue Spots in hohen Breiten und alte Spots in niedrigen Breiten existieren. Die ersten Flecken des neuen Zyklus sind klein und leben nur wenige Tage. Da die Rotationsperiode 27 Tage beträgt (in höheren Breiten länger), kehren sie normalerweise nicht zurück, und neuere sind näher am Äquator.
Für einen 11-Jahres-ZyklusDie Konfiguration der magnetischen Polarität von Sonnenfleckengruppen ist in einer bestimmten Hemisphäre gleich und in der anderen Hemisphäre in entgegengesetzter Richtung. Es ändert sich in der nächsten Periode. Daher können neue Sonnenflecken in hohen Breiten auf der Nordhalbkugel eine positive Polarität und dann eine negative Polarität haben, und die Gruppen aus dem vorherigen Zyklus in niedrigen Breiten haben die entgegengesetzte Ausrichtung.
Allmählich verschwinden alte Flecken und neue erscheinen in großer Zahl und Größe in niedrigeren Breitengraden. Ihre Verteilung ist wie ein Schmetterling geformt.
Voller Zyklus
Da sich die Konfiguration der magnetischen Polarität von Sonnenfleckengruppen alle 11 Jahre ändert, kehrt sie alle 22 Jahre auf den gleichen Wert zurück, und dieser Zeitraum wird als Zeitraum eines vollständigen magnetischen Zyklus betrachtet. Zu Beginn jeder Periode hat das Gesamtfeld der Sonne, bestimmt durch das dominante Feld am Pol, die gleiche Polarität wie die Flecken der vorangegangenen. Beim Bruch der aktiven Bereiche wird der magnetische Fluss in Abschnitte mit positivem und negativem Vorzeichen aufgeteilt. Nachdem viele Flecken in derselben Zone erscheinen und verschwinden, bilden sich große unipolare Regionen mit dem einen oder anderen Vorzeichen, die sich auf den entsprechenden Sonnenpol zubewegen. Während jedes Minimums an den Polen dominiert der Fluss der nächsten Polarität in dieser Hemisphäre, und dies ist das Feld, wie es von der Erde aus gesehen wird.
Aber wenn alle Magnetfelder ausgeglichen sind, wie teilen sie sich dann in große unipolare Regionen auf, die das Polarfeld bestimmen? Diese Frage wurde nicht beantwortet. Felder, die sich den Polen nähern, rotieren langsamer als Sonnenflecken in der Äquatorregion. Schließlich erreichen die schwachen Felder den Pol und kehren das dominante Feld um. Damit kehrt sich die Polarität um, die die Spitzenplätze der neuen Gruppen einnehmen sollen, und setzt damit den 22-Jahres-Zyklus fort.
Historische Beweise
Obwohl der Zyklus der Sonnenaktivität über mehrere Jahrhunderte ziemlich regelmäßig war, gab es erhebliche Schwankungen darin. In den Jahren 1955-1970 gab es viel mehr Sonnenflecken auf der Nordhalbkugel, und 1990 dominierten sie auf der Südhalbkugel. Die beiden Zyklen, die 1946 und 1957 ihren Höhepunkt erreichten, waren die größten in der Geschichte.
Der englische Astronom W alter Maunder fand Beweise für eine Zeit geringer magnetischer Sonnenaktivität, was darauf hinweist, dass zwischen 1645 und 1715 nur sehr wenige Sonnenflecken beobachtet wurden. Obwohl dieses Phänomen erstmals um 1600 entdeckt wurde, wurden in dieser Zeit nur wenige Sichtungen verzeichnet. Dieser Zeitraum wird als Mound-Minimum bezeichnet.
Erfahrene Beobachter berichteten über das Erscheinen einer neuen Gruppe von Spots als ein großartiges Ereignis und stellten fest, dass sie sie seit vielen Jahren nicht mehr gesehen hatten. Nach 1715 kehrte dieses Phänomen zurück. Es fiel mit der kältesten Periode in Europa von 1500 bis 1850 zusammen. Der Zusammenhang zwischen diesen Phänomenen ist jedoch nicht bewiesen.
Es gibt Hinweise auf andere ähnliche Perioden in Intervallen von etwa 500 Jahren. Wenn die Sonnenaktivität hoch ist, blockieren starke Magnetfelder, die vom Sonnenwind erzeugt werden, hochenergetische galaktische kosmische Strahlung, die sich der Erde nähert, was zu weniger führtdie Bildung von Kohlenstoff-14. Die Messung von 14С in Baumringen bestätigt die geringe Aktivität der Sonne. Der 11-Jahres-Zyklus wurde erst in den 1840er Jahren entdeckt, daher waren die Beobachtungen vor dieser Zeit unregelmäßig.
Ephemere Bereiche
Zusätzlich zu Sonnenflecken gibt es viele winzige Dipole, die kurzlebigen aktiven Regionen genannt werden, die im Durchschnitt weniger als einen Tag lang existieren und überall auf der Sonne zu finden sind. Ihre Zahl erreicht 600 pro Tag. Obwohl die ephemeren Regionen klein sind, können sie einen erheblichen Teil des magnetischen Flusses der Sonne ausmachen. Da sie aber neutral und eher klein sind, spielen sie wahrscheinlich keine Rolle in der Evolution des Zyklus und des globalen Feldmodells.
