Wer hat als Erster Sonnenflecken entdeckt? Echtzeit-Sonnenflecken vom SDO-Satelliten

In regelmäßigen Abständen wird die Sonne entlang ihres gesamten Umfangs mit dunklen Flecken bedeckt. Sie wurden erstmals von alten chinesischen Astronomen mit bloßem Auge entdeckt, während die offizielle Entdeckung der Flecken zu Beginn des 17. Jahrhunderts erfolgte, als die ersten Teleskope auf den Markt kamen. Sie wurden von Christoph Scheiner und Galileo Galilei entdeckt.

Galilei war der Erste, der Daten über seine Entdeckung veröffentlichte, obwohl Scheiner die Flecken früher entdeckte. Anhand dieser Flecken konnte er die Rotationsperiode des Sterns berechnen. Er entdeckte, dass sich die Sonne wie ein fester Körper dreht und dass die Rotationsgeschwindigkeit ihrer Materie je nach Breitengrad variiert.

Heute konnte festgestellt werden, dass es sich bei den Flecken um Bereiche kälterer Materie handelt, die durch die Einwirkung hoher magnetischer Aktivität entstehen, die den gleichmäßigen Fluss des heißen Plasmas stört. Allerdings sind die Flecken noch nicht vollständig geklärt.

Astronomen können beispielsweise nicht sicher sagen, was den helleren Rand verursacht, der den dunklen Teil des Sonnenflecks umgibt. Sie können bis zu zweitausend Kilometer lang und bis zu einhundertfünfzig Kilometer breit sein. Die Untersuchung der Flecken wird durch ihre relativ geringe Größe erschwert. Es gibt jedoch die Meinung, dass es sich bei den Strängen um auf- und absteigende Gasströme handelt, die dadurch entstehen, dass heiße Materie aus den Tiefen der Sonne an die Oberfläche aufsteigt, wo sie abkühlt und wieder nach unten fällt. Wissenschaftler haben ermittelt, dass sich Abwinde mit einer Geschwindigkeit von 3,6 Tausend km/h bewegen, während sich Aufwinde mit einer Geschwindigkeit von etwa 10,8 Tausend km/h bewegen.

Das Rätsel der dunklen Flecken auf der Sonne ist gelöst

Wissenschaftler haben die Natur der hellen Stränge entdeckt, die dunkle Flecken auf der Sonne einrahmen. Dunkle Flecken auf der Sonne sind Bereiche aus kühlerem Material. Sie entstehen, weil die sehr hohe magnetische Aktivität der Sonne verhindern kann, dass das heiße Plasma gleichmäßig fließt. Allerdings sind bis heute viele Details der Struktur der Flecken unklar.

Insbesondere haben Wissenschaftler keine klare Erklärung für die Natur der helleren Stränge, die den dunklen Teil des Flecks umgeben. Die Länge solcher Stränge kann bis zu zweitausend Kilometer und die Breite bis zu 150 Kilometer betragen. Aufgrund der relativ geringen Größe des Flecks ist es ziemlich schwierig, ihn zu untersuchen. Viele Astronomen glaubten, dass es sich bei den Strängen um auf- und absteigende Gasströme handelte – heiße Materie steigt aus den Tiefen der Sonne an die Oberfläche, wo sie sich ausbreitet, abkühlt und mit großer Geschwindigkeit nach unten fällt.

Die Autoren der neuen Arbeit beobachteten den Stern mit einem schwedischen Sonnenteleskop mit einem Hauptspiegel von einem Meter Durchmesser. Wissenschaftler entdeckten dunkle Abwinde von Gas, die sich mit einer Geschwindigkeit von etwa 3,6 Tausend Kilometern pro Stunde bewegten, sowie helle Aufwinde, deren Geschwindigkeit etwa 10,8 Tausend Kilometer pro Stunde betrug.

Kürzlich gelang es einem anderen Wissenschaftlerteam, ein sehr bedeutendes Ergebnis bei der Erforschung der Sonne zu erzielen: Die NASA-Geräte STEREO-A und STEREO-B wurden um den Stern herum platziert, sodass Spezialisten nun ein dreidimensionales Bild der Sonne beobachten können.

Nachrichten aus Wissenschaft und Technik

Der amerikanische Amateurastronom Howard Eskildsen fotografierte kürzlich einen dunklen Fleck auf der Sonne und entdeckte, dass dieser Fleck eine helle Lichtbrücke zu durchschneiden schien.

Eskildsen überwachte die Sonnenaktivität von seinem Heimatobservatorium in Ocala, Florida. Auf Fotos des dunklen Flecks Nr. 1236 bemerkte er ein interessantes Phänomen. Eine helle Schlucht, auch Lichtbrücke genannt, teilte diesen dunklen Fleck ungefähr in zwei Hälften. Der Forscher schätzte die Länge dieser Schlucht auf etwa 20.000 km, was fast dem Doppelten des Erddurchmessers entspricht.

Ich habe einen violetten Ca-K-Filter verwendet, der die hellen magnetischen Merkmale rund um eine Gruppe von Sonnenflecken hervorhebt. Deutlich zu erkennen sei auch, wie die Lichtbrücke den Sonnenfleck in zwei Teile schneide, erklärt Eskildsen das Phänomen.

Die Natur von Lichtbrücken ist noch nicht vollständig erforscht. Ihr Auftreten lässt sehr oft den Zerfall von Sonnenflecken ahnen. Einige Forscher stellen fest, dass Lichtbrücken durch die Überkreuzung magnetischer Felder entstehen. Diese Prozesse ähneln denen, die helle Flares auf der Sonne verursachen.

Man kann hoffen, dass in naher Zukunft an dieser Stelle ein heller Blitz erscheint oder dass sich Punkt Nr. 1236 endlich in zwei Hälften teilt.

Dunkle Sonnenflecken sind relativ kalte Bereiche der Sonne, die an Orten auftreten, an denen starke Magnetfelder die Oberfläche des Sterns erreichen, glauben Wissenschaftler.

Die NASA fängt rekordverdächtige Sonnenflecken ein

Die amerikanische Raumfahrtbehörde hat große Flecken auf der Sonnenoberfläche registriert. Fotos von Sonnenflecken und deren Beschreibungen können auf der NASA-Website eingesehen werden.

Die Beobachtungen wurden am 19. und 20. Februar durchgeführt. Die von NASA-Spezialisten entdeckten Flecken zeichneten sich durch eine hohe Wachstumsrate aus. Einer von ihnen wuchs innerhalb von 48 Stunden auf eine Größe, die dem Sechsfachen des Erddurchmessers entspricht.

Sonnenflecken entstehen durch erhöhte Magnetfeldaktivität. Durch die Feldverstärkung in diesen Bereichen wird die Aktivität geladener Teilchen unterdrückt, wodurch die Temperatur an der Oberfläche der Flecken deutlich niedriger ist als in anderen Bereichen. Dies erklärt die von der Erde aus beobachtete lokale Verdunkelung.

