Die Struktur der Sonne. Große Enzyklopädie über Öl und Gas

Der uns am nächsten gelegene Stern ist natürlich die Sonne. Die Entfernung von der Erde zur Erde ist nach kosmischen Parametern sehr gering: Das Sonnenlicht gelangt in nur 8 Minuten von der Sonne zur Erde.

Die Sonne ist kein gewöhnlicher Gelber Zwerg, wie bisher angenommen. Dies ist der Zentralkörper des Sonnensystems, um den sich die Planeten drehen, mit einer Vielzahl schwerer Elemente. Dabei handelt es sich um einen nach mehreren Supernova-Explosionen entstandenen Stern, um den sich ein Planetensystem bildete. Aufgrund seiner Lage nahe idealen Bedingungen entstand Leben auf dem dritten Planeten Erde. Die Sonne ist bereits fünf Milliarden Jahre alt. Aber lassen Sie uns herausfinden, warum es leuchtet? Wie ist die Sonne aufgebaut und was sind ihre Eigenschaften? Was hält die Zukunft für ihn bereit? Welchen Einfluss hat es auf die Erde und ihre Bewohner? Die Sonne ist ein Stern, um den sich alle neun Planeten des Sonnensystems, einschließlich unseres, drehen. 1 a.u. (astronomische Einheit) = 150 Millionen km – das ist die durchschnittliche Entfernung von der Erde zur Sonne. Das Sonnensystem umfasst neun große Planeten, etwa hundert Satelliten, viele Kometen, Zehntausende Asteroiden (Kleinplaneten), Meteoroiden sowie interplanetares Gas und Staub. Im Mittelpunkt steht unsere Sonne.

Die Sonne scheint seit Millionen von Jahren, was durch moderne biologische Forschung bestätigt wird, die aus den Überresten von Blaualgen gewonnen wurde. Wenn sich die Temperatur der Sonnenoberfläche auch nur um 10 % ändern würde, würde alles Leben auf der Erde sterben. Daher ist es gut, dass unser Stern gleichmäßig die Energie ausstrahlt, die für das Wohlergehen der Menschheit und anderer Lebewesen auf der Erde notwendig ist. In den Religionen und Mythen der Völker der Welt nimmt die Sonne seit jeher den Hauptplatz ein. Für fast alle Völker der Antike war die Sonne die wichtigste Gottheit: Helios – bei den alten Griechen, Ra – der Sonnengott der alten Ägypter und Yarilo bei den Slawen. Die Sonne brachte Wärme und Ernte, jeder verehrte sie, denn ohne sie gäbe es kein Leben auf der Erde. Die Größe der Sonne ist beeindruckend. Beispielsweise beträgt die Masse der Sonne das 330.000-fache der Masse der Erde und ihr Radius ist 109-mal größer. Aber die Dichte unseres Sterns ist gering – 1,4-mal größer als die Dichte von Wasser. Die Bewegung der Flecken auf der Oberfläche wurde von Galileo Galilei selbst bemerkt und bewies damit, dass die Sonne nicht stillsteht, sondern rotiert.

Konvektive Zone der Sonne

Die radioaktive Zone beträgt etwa 2/3 des Innendurchmessers der Sonne und der Radius beträgt etwa 140.000 km. Wenn sich Photonen vom Zentrum entfernen, verlieren sie unter dem Einfluss von Kollisionen ihre Energie. Dieses Phänomen wird Konvektionsphänomen genannt. Dies erinnert an den Prozess, der in einem kochenden Wasserkocher abläuft: Die vom Heizelement kommende Energie ist viel größer als die Menge, die durch Wärmeleitung abgeführt wird. Heißes Wasser in der Nähe des Feuers steigt auf und kälteres Wasser sinkt ab. Dieser Vorgang wird als Konvention bezeichnet. Konvektion bedeutet, dass sich dichteres Gas über die Oberfläche verteilt, abkühlt und wieder in die Mitte gelangt. Der Mischvorgang in der Konvektionszone der Sonne erfolgt kontinuierlich. Wenn Sie durch ein Teleskop auf die Oberfläche der Sonne schauen, können Sie ihre körnige Struktur erkennen – Granulationen. Es fühlt sich an, als wäre es aus Granulat! Dies ist auf die Konvektion unterhalb der Photosphäre zurückzuführen.

Photosphäre der Sonne

Eine dünne Schicht (400 km) – die Photosphäre der Sonne – befindet sich direkt hinter der Konvektionszone und stellt die „echte Sonnenoberfläche“ dar, die von der Erde aus sichtbar ist. Körnchen in der Photosphäre wurden erstmals 1885 vom Franzosen Janssen fotografiert. Das durchschnittliche Granulat hat eine Größe von 1000 km, bewegt sich mit einer Geschwindigkeit von 1 km/sek und existiert etwa 15 Minuten lang. Im äquatorialen Teil sind dunkle Formationen in der Photosphäre zu beobachten, die sich dann verschieben. Charakteristisch für solche Stellen sind starke Magnetfelder. Und die dunkle Farbe entsteht aufgrund der niedrigeren Temperatur im Vergleich zur umgebenden Photosphäre.