Protuberanzen
Dies ist eines der schönsten Phänomene, die man während der Sonnenaktivität beobachten kann. Sie ähneln Wolken in der Erdatmosphäre, werden aber eher von Magnetfeldern als von Wärmeströmen unterstützt.
Das Plasma aus Ionen und Elektronen, aus denen die Sonnenatmosphäre besteht, kann trotz der Schwerkraft horizontale Feldlinien nicht überqueren. Protuberanzen treten an den Grenzen zwischen entgegengesetzten Polaritäten auf, wo die Feldlinien ihre Richtung ändern. Damit sind sie zuverlässige Indikatoren für abrupte Feldübergänge.
Wie in der Chromosphäre sind Protuberanzen im weißen Licht transparent und sollten, mit Ausnahme totaler Sonnenfinsternisse, in Hα (656, 28 nm) beobachtet werden. Während einer Sonnenfinsternis verleiht die rote Hα-Linie den Protuberanzen einen schönen rosa Farbton. Ihre Dichte ist viel geringer als die der Photosphäre, da sie es auch istwenige Kollisionen. Sie absorbieren Strahlung von unten und geben sie in alle Richtungen ab.
Das Licht, das während einer Sonnenfinsternis von der Erde aus gesehen wird, enthält keine aufsteigenden Strahlen, sodass die Vorsprünge dunkler erscheinen. Da der Himmel aber noch dunkler ist, erscheinen sie hell vor seinem Hintergrund. Ihre Temperatur beträgt 5000-50000 K.
Protuberanzen
Es gibt zwei Haupttypen von Protuberanzen: ruhig und vorübergehend. Erstere sind mit großräumigen Magnetfeldern verbunden, die die Grenzen unipolarer magnetischer Regionen oder Sonnenfleckengruppen markieren. Da solche Gebiete lange leben, gilt dies auch für ruhige Erhebungen. Sie können verschiedene Formen haben - Hecken, hängende Wolken oder Trichter, aber sie sind immer zweidimensional. Stabile Filamente werden oft instabil und brechen aus, können aber auch einfach verschwinden. Ruhige Protuberanzen leben mehrere Tage, aber an der magnetischen Grenze können sich neue bilden.
Vorübergehende Protuberanzen sind ein integraler Bestandteil der Sonnenaktivität. Dazu gehören Jets, bei denen es sich um eine ungeordnete Materialmasse handelt, die von einer Fackel ausgestoßen wird, und Klumpen, bei denen es sich um kollimierte Ströme kleiner Emissionen handelt. In beiden Fällen kehrt ein Teil der Materie an die Oberfläche zurück.
Schlaufenförmige Erhebungen sind die Folgen dieser Phänomene. Während des Flares erhitzt der Elektronenfluss die Oberfläche auf Millionen Grad und bildet heiße (mehr als 10 Millionen K) koronale Protuberanzen. Sie strahlen stark, werden gekühlt und der Unterstützung beraubt, steigen in der Form an die Oberflächeelegante Schleifen, die den magnetischen Kraftlinien folgen.
Blinkt
Das spektakulärste Phänomen im Zusammenhang mit der Sonnenaktivität sind Eruptionen, bei denen es sich um eine scharfe Freisetzung magnetischer Energie aus der Region der Sonnenflecken handelt. Trotz der hohen Energie sind die meisten von ihnen im sichtbaren Frequenzbereich fast unsichtbar, da die Energieemission in einer transparenten Atmosphäre stattfindet und nur die Photosphäre, die relativ niedrige Energieniveaus erreicht, im sichtbaren Licht beobachtet werden kann.
Flares sind am besten in der Hα-Linie zu sehen, wo die Helligkeit 10-mal größer sein kann als in der benachbarten Chromosphäre und 3-mal höher als im umgebenden Kontinuum. In Hα wird eine große Flare mehrere tausend Sonnenscheiben bedecken, aber im sichtbaren Licht erscheinen nur wenige kleine helle Punkte. Die dabei freigesetzte Energie kann 1033 erg erreichen, was der Leistung des gesamten Sterns in 0,25 s entspricht. Der größte Teil dieser Energie wird zunächst in Form von hochenergetischen Elektronen und Protonen freigesetzt, und sichtbare Strahlung ist ein Sekundäreffekt, der durch den Aufprall von Partikeln auf die Chromosphäre verursacht wird.
Arten von Ausbrüchen
Der Größenbereich von Fackeln ist breit - von gigantisch, die Erde mit Partikeln bombardierend, bis kaum wahrnehmbar. Sie werden normalerweise nach ihren zugehörigen Röntgenflüssen mit Wellenlängen von 1 bis 8 Angström klassifiziert: Cn, Mn oder Xn für mehr als 10-6, 10-5 bzw. 10-4 W/m2. M3 auf der Erde entspricht also einem 3× Fluss10-5 W/m2. Dieser Indikator ist nicht linear, da er nur die Spitze und nicht die Gesamtstrahlung misst. Die Energie, die jedes Jahr in den 3-4 größten Fackeln freigesetzt wird, entspricht der Summe der Energien aller anderen.