Sonnenflecken sind instabile Formationen. Bei Wechselwirkung mit ähnlichen Strukturen unterschiedlicher Polarität kollabieren diese, was zur Freisetzung von Plasmaströmen in den umgebenden Raum führt.

Wenn ein solcher Strom die Erde erreicht, wird der größte Teil davon durch das Magnetfeld des Planeten neutralisiert und die Überreste strömen zu den Polen, wo sie in Form von Polarlichtern beobachtet werden können. Starke Sonneneruptionen können Satelliten, Elektrogeräte und Stromnetze auf der Erde stören.

Dunkle Flecken auf der Sonne sind verschwunden

Wissenschaftler sind besorgt, weil auf der Sonnenoberfläche kein einziger dunkler Fleck sichtbar ist, der vor einigen Tagen beobachtet wurde. Dies trotz der Tatsache, dass sich der Stern in der Mitte eines 11-jährigen Zyklus der Sonnenaktivität befindet.

Typischerweise erscheinen dunkle Flecken an Stellen mit erhöhter magnetischer Aktivität. Dabei kann es sich um Sonneneruptionen oder koronale Massenauswürfe handeln, die Energie freisetzen. Es ist nicht bekannt, was eine solche Flaute während der Zeit erhöhter magnetischer Aktivität verursacht.

Einigen Experten zufolge waren Tage ohne Sonnenflecken zu erwarten und dies sei nur eine vorübergehende Pause. Beispielsweise wurde am 14. August 2011 kein einziger dunkler Fleck auf dem Stern bemerkt, aber insgesamt war das Jahr von einer recht starken Sonnenaktivität begleitet.

All dies unterstreicht, dass Wissenschaftler im Wesentlichen nicht wissen, was auf der Sonne passiert, und nicht wissen, wie sie ihre Aktivität vorhersagen sollen, sagt Tony Phillips, ein Experte auf dem Gebiet der Sonnenphysik.

Alex Young vom Goddard Space Flight Center teilt die gleiche Meinung. Wir beobachten die Sonne erst seit 50 Jahren im Detail. Das ist nicht so lange, wenn man bedenkt, dass es sich seit 4,5 Milliarden Jahren dreht, bemerkt Young.

Sonnenflecken sind der Hauptindikator für die magnetische Aktivität der Sonne. In dunklen Bereichen ist die Temperatur niedriger als in den umliegenden Bereichen der Photosphäre.

Quellen: tainy.net, lenta.ru, www.epochtimes.com.ua, respect-youself.livejournal.com, mir24.tv

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Um die physikalische Natur der auf der Sonne ablaufenden Prozesse zu verstehen, ist es wichtig, die Gründe für die niedrigere Temperatur der Sonnenflecken im Vergleich zur Photosphäre, die Rolle magnetischer Phänomene bei ihrer Entwicklung und Existenz sowie den Mechanismus der 11 (22) zu ermitteln ) Jahreszyklizität der Sonnenaktivität.

Tabelle 6. Sonnenfleckenmodell nach Mischar (1953). In jeder Doppelspalte bezieht sich die erste auf die Photosphäre, die zweite auf den Sonnenfleck. Der Druck wird in Dyn/cm2 ausgedrückt. Unsichere Werte werden in Klammern gesetzt. Das ausgewählte Argument ist die optische Tiefe bei .

Die Temperatur der Flecken ist, wie bereits erwähnt, deutlich niedriger als die Temperatur der Photosphäre, was durch ihre relative Dunkelheit und einen viel geringeren Ionisierungs- und Anregungsgrad bestätigt wird, wie aus ihren Spektren hervorgeht. Eine Abnahme der Elektronenzahl in den Flecken führt zu einer Abnahme der Opazität der Sonnenmaterie (hauptsächlich aufgrund einer starken Abnahme der Ionenzahl). So „blicken“ wir in Sonnenflecken in größere geometrische Tiefen als in der Photosphäre. Allerdings sind diese Tiefen immer noch äußerst unbedeutend, wie aus Tabelle 6 ersichtlich ist.

Unter Berücksichtigung des Wilson-Effekts kann der sichtbare Fleck somit mit einer flachen Platte verglichen werden. Es ist sehr schwierig, die Tiefe des Flecks zu bestimmen, da sie von der Verteilung des Magnetfelds mit der Tiefe abhängt. Tatsächlich ist, wie aus Tabelle 6 hervorgeht, der Druck auf dem gleichen Niveau an dem Punkt etwa dyn/cm2 (etwa 0,2 atm) geringer als in der benachbarten Photosphäre. Das Gleichgewicht kann nur mit zusätzlichem Druck aufrechterhalten werden, der durch das Magnetfeld erzeugt wird [siehe. § 2, Formel (2.26)]. Der Druck ist gleich und dieser Wert entspricht Dyn/cm2, wenn . Dies ist genau das Magnetfeld, das für die obere Ebene von Sonnenflecken typisch ist. Die folgenden numerischen Merkmale sind typisch für einen durchschnittlichen Sonnenfleck:

Aufgrund der großen Bewegungen in der Sonnenphotosphäre und darunter verläuft der Zerfall der Magnetfelder auf der Sonne äußerst langsam (er dauert Hunderte von Jahren). Aus diesem Grund existieren aktive Regionen der Sonne schon seit langem und Magnetfelder dringen entweder tief in die Photosphäre ein oder schweben an der Oberfläche. In der Nähe der Oberfläche, wo die Dichte der Substanz abnimmt, wird die Bedingung der Gleichheit von kinetischer Energie und magnetischer Feldenergie zugunsten letzterer verletzt und die Konvektion wird stark unterdrückt, während Konvektionsströme normalerweise Wärme mit sich führen. Darüber hinaus ist auf der subphotosphärischen Ebene von Sonnenflecken auch der konvektive Wärmeeintrag aus der Peripherie verboten, da er quer zu den magnetischen Feldlinien fließt. Es ist die fehlende Konvektion, die die niedrige Temperatur der Stellen verursacht. Dies ist jedoch nicht der einzige Grund. Es ist auch möglich, dass durch magnetohydrodynamische Wellen Wärme aus dem Schatten abtransportiert wird.

Seit langem bestehende Magnetfelder auf der Sonne sind offenbar mit der Existenz großer Zirkulationsbewegungen in der Konvektionszone der Sonne bis zu einer Tiefe von mehreren Zehntausend Kilometern verbunden, die auf die Inhomogenität der Sonnenrotation zurückzuführen sind. Die Plasmazirkulation erzeugt magnetische Wirbel, und wenn sie an die Oberfläche gelangen, erscheinen einfache oder komplexe bipolare Gruppen, deren sichtbarer Ausdruck zu Flecken wird (Abb. 40). Gleichzeitig gibt es auf der Sonne viele solcher Wirbel auf verschiedenen Meridianen. Wahrscheinlich bewegen sie sich während des Zyklus in Richtung Äquator, während an den Polen neue Wirbel entstehen und die alten ersetzen. Naturgemäß ist die Richtung der Wirbel in beiden Hemisphären unterschiedlich. Die Geschwindigkeit, mit der große Wirbel in Richtung Äquator absinken, bestimmt die Dauer des Sonnenaktivitätszyklus.