Chromosphäre der Sonne

Die solare Chromosphäre (farbige Kugel) ist eine dichte Schicht (10.000 km) der Sonnenatmosphäre, die direkt hinter der Photosphäre liegt. Die Beobachtung der Chromosphäre ist aufgrund ihrer Nähe zur Photosphäre recht problematisch. Man sieht es am besten, wenn der Mond die Photosphäre bedeckt, d. h. während Sonnenfinsternissen.

Sonnenprotuberanzen sind riesige Wasserstoffemissionen, die langen leuchtenden Fäden ähneln. Die Protuberanzen erreichen enorme Entfernungen, erreichen den Durchmesser der Sonne (1,4 mm km), bewegen sich mit einer Geschwindigkeit von etwa 300 km/s und die Temperatur erreicht 10.000 Grad.

Die Sonnenkorona ist die äußere und ausgedehnte Schicht der Sonnenatmosphäre, die oberhalb der Chromosphäre entsteht. Die Länge der Sonnenkorona ist sehr groß und erreicht Werte von mehreren Sonnendurchmessern. Auf die Frage, wo genau es endet, haben Wissenschaftler noch keine klare Antwort erhalten.

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

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

Eigenschaften der Sonne

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

Ändert sich die Leuchtkraft der Sonne?

DIE ALTEN GLETSCHEREI

Die historische Geologie zeigt, dass es in früheren Erdzeitaltern immer wieder zu Kälteeinbrüchen kam. Die früheste bekannte Vereisung war 2.500 Millionen Jahre vor unserer Zeit. Geologen beurteilen die Existenz von Eiszeiten in der fernen Vergangenheit anhand von Funden sogenannter Tillite – unsortierter Gesteine, darunter Felsbrocken und Ton, die unter der Einwirkung eines Gletschers entstanden sind. Wenn wir die Erscheinungsformen aller größeren in der Erdgeschichte bekannten Vergletscherungen betrachten, kommt man nicht umhin, auf die Ungleichmäßigkeit ihrer zeitlichen Verteilung zu achten. Nach mehreren Phasen, die vor etwa 2.500 bis 2.200 Millionen Jahren stattfanden, gab es eine lange Pause, gemessen bei 1.500 Millionen Jahren, in der es keine Vergletscherungen gab. Vor etwa 900 Millionen Jahren kam es erneut zu Vergletscherungen, die in Abständen von 50 bis 100 Millionen Jahren auftraten. Zusätzlich zu den starken Kälteeinbrüchen, die starke Vereisungen auf der Erde verursachten, gab es auch schwächere Temperaturminima, wenn die Abkühlung für eine weit verbreitete Eisverteilung auf dem Planeten nicht ausreichte.

Die Besonderheit der Vereisungen bestand darin, dass sie unter für ihre Manifestation ungünstigen Bedingungen auftraten (das Klima auf der Erde war heiß, es gab keine klare Einteilung in Klimazonen). Die starke Abkühlung betraf jedoch den gesamten Planeten, unabhängig vom Breitengrad. Beispielsweise wurden Spuren der Vereisung des oberen Proterozoikums, die vor 900 Millionen Jahren stattfand, an verschiedenen Orten auf dem Planeten gefunden, unabhängig von der geografischen Breite. Gletscherformationen (Tillite) werden oft von Sedimenten unter- und/oder überlagert, die in heißen Klimazonen entstanden sind. Diese Tatsachen deuten darauf hin, dass die Abkühlung relativ schnell erfolgte und dann ebenso abrupt endete. Die geringe Dicke der Gletscherformationen weist auf die kurze Dauer der Kaltperioden hin.

Diese Merkmale der alten Eiszeiten erlauben es uns nicht, sie mit „irdischen Ursachen“ in Verbindung zu bringen, beispielsweise mit Gebirgsbildungsprozessen oder Veränderungen in der Konfiguration von Land und Meer. Tatsächlich gab es in jenen fernen Zeiten keine hohen Berge und die Schwankungen des Meeresspiegels veränderten sich nur sehr langsam. Es gibt keinen Grund, antike Vereisungen durch Ausbrüche vulkanischer Aktivität zu erklären, da es keine Korrelationen zwischen den Epochen verstärkten Vulkanismus und starken Vergletscherungen gibt Vulkanische Prozesse ereigneten sich auf der Erde sehr oft und Vereisungen – in ihrer gesamten Geschichte nur wenige Male. Vielleicht trugen Vulkanausbrüche in einigen Fällen zu einer intensiveren Entwicklung der Vereisung bei, aber sie konnten nicht die Ursache für solche Phänomene sein Die Neigung der Erdachse oder die Verstopfung der Erdachse durch Staub (terrestrisch oder kosmisch) neigen dazu, eine außerirdische Ursache für antike Vereisungen zu befürworten Es ist am natürlichsten, Vereisungen durch Veränderungen in der Leuchtkraft der Sonne zu erklären: Die Leuchtkraft sinkt etwa alle 80-100 Millionen Jahre und bleibt mehrere Millionen Jahre lang unter den Durchschnittswerten.

Die Stadien der Vereisungen und ihre Periodizität lassen auf die Existenz größerer Rhythmen der Sonnenleuchtkraft schließen. Die letzten 900 Millionen Jahre waren von episodischen Phasen der Vereisung geprägt. Darüber hinaus