Arten von Partikeln, die durch Blitze erzeugt werden, ändern sich je nach Ort der Beschleunigung. Für ionisierende Kollisionen ist zwischen Sonne und Erde nicht genügend Material vorhanden, daher beh alten sie ihren ursprünglichen Ionisationszustand bei. In der Korona durch Schockwellen beschleunigte Partikel zeigen eine typische koronale Ionisation von 2 Millionen K. Im Flare Body beschleunigte Partikel haben eine deutlich höhere Ionisation und extrem hohe Konzentrationen von He3, einem seltenen Isotop von Helium nur mit einem Neutron.
Die meisten großen Eruptionen treten in einer kleinen Anzahl hyperaktiver großer Sonnenfleckengruppen auf. Gruppen sind große Ansammlungen einer magnetischen Polarität, umgeben von der entgegengesetzten. Obwohl die Vorhersage der Sonneneruptionsaktivität aufgrund des Vorhandenseins solcher Formationen möglich ist, können die Forscher nicht vorhersagen, wann sie erscheinen werden, und wissen nicht, was sie hervorruft.
Erdeinschlag
Zusätzlich zur Bereitstellung von Licht und Wärme beeinflusst die Sonne die Erde durch ultraviolette Strahlung, einen konstanten Strom von Sonnenwind und Partikeln von großen Fackeln. Ultraviolette Strahlung erzeugt die Ozonschicht, die wiederum den Planeten schützt.
Weiche (langwellige) Röntgenstrahlen aus der Sonnenkorona erzeugen Schichten der Ionosphäre, die entstehenmöglicher Kurzwellenfunkverkehr. An Tagen mit Sonnenaktivität nimmt die Strahlung der Korona (langsam variierend) und der Eruptionen (impulsiv) zu, um eine besser reflektierende Schicht zu schaffen, aber die Dichte der Ionosphäre nimmt zu, bis Radiowellen absorbiert werden und die Kurzwellenkommunikation behindert wird.
Härtere (kurzerwellige) Röntgenpulse von Fackeln ionisieren die unterste Schicht der Ionosphäre (D-Schicht) und erzeugen Radiostrahlung.
Das rotierende Magnetfeld der Erde ist stark genug, um den Sonnenwind zu blockieren und eine Magnetosphäre zu bilden, um die Partikel und Felder herumfließen. Auf der dem Koryphäe gegenüberliegenden Seite bilden die Feldlinien eine Struktur, die geomagnetische Wolke oder Schweif genannt wird. Wenn der Sonnenwind zunimmt, nimmt das Feld der Erde stark zu. Wenn das interplanetare Feld in die entgegengesetzte Richtung zum Erdfeld wechselt oder wenn große Partikelwolken darauf treffen, rekombinieren die Magnetfelder in der Wolke und Energie wird freigesetzt, um die Polarlichter zu erzeugen.
Magnetische Stürme und Sonnenaktivität
Jedes Mal, wenn ein großes Koronalloch die Erde umkreist, beschleunigt sich der Sonnenwind und es entsteht ein geomagnetischer Sturm. Dadurch entsteht ein 27-Tage-Zyklus, der sich besonders am Sonnenfleckenminimum bemerkbar macht und eine Vorhersage der Sonnenaktivität ermöglicht. Große Flares und andere Phänomene verursachen koronale Massenauswürfe, Wolken energiereicher Teilchen, die einen Ringstrom um die Magnetosphäre bilden und starke Schwankungen im Erdfeld verursachen, die als geomagnetische Stürme bezeichnet werden. Diese Phänomene stören die Funkkommunikation und erzeugen Überspannungen auf Fernleitungen und anderen langen Leitern.
Das vielleicht faszinierendste aller irdischen Phänomene ist der mögliche Einfluss der Sonnenaktivität auf das Klima unseres Planeten. Das Mound-Minimum erscheint vernünftig, aber es gibt andere deutliche Effekte. Die meisten Wissenschaftler glauben, dass es einen wichtigen Zusammenhang gibt, der von einer Reihe anderer Phänomene verdeckt wird.
Da geladene Teilchen Magnetfeldern folgen, wird Korpuskularstrahlung nicht in allen großen Flares beobachtet, sondern nur in solchen, die sich auf der westlichen Hemisphäre der Sonne befinden. Kraftlinien von seiner Westseite erreichen die Erde und lenken Partikel dorthin. Letztere sind meist Protonen, denn Wasserstoff ist der dominierende Bestandteil der Sonne. Viele Teilchen, die sich mit einer Geschwindigkeit von 1000 km/s Sekunde bewegen, erzeugen eine Stoßwellenfront. Der Fluss energiearmer Teilchen in großen Fackeln ist so intensiv, dass er das Leben von Astronauten außerhalb des Erdmagnetfelds bedroht.