Der 22-Jahres-Zyklus bleibt unklar. Natürlich erstrecken sich magnetische Feldlinien weit über die Sonnenoberfläche hinaus bis in die Chromosphäre und Korona, aber sie müssen von bestimmten Materiemassen getragen werden. Wir werden weiterhin Anzeichen einer Interferenz magnetischer Kräfte in chromosphärischen und koronalen Prozessen sehen.

Reis. 40. Magnetische Regionen auf der Sonne (Diagramm)

Kleine Magnetfelder, wie sie beispielsweise am Rand von Sonnenflecken existieren, unterdrücken die Konvektion nicht, sondern verstärken sie. Dies liegt daran, dass ein schwaches Feld zwar die energiereiche Konvektion nicht beeinträchtigen kann, relativ schwache Turbulenzen jedoch unterdrückt und dadurch die Viskosität des Gases verringert, was die Konvektionsbewegungen beschleunigt. Beim Eintritt in die oberen Schichten der Photosphäre erwärmt der überschüssige Wärmestrom aufgrund der Konvektion das Gas, weshalb Fackeln um die Flecken herum beobachtet werden und über den Fackeln Flocken, Kalzium und Wasserstoff, beobachtet werden. Die Grenze der Kalziumflocken bestimmt im Allgemeinen die Grenze des aktiven Bereichs, während die Wasserstoffflocken näher an der Stelle drängen – wo das Magnetfeld etwas stärker ist: 10–15 Oe. Es ist möglich, dass die schleifenartige Form der „Ausbeulung „Magnetfeldlinien“ (Abb. 41) bestimmen die Fortbewegung von Gasströmen (entlang der Feldlinien), was mit dem Phänomen des Einströmens von Materie in den Punkt in großer Höhe, das mit Radialgeschwindigkeiten beobachtet wird, übereinstimmt.

Reis. 41. Austritt des Magnetfeldes zur Sonnenoberfläche (Diagramm)

Obwohl das Magnetfeld in inaktiven Regionen der Sonne eine Stärke von 1-2 Oe hat, kann es an einigen kleinen Orten 100 Oe erreichen. An den gleichen Orten in der Photosphäre werden dann kleine helle Knoten beobachtet.

Eine höhere Temperatur als die Umgebungstemperatur erzeugt zusammen mit dem Magnetfeld einen Überdruck gegenüber der umgebenden Materie, so dass sich der Knoten schnell auflösen muss und für seine langfristige Existenz ein Zustrom von Gasen von außen erforderlich ist kann auftreten, wenn die Basis des Knotens in der Photosphäre kälter und der Druck niedriger ist als in der Umgebung.

Ein detaillierteres Bild horizontaler Bewegungen auf verschiedenen Ebenen der Sonnenatmosphäre im Zusammenhang mit der Feinstruktur magnetischer Felder liefern modifizierte spektroheliographische Beobachtungen mit der Layton-Methode. Diese Methode besteht darin, gleichzeitig spektroheliographische Großbilder eines sonnenfleckenfreien Bereichs der Sonne in den Strahlen der kurz- und langwelligen Flügel der einen oder anderen Spektrallinie zu erhalten. Wie oben erwähnt (S. 47), beobachten wir, wenn wir uns von der Mitte der Linie entfernen, immer tiefere Schichten der Sonnenatmosphäre, während der rechte und linke Flügel der Linie in einem Fall hauptsächlich einer Annäherung und im anderen Fall einer Annäherung entsprechen zurückweichende Gasmassen. Ein Vergleich beider Spektroheliogramme zeigt Strömungen auf der Sonnenoberfläche, die sich auf den Beobachter zu und von ihm weg bewegen. Es stellte sich heraus, dass sie in Zellen mit einem Durchmesser von etwa 30.000 km lokalisiert sind, so dass in jeder Zelle eine systematische Bewegung der Gasmassen vom Zentrum zur Peripherie stattfindet. Diese Zellen werden Supergranula genannt. Mit einer durchschnittlichen Lebensdauer von 40 Stunden sind sie viel langlebiger als herkömmliche Pellets. Sie haben eine eckige Form, ähnlich wie Vielecke.

Die Supergranulation spiegelt das Phänomen der Konvektion auf der Sonne in einem viel größeren Maßstab wider als die Granulation und deckt nicht nur große Flächen, sondern auch große Tiefen ab. Je nach Beobachtungsbedingungen (in den Flügeln verschiedener Linien) ist es möglich, diese Konvektion nur in den oberen Schichten der Sonnenphotosphäre zu verfolgen. Das in den Spektroheliogrammen beobachtete zelluläre Netzwerk gehört bereits zur oberen Chromosphäre und deckt sich nicht mit dem Supergranulationsnetzwerk. Im Gegensatz dazu bezieht sich das im Integrallicht beobachtete Granulatphänomen auf etwas größere Tiefen als die beobachteten Supergranulationsbereiche. Aber sowohl gemäß der Geschwindigkeitsverteilung in Supergranulaten als auch anhand der Untersuchung der Bewegung einzelner Granulatkörner gehen alle Bewegungen des Sonnenplasmas an die Grenzen von Supergranulaten und nehmen das Magnetfeld mit sich. Wenn das Plasma hier auf eine ähnliche Strömung eines benachbarten Supergranulats trifft, dringt es tiefer ein, was seine konstante Zirkulation gewährleistet. Das Magnetfeld bleibt bestehen (da sich das Plasma entlang der Kraftlinien bewegt), und hier erreicht seine Stärke Werte von mehreren zehn und sogar Hunderten von Oersted und in den Ecken der Zellen sogar bis zu 1,5 bis 2.000 Oersted Aus Beobachtungen lässt sich der Zeeman-Effekt erkennen. Somit verfügt jedes Supergranulat über eine magnetische Barriere, die es begrenzt und schützt. Darüber hinaus hat die Grenze des Supergranulats jedoch eine um etwa 2–4 ​​% höhere Temperatur als sein Zentrum, was aus der Zunahme der Helligkeit derjenigen Spektrallinien resultiert, die sich in den Flecken verstärken, d. h. Linien mit geringer Anregung. Eine Zunahme der Helligkeit in den Linien weist auf eine Abnahme der Anzahl absorbierender Atome hin, die in diesem Fall auf eine Zunahme der Anregung oder Ionisation zurückzuführen ist.

Es wird angenommen, dass die Supergranula in den Tiefen der Photosphäre teilweise verschmelzen, da mit Ausnahme der Zellenecken die Wände der Supergranula mit zunehmender Gasdichte eine eher schwache magnetische Barriere darstellen.

Der Einfluss der Supergranulationsstruktur erstreckt sich nach oben. Bei Beobachtung in der Nähe des Sonnenrandes fallen die Supergranula mit den Zellen der Faculae zusammen. Hier in der Photosphäre ist nur in diesem Fall eine Supergranulation sichtbar. Im Gegenteil, in der Chromosphäre manifestiert sich die Supergranulation als ein Netzwerk von Flocken, das auf Spektroheliogrammen in den Strahlen von CaII K deutlich zu erkennen ist. Dieses Netzwerk ist auch auf transatmosphärischen Fotografien der Sonne in den Strahlen der auf S. 5 aufgeführten ultravioletten Linien deutlich sichtbar . 72, emittiert oberhalb der Chromosphäre in der Übergangsschicht, verschwindet jedoch in den Strahlen koronaler Linien, wie z. B. der Linie . Man muss annehmen, dass auch die Magnetfelder der sie umgebenden Superkörnchen bis hierhin reichen. Erst in koronalen Höhen erhalten sie ein geordnetes Aussehen: Magnetlinien verlaufen radial und definieren die Kanäle, entlang derer sich wärmeleitende Elektronen bewegen. Ihre Bewegung wird dadurch eingeschränkt, die Wärmeleitfähigkeit der Übergangsschicht nimmt ab und ihre Dicke wird größer als ohne Feld. All das gilt natürlich auch für eine ruhige Chromosphäre und Korona.

Auf diesem Foto der Sonne sehen Sie Flecken. Diese dunklen Flecken auf der Oberfläche sind von der Erde aus auch ohne Teleskop sichtbar. Galileo war der erste, der sie durch ein Teleskop sah, doch bis vor kurzem konnten Astronomen nicht erklären, was sie verursachte.

Warum sind sie dunkel?

Obwohl die Flecken dunkler sind als das umgebende Material der Sonne, sind sie tatsächlich unglaublich heiß. Sie können über 3500 Kelvin haben und sind dennoch nicht so hell wie eine Oberfläche, die auf 5800 Kelvin erhitzt wird. Aufgrund des Temperaturunterschieds erscheint es im Vergleich zum Rest der Sonnenoberfläche dunkel. Es kann so groß sein, dass die Erde in einige von ihnen hineinpasst. Die Sonne besteht hauptsächlich aus Plasma.

Die Bewegung des Plasmas im Inneren der Sonne erzeugt ein starkes Magnetfeld, das der Magnetosphäre der Erde ähnelt.

Aber das Magnetfeld der Sonne verändert sich ständig. Physiker gehen davon aus, dass die magnetischen Feldlinien verdreht sind und über die Sonne hinausreichen. Sie entstehen an Stellen, an denen ein Magnetfeld in die Photosphäre eindringt. Obwohl sie dunkel erscheinen, sind sie tatsächlich nur ein paar tausend Grad kühler als die umgebende Photosphäre.

Sonnenflecken heute vom SDO-Satelliten online

Unten ist eine Röntgenkarte unseres Sterns dargestellt, das Foto wird täglich aktualisiert. Die Zahlen geben Gruppen von Flecken an

Sonnenflecken

Die Sonne ist der einzige Stern, den wir nicht als funkelnden Punkt, sondern als leuchtende Scheibe sehen. Dadurch können Astronomen verschiedene Details auf seiner Oberfläche untersuchen.

Was ist es Sonnenflecken?

Sonnenflecken sind weit entfernt von stabilen Formationen. Sie entstehen, entwickeln sich und verschwinden, und neue erscheinen, um die verschwundenen zu ersetzen. Gelegentlich bilden sich riesige Flecken. So wurde im April 1947 ein komplexer Fleck auf der Sonne beobachtet: Seine Fläche übertraf die Erdoberfläche um das 350-fache! Es war mit bloßem Auge deutlich zu erkennen 1.

Sonnenflecken

Solche großen Flecken auf der Sonne wurden schon in der Antike beobachtet. In der Nikon-Chronik aus dem Jahr 1365 findet sich eine Erwähnung, wie unsere Vorfahren in Russland durch den Rauch von Waldbränden „dunkle Flecken, wie Nägel“ auf der Sonne sahen.

Sonnenflecken erscheinen am östlichen (linken) Rand der Sonne, bewegen sich entlang ihrer Scheibe von links nach rechts und verschwinden hinter dem westlichen (rechten) Rand des Tageslichts. Sie bieten nicht nur eine hervorragende Gelegenheit, die Rotation der Sonne um ihre Achse zu überprüfen , sondern auch, um die Periode dieser Rotation zu bestimmen (genauer gesagt, sie wird durch die Doppler-Verschiebung der Spektrallinien bestimmt). Messungen ergaben: Die Rotationsperiode der Sonne am Äquator beträgt 25,38 Tage (bezogen auf einen Beobachter auf einer sich bewegenden Erde – 27,3 Tage), in mittleren Breiten – 27 Tage und an den Polen etwa 35 Tage. Daher dreht sich die Sonne am Äquator schneller als an den Polen. Zonenrotation Die Leuchte zeigt ihren gasförmigen Zustand an. Der zentrale Teil des großen Flecks sieht im Teleskop völlig schwarz aus. Die Flecken erscheinen jedoch nur deshalb dunkel, weil wir sie vor dem Hintergrund einer hellen Photosphäre beobachten. Wenn man den Fleck separat untersuchen könnte, würden wir sehen, dass er stärker leuchtet als ein Lichtbogen, da seine Temperatur etwa 4.500 K beträgt, also 1.500 K niedriger als die Temperatur der Photosphäre. Ein mittelgroßer Sonnenfleck am Nachthimmel würde bei Vollmond so hell erscheinen wie der Mond. Nur die Flecken strahlen kein gelbes, sondern rötliches Licht aus.

Typischerweise ist der dunkle Kern eines großen Flecks von einem grauen Halbschatten umgeben, der aus hellen radialen Fasern auf dunklem Hintergrund besteht. Diese gesamte Struktur ist selbst mit einem kleinen Teleskop deutlich sichtbar.

Sonnenflecken

Bereits 1774 kam der schottische Astronom Alexander Wilson (1714-1786) bei der Beobachtung von Flecken am Rand der Sonnenscheibe zu dem Schluss, dass große Flecken Vertiefungen in der Photosphäre seien. Nachfolgende Berechnungen ergaben, dass der „Boden“ des Flecks durchschnittlich 700 km unter dem Niveau der Photosphäre liegt. Mit einem Wort: Flecken sind riesige Trichter in der Photosphäre.

Um die Flecken in den Wasserstoffstrahlen ist die Wirbelstruktur der Chromosphäre deutlich sichtbar. Diese Wirbelstruktur weist auf heftige Gasbewegungen um die Stelle hin. Das gleiche Muster entsteht durch Eisenspäne, die auf ein Blatt Pappe gegossen werden, wenn ein Magnet darunter angebracht wird. Diese Ähnlichkeit ließ den amerikanischen Astronomen George Hale (1868-1938) vermuten, dass Sonnenflecken riesige Magnete sind.

Hale wusste, dass Spektrallinien aufgespalten werden, wenn sich das emittierende Gas in einem Magnetfeld befindet (dem sogenannten). Zeeman-Spaltung). Und als der Astronom das Ausmaß der im Spektrum der Sonnenflecken beobachteten Aufspaltung mit den Ergebnissen von Laborexperimenten verglich Mit Als er Gas in ein Magnetfeld brachte, entdeckte er, dass die Magnetfelder der Flecken tausendmal höher sind als die Induktion des Erdmagnetfelds. Die magnetische Feldstärke an der Erdoberfläche beträgt etwa 0,5 Oersted. Und in Sonnenflecken sind es immer mehr als 1500 Oersteds – manchmal sogar 5000 Oersteds!

Die Entdeckung der magnetischen Natur von Sonnenflecken ist eine der wichtigsten Entdeckungen der Astrophysik zu Beginn des 20. Jahrhunderts. Erstmals wurde festgestellt, dass nicht nur unsere Erde, sondern auch andere Himmelskörper magnetische Eigenschaften haben. Dabei rückte die Sonne in den Vordergrund. Nur unser Planet hat ein konstantes Dipol-Magnetfeld mit zwei Polen, und das Magnetfeld der Sonne hat eine komplexe Struktur, und außerdem „dreht es sich um“, das heißt, es ändert sein Vorzeichen oder seine Polarität. Und obwohl Sonnenflecken sehr starke Magnete sind, übersteigt das gesamte Magnetfeld der Sonne selten 1 Oersted, was ein Vielfaches des durchschnittlichen Feldes der Erde ist.

Starkes Magnetfeld in einer bipolaren Sonnenfleckengruppe

Das starke Magnetfeld der Sonnenflecken ist genau der Grund für ihre niedrige Temperatur. Schließlich erzeugt das Feld eine isolierende Schicht unter dem Sonnenfleck und verlangsamt dadurch den Konvektionsprozess stark – es reduziert den Energiefluss aus den Tiefen des Sterns.

Große Flecken treten bevorzugt paarweise auf. Jedes dieser Paare liegt nahezu parallel zum Sonnenäquator. Der vordere oder Kopffleck bewegt sich normalerweise etwas schneller als der hintere (Schwanz) Fleck. Daher entfernen sich die Flecken in den ersten Tagen voneinander. Gleichzeitig nimmt die Größe der Flecken zu.

Zwischen den beiden Hauptflecken entsteht oft eine „Kette“ kleiner Flecken. Sobald dies geschieht, kann der Schwanzfleck schnell zerfallen und verschwinden. Es bleibt nur der Leitfleck übrig, der langsamer abnimmt und im Durchschnitt viermal länger lebt als sein Begleiter. Ein ähnlicher Entwicklungsprozess ist für fast jede große Gruppe von Sonnenflecken charakteristisch. Die meisten Spots halten nur ein paar Tage (sogar ein paar Stunden!), während andere mehrere Monate anhalten.

Die Flecken, deren Durchmesser 40-50.000 km erreicht, sind mit bloßem Auge durch einen Filter (dichtes Rauchglas) zu erkennen.

Was sind Sonneneruptionen?

Am 1. September 1859 sahen zwei englische Astronomen, Richard Carrington und S. Hodgson, die unabhängig voneinander die Sonne im weißen Licht beobachteten, plötzlich so etwas wie einen Blitz zwischen einer Gruppe von Sonnenflecken aufblitzen. Dies war die erste Beobachtung eines neuen, noch unbekannten Phänomens auf der Sonne; es wurde später eine Sonneneruption genannt.

Was ist eine Sonneneruption? Kurz gesagt, es handelt sich um eine gewaltige Explosion auf der Sonne, bei der schnell eine enorme Menge an Energie freigesetzt wird, die sich in einem begrenzten Volumen der Sonnenatmosphäre angesammelt hat.

Am häufigsten treten Fackeln in neutralen Bereichen auf, die sich zwischen großen Flecken entgegengesetzter Polarität befinden. Typischerweise beginnt die Entwicklung eines Flares mit einem plötzlichen Anstieg der Helligkeit des Flare-Bereichs – eines Bereichs mit einer helleren und daher heißeren Photosphäre. Dann kommt es zu einer katastrophalen Explosion, bei der sich das Sonnenplasma auf 40-100 Millionen K erwärmt. Dies äußert sich in einer mehrfachen Zunahme der kurzwelligen Strahlung der Sonne (Ultraviolett- und Röntgenstrahlung) sowie in einer Intensivierung der „Radiostimme“ des Tageslichts und in der Emission beschleunigter Sonnenkorpuskeln (Teilchen). Und einige der stärksten Flares erzeugen sogar kosmische Sonnenstrahlung, deren Protonen eine Geschwindigkeit erreichen, die der halben Lichtgeschwindigkeit entspricht. Solche Teilchen haben tödliche Energie. Sie sind in der Lage, nahezu ungehindert in ein Raumschiff einzudringen und die Zellen eines lebenden Organismus zu zerstören. Daher kann die kosmische Strahlung der Sonne eine ernsthafte Gefahr für eine Besatzung darstellen, die während eines Fluges von einem plötzlichen Blitz getroffen wird.

So emittieren Sonneneruptionen Strahlung in Form elektromagnetischer Wellen und in Form von Materieteilchen. Die Verstärkung elektromagnetischer Strahlung erfolgt in einem breiten Wellenlängenbereich – von harter Röntgen- und Gammastrahlung bis hin zu kilometerlangen Radiowellen. In diesem Fall bleibt der Gesamtfluss der sichtbaren Strahlung immer auf den Bruchteil eines Prozents konstant. Auf der Sonne treten fast immer schwache Ausbrüche auf, große nur alle paar Monate. Doch in den Jahren maximaler Sonnenaktivität kommt es mehrmals im Monat zu großen Sonneneruptionen. Normalerweise dauert ein kleiner Blitz 5-10 Minuten; das stärkste - mehrere Stunden. Während dieser Zeit wird eine bis zu 10 Milliarden Tonnen schwere Plasmawolke in den sonnennahen Raum geschleudert und dabei Energie freigesetzt, die der Explosion von Dutzenden oder sogar Hunderten Millionen Wasserstoffbomben entspricht! Allerdings übersteigt die Leistung selbst der größten Flares nicht Hundertstel Prozent der Leistung der gesamten Sonnenstrahlung. Während eines Flares kommt es daher zu keiner merklichen Erhöhung der Leuchtkraft unseres Tageslichts.

Während des Fluges der ersten Besatzung auf der amerikanischen Orbitalstation Skylab (Mai-Juni 1973) konnte ein Blitz im Licht von Eisendampf mit einer Temperatur von 17 Millionen K fotografiert werden, der heißer sein dürfte als im Zentrum ein thermonuklearer Solarreaktor. Und in den letzten Jahren wurden Gammastrahlungsimpulse von mehreren Fackeln aufgezeichnet.

Solche Impulse verdanken ihren Ursprung wahrscheinlich Vernichtung Elektron-Positron-Paare. Das Positron ist bekanntlich das Antiteilchen des Elektrons. Es hat die gleiche Masse wie ein Elektron, ist aber mit der entgegengesetzten elektrischen Ladung ausgestattet. Wenn ein Elektron und ein Positron kollidieren, wie es bei Sonneneruptionen passieren kann, werden sie sofort zerstört und in zwei Photonen der Gammastrahlung umgewandelt.

Wie jeder erhitzte Körper sendet die Sonne kontinuierlich Radiowellen aus. Thermal Radioemission der stillen Sonne, Wenn es keine Flecken oder Blitze darauf gibt, kommt es ständig mit Millimeter- und Zentimeterwellen aus der Chromosphäre und mit Meterwellen aus der Korona. Aber sobald große Flecken auftauchen, kommt es zu einem Aufflackern, es entstehen starke Radiowellen vor dem Hintergrund einer ruhigen Radioemission. Funkstöße... Und dann steigt die Radioemission der Sonne schlagartig um das Tausend- oder sogar Millionenfache!

Die physikalischen Prozesse, die zu Sonneneruptionen führen, sind sehr komplex und noch immer wenig verstanden. Allein die Tatsache, dass Sonneneruptionen fast ausschließlich in großen Gruppen von Sonnenflecken auftreten, weist jedoch darauf hin, dass Sonneneruptionen mit starken Magnetfeldern auf der Sonne zusammenhängen. Und der Flare ist offenbar nichts anderes als eine kolossale Explosion, die durch die plötzliche Kompression von Sonnenplasma unter dem Druck eines starken Magnetfelds verursacht wird. Es ist die Energie von Magnetfeldern, die auf irgendeine Weise freigesetzt wird und eine Sonneneruption hervorruft.

Strahlung von Sonneneruptionen erreicht häufig unseren Planeten und hat starke Auswirkungen auf die oberen Schichten der Erdatmosphäre (Ionosphäre). Sie führen auch zur Entstehung magnetischer Stürme und Polarlichter, aber dazu später mehr.

Rhythmen der Sonne

Im Jahr 1826 begann ein deutscher Amateurastronom, der aus Dessau stammende Apotheker Heinrich Schwabe (1789-1875), mit systematischen Beobachtungen und Skizzen von Sonnenflecken. Nein, er hatte überhaupt nicht vor, die Sonne zu studieren – ihn interessierte etwas ganz anderes. Damals glaubte man, dass sich ein unbekannter Planet zwischen Sonne und Merkur bewegte. Und da es unmöglich war, ihn in der Nähe des hellen Sterns zu sehen, beschloss Schwabe, alles zu beobachten, was auf der Sonnenscheibe sichtbar war. Wenn ein solcher Planet tatsächlich existiert, wird er früher oder später sicherlich in Form eines kleinen schwarzen Kreises oder Punktes über die Sonnenscheibe ziehen. Und dann wird sie endlich „erwischt“!

Allerdings machte sich Schwabe nach seinen eigenen Worten „auf die Suche nach den Eseln seines Vaters und fand das Königreich“. Im Jahr 1851 wurden in dem Buch „Kosmos“ von Alexander Humboldt (1769-1859) die Ergebnisse von Schwabes Beobachtungen veröffentlicht, aus denen hervorgeht, dass die Anzahl der Sonnenflecken über einen Zeitraum von 10 Jahren recht regelmäßig zu- und abnimmt. Diese Periodizität in der Veränderung der Anzahl der Sonnenflecken wird später als „Periodizität“ bezeichnet 11-Jahres-Zyklus der Sonnenaktivität, wurde 1843 von Heinrich Schwabe entdeckt. Spätere Beobachtungen bestätigten diese Entdeckung und der Schweizer Astronom Rudolf Wolf (1816-1893) stellte klar, dass sich die Maxima der Sonnenfleckenzahl im Durchschnitt alle 11,1 Jahre wiederholen.

Daher variiert die Anzahl der Flecken von Tag zu Tag und von Jahr zu Jahr. Um den Grad der Sonnenaktivität anhand der Anzahl der Sonnenflecken zu beurteilen, führte Wolf 1848 das Konzept der relativen Anzahl von Sonnenflecken ein, das sogenannte Wolfszahlen. Wenn wir mit g die Anzahl der Fleckengruppen und mit f die Gesamtzahl der Flecken bezeichnen, dann wird die Wolf-Zahl – W – durch die Formel ausgedrückt:

Diese Zahl, die das Maß für die Sonnenfleckenaktivität der Sonne bestimmt, berücksichtigt sowohl die Anzahl der Sonnenfleckengruppen als auch die Anzahl der Sonnenflecken selbst, die an einem bestimmten Tag beobachtet werden. Darüber hinaus besteht jede Gruppe aus zehn Einheiten und jeder Platz wird als Einheit betrachtet. Die Gesamtpunktzahl des Tages – die relative Wolfszahl – ist die Summe dieser Zahlen. Nehmen wir an, wir beobachten 23 Flecken auf der Sonne, die drei Gruppen bilden. Dann ist die Wolf-Zahl in unserem Beispiel: W = 10 3 + 23 = 53. In Zeiten minimaler Sonnenaktivität, wenn es keinen einzigen Fleck auf der Sonne gibt, geht sie auf Null. Wenn es nur einen Fleck auf der Sonne gibt, beträgt die Wolfszahl 11 und an Tagen mit maximaler Sonnenaktivität manchmal mehr als 200.

Die Kurve der durchschnittlichen monatlichen Sonnenfleckenzahl zeigt deutlich die Art der Veränderungen der Sonnenaktivität. Solche Daten sind von 1749 bis heute verfügbar. Durch die Mittelung über 200 Jahre ergab sich eine Veränderungsdauer der Sonnenflecken von 11,2 Jahren. Zwar hat sich die Sonnenfleckenaktivität unseres Tageslichts in den letzten 60 Jahren etwas beschleunigt und dieser Zeitraum ist auf 10,5 Jahre gesunken. Darüber hinaus variiert die Dauer deutlich von Zyklus zu Zyklus. Daher sollten wir nicht über die Periodizität der Sonnenaktivität sprechen, sondern über die Zyklizität. Der elfjährige Zyklus ist das wichtigste Merkmal unserer Sonne.

Mit seiner Entdeckung des Magnetfelds von Sonnenflecken im Jahr 1908 entdeckte auch George Hale das Gesetz des Wechsels ihrer Polarität. Wir haben bereits gesagt, dass es in der entwickelten Gruppe zwei große Flecken gibt – zwei große Magnete. Sie haben entgegengesetzte Polarität. Auch die Reihenfolge der Polaritäten auf der Nord- und Südhalbkugel der Sonne ist stets entgegengesetzt. Wenn auf der Nordhalbkugel beispielsweise der führende Sonnenfleck (Kopf) Nordpolarität hat und der hintere Sonnenfleck (Schwanz) Südpolarität, dann ist auf der Südhalbkugel des Tageslichts das Bild umgekehrt: Der führende Sonnenfleck hat Südpolarität Polarität, und der nachlaufende Sonnenfleck hat Nordpolarität. Das Bemerkenswerteste ist jedoch, dass sich im nächsten 11-Jahres-Zyklus die Polaritäten aller Flecken in Gruppen auf beiden Sonnenhalbkugeln ins Gegenteil ändern und mit Beginn eines neuen Zyklus in ihren ursprünglichen Zustand zurückkehren. Auf diese Weise, Sonnenmagnetischer Zyklus ist etwa 22 Jahre alt. Daher betrachten viele Sonnenastronomen den 22-jährigen Hauptzyklus der Sonnenaktivität als mit einer Änderung der Polarität des Magnetfelds in Sonnenflecken verbunden.

Es ist seit langem bekannt, dass sich mit der Zeit, in der sich die Anzahl der Flecken auf der Sonne ändert, auch die Gebiete der Flare-Standorte und die Stärke der Sonneneruptionen ändern. Diese und andere Phänomene treten auf V Atmosphäre der Sonne, heute allgemein als „Atmosphäre der Sonne“ bezeichnet Sonnenaktivität. Die für die Beobachtung am besten zugänglichen Elemente sind große Gruppen von Sonnenflecken.

Jetzt ist es an der Zeit, die vielleicht faszinierendste Frage zu beantworten: „Woher kommt die Sonnenaktivität und wie lassen sich ihre Merkmale erklären?“

Da der bestimmende Faktor für die Sonnenaktivität das Magnetfeld ist, kann die Entstehung und Entwicklung einer bipolaren Gruppe von Sonnenflecken – einer aktiven Region auf der Sonne – als Ergebnis des allmählichen Aufstiegs eines riesigen Magnetseils in die Sonnenatmosphäre dargestellt werden Schlauch, der an einer Stelle austritt und bogenförmig an einer anderen Stelle eintritt. An der Stelle, an der die Röhre die Photosphäre verlässt, erscheint ein Fleck mit einer Polarität des Magnetfelds und an der Stelle, an der sie wieder in die Photosphäre eintritt, mit der entgegengesetzten Polarität. Nach einiger Zeit kollabiert diese Magnetröhre, die Reste des Magnetseils sinken zurück unter die Photosphäre und der aktive Bereich auf der Sonne verschwindet. In diesem Fall gelangt ein Teil der magnetischen Feldlinien in die Chromosphäre und die Sonnenkorona. Hier ordnet das Magnetfeld das sich bewegende Plasma gewissermaßen, wodurch sich die Sonnenmaterie entlang der Magnetfeldlinien bewegt. Dies verleiht der Krone ein strahlendes Aussehen. Die Tatsache, dass aktive Regionen auf der Sonne durch magnetische Flussröhren bestimmt werden, steht unter Wissenschaftlern außer Zweifel. Magnetohydrodynamische Effekte erklären auch die Änderung der Feldpolarität in bipolaren Gruppen von Sonnenflecken. Dies sind jedoch nur die ersten Schritte zum Aufbau einer wissenschaftlich fundierten Theorie, die alle beobachteten Merkmale der Tätigkeit der großen Koryphäe erklären kann.

Durchschnittliche jährliche Wolfszahlen von 1947 bis 2001

Photosphäre der Sonne

Erklärung des Auftretens bipolarer magnetischer Regionen auf der Sonne. Eine riesige Magnetröhre steigt aus der Konvektionszone in die Sonnenatmosphäre auf

Auf der Sonne herrscht also ein ewiger Kampf zwischen den Druckkräften des heißen Gases und der monströsen Schwerkraft. Und verschränkte Magnetfelder behindern die Strahlung. In ihren Netzwerken tauchen Flecken auf und kollabieren. Hochtemperaturplasma fliegt entlang magnetischer Kraftlinien von der Korona nach oben oder gleitet nach unten. Wo sonst kann man so etwas finden?! Nur auf anderen Sternen, aber die sind furchtbar weit von uns entfernt! Und nur auf der Sonne können wir diesen ewigen Kampf der Naturkräfte beobachten, der seit 5 Milliarden Jahren andauert. Und nur die Schwerkraft wird darin siegen!

„Echo“ von Sonneneruptionen

Am 23. Februar 1956 bemerkten die Sonnenstationen einen starken Aufflackern bei Tageslicht. In einer Explosion beispielloser Kraft wurden riesige Wolken aus heißem Plasma in den zirkumsolaren Raum geschleudert – jede davon um ein Vielfaches größer als die Erde! Und mit einer Geschwindigkeit von über 1000 km/s rasten sie auf unseren Planeten zu. Die ersten Echos dieser Katastrophe erreichten uns schnell über den kosmischen Abgrund hinweg. Ungefähr 8,5 Minuten nach Beginn des Flares erreichte ein stark erhöhter Strom ultravioletter und Röntgenstrahlung die oberen Schichten der Erdatmosphäre – die Ionosphäre – und verstärkte deren Erwärmung und Ionisierung. Dies führte zu einer starken Verschlechterung und sogar zu einer vorübergehenden Einstellung der Funkkommunikation auf Kurzwellen, da sie nicht wie von einem Bildschirm von der Ionosphäre reflektiert, sondern intensiv von ihr absorbiert wurden ...

Änderung der magnetischen Polarität von Sonnenflecken

Manchmal, bei sehr starken Ausbrüchen, halten die Funkstörungen mehrere Tage hintereinander an, bis der unruhige Stern „zur Normalität zurückkehrt“. Die Abhängigkeit lässt sich hier so deutlich nachvollziehen, dass anhand der Häufigkeit solcher Störungen die Höhe der Sonnenaktivität beurteilt werden kann. Aber die größten Störungen, die auf der Erde durch die Flare-Aktivität des Sterns verursacht werden, stehen bevor.

Nach kurzwelliger Strahlung (Ultraviolett- und Röntgenstrahlung) erreicht ein Strom hochenergetischer solarer kosmischer Strahlung unseren Planeten. Zwar schützt uns die magnetische Hülle der Erde recht zuverlässig vor diesen tödlichen Strahlen. Für Astronauten, die im Weltraum arbeiten, stellen sie jedoch eine sehr ernste Gefahr dar: Die Strahlenbelastung kann leicht die zulässige Dosis überschreiten. Aus diesem Grund nehmen rund 40 Observatorien auf der ganzen Welt ständig am Sun Patrol Service teil – sie führen kontinuierliche Beobachtungen der Flare-Aktivität des Tageslichts durch.

Eine weitere Entwicklung geophysikalischer Phänomene auf der Erde ist ein bis zwei Tage nach dem Ausbruch zu erwarten. Genau diese Zeit – 30-50 Stunden – benötigen die Plasmawolken, um die „Nachbarschaften“ der Erde zu erreichen. Schließlich ist eine Sonneneruption so etwas wie eine kosmische Kanone, die Korpuskeln – Teilchen der Sonnenmaterie: Elektronen, Protonen (Kerne von Wasserstoffatomen), Alphateilchen (Kerne von Heliumatomen) – in den interplanetaren Raum schießt. Die durch die Fackel im Februar 1956 ausgebrochene Teilchenmasse belief sich auf Milliarden Tonnen!

Sobald die Wolken aus Sonnenpartikeln mit der Erde kollidierten, begannen Kompassnadeln zu schwenken und der Nachthimmel über dem Planeten war mit bunten Blitzen der Polarlichter geschmückt. Herzinfarkte haben bei Patienten stark zugenommen und die Zahl der Verkehrsunfälle ist gestiegen.

Arten der Auswirkungen einer Sonneneruption auf die Erde

Was ist mit magnetischen Stürmen, Polarlichtern ... Unter dem Druck gigantischer Korpuskularwolken bebte buchstäblich der gesamte Globus: In vielen seismischen Zonen kam es zu Erdbeben 2 . Und als ob das Ganze noch schlimmer wäre, änderte sich die Länge des Tages plötzlich um bis zu 10... Mikrosekunden!

Die Weltraumforschung hat gezeigt, dass der Globus von einer Magnetosphäre, also einer magnetischen Hülle, umgeben ist; Innerhalb der Magnetosphäre überwiegt die Stärke des Erdmagnetfelds gegenüber der Stärke des interplanetaren Feldes. Und damit ein Flare Auswirkungen auf die Magnetosphäre der Erde und die Erde selbst haben kann, muss er zu einem Zeitpunkt auftreten, an dem sich die aktive Region auf der Sonne in der Nähe des Zentrums der Sonnenscheibe befindet, also auf unseren Planeten ausgerichtet ist. Andernfalls wird die gesamte Flare-Strahlung (elektromagnetisch und korpuskular) vorbeifliegen.

Das Plasma, das von der Sonnenoberfläche in den Weltraum strömt, hat eine bestimmte Dichte und ist in der Lage, Druck auf alle Hindernisse auf seinem Weg auszuüben. Ein solch bedeutendes Hindernis ist das Magnetfeld der Erde – ihre Magnetosphäre. Es wirkt dem Fluss der Sonnenmaterie entgegen. Es kommt ein Moment, in dem in dieser Konfrontation beide Kräfte ausgeglichen sind. Dann wird die Grenze der Erdmagnetosphäre, die durch den Strom des Sonnenplasmas von der Tagesseite her gedrückt wird, in einem Abstand von etwa 10 Erdradien von der Oberfläche unseres Planeten festgelegt, und das Plasma, das sich nicht mehr gerade bewegen kann, beginnt umherzufließen die Magnetosphäre. In diesem Fall strecken Teilchen der Sonnenmaterie ihre magnetischen Feldlinien, und auf der Nachtseite der Erde (in der der Sonne entgegengesetzten Richtung) bildet sich in der Nähe der Magnetosphäre eine lange Spur (Schwanz), die sich über die Umlaufbahn der Erde hinaus erstreckt Mond. Innerhalb dieser Korpuskularströmung befindet sich die Erde mit ihrer magnetischen Hülle. Und wenn der gewöhnliche Sonnenwind, der ständig um die Magnetosphäre strömt, mit einer leichten Brise verglichen werden kann, dann gleicht der schnelle Teilchenstrom, der durch eine starke Sonneneruption erzeugt wird, einem schrecklichen Hurrikan. Wenn ein solcher Hurrikan auf die magnetische Hülle des Globus trifft, zieht er sich auf der subsolaren Seite noch stärker zusammen und breitet sich auf der Erde aus magnetischer Sturm.

Somit beeinflusst die Sonnenaktivität den Erdmagnetismus. Mit zunehmender Intensität nimmt die Häufigkeit und Intensität magnetischer Stürme zu. Doch dieser Zusammenhang ist recht komplex und besteht aus einer ganzen Kette physikalischer Wechselwirkungen. Der Hauptzusammenhang in diesem Prozess ist der verstärkte Fluss von Teilchen, der bei Sonneneruptionen auftritt.

Einige energiereiche Teilchen in polaren Breiten brechen aus einer magnetischen Falle in die Erdatmosphäre aus. Und dann, in Höhen von 100 bis 1000 km, kollidieren schnelle Protonen und Elektronen mit Luftteilchen, regen diese an und bringen sie zum Leuchten. Infolgedessen gibt es Polar Lichter.

Periodische „Wiederauferstehungen“ der großen Leuchte sind ein natürliches Phänomen. Nach einer grandiosen Sonneneruption beispielsweise am 6. März 1989 erregten Korpuskularströme buchstäblich die gesamte Magnetosphäre unseres Planeten. Infolgedessen brach auf der Erde ein starker magnetischer Sturm aus. Begleitet wurde es von einem Polarlicht erstaunlichen Ausmaßes, das die tropische Zone im Bereich der kalifornischen Halbinsel erreichte! Drei Tage später kam es zu einem neuen gewaltigen Ausbruch, und in der Nacht vom 13. auf den 14. März bewunderten auch die Bewohner der Südküste der Krim die bezaubernden Blitze, die sich am Sternenhimmel über den Felszähnen von Ai-Petri ausbreiteten. Es war ein einzigartiger Anblick, wie der Schein eines Feuers, das sofort den halben Himmel verschlang.

Alle hier genannten geophysikalischen Effekte – ionosphärische und magnetische Stürme und Polarlichter – sind integraler Bestandteil des komplexesten wissenschaftlichen Problems, das es gibt Problem „Sonne-Erde“. Der Einfluss der Sonnenaktivität auf die Erde ist jedoch nicht darauf beschränkt. Der „Atem“ des Tageslichts äußert sich ständig in Wetter- und Klimaveränderungen.

Das Klima ist nichts anderes als das langfristige Wettermuster in einem bestimmten Gebiet und wird durch seine geografische Lage auf dem Globus und die Art der atmosphärischen Prozesse bestimmt.

Leningrader Wissenschaftler des Forschungsinstituts für Arktis und Antarktis konnten zeigen, dass in den Jahren minimaler Sonnenaktivität eine Luftzirkulation in Breitenrichtung vorherrscht. In diesem Fall wird das Wetter auf der Nordhalbkugel relativ ruhig. In den Maximumjahren hingegen intensiviert sich die meridionale Zirkulation, das heißt, es findet ein intensiver Luftmassenaustausch zwischen Tropen- und Polarregion statt. Das Wetter wird instabil und es sind erhebliche Abweichungen von den langfristigen Klimanormen zu beobachten.

Westeuropa: Britische Inseln im Bereich eines starken Wirbelsturms. Foto aus dem Weltraum

1Jeder sollte daran denken, dass man niemals in die Sonne schauen sollte, ohne seine Augen mit dunklen Filtern zu schützen. Sie können sofort Ihr Augenlicht verlieren

2Der wissenschaftliche Mitarbeiter der Murmansker Zweigstelle der Astronomischen und Geodätischen Gesellschaft Russlands (deren Vorsitzender) Viktor Evgenievich Troshenkov untersuchte die Auswirkungen der Sonnenaktivität auf die Tektonik des Globus. Seine erneute Analyse der seismischen Aktivität unseres Planeten über 230 Jahre (1750-1980) auf globaler Ebene zeigte das Vorhandensein eines linearen Zusammenhangs zwischen der Seismizität der Erde (Erdbeben) und Sonnenstürmen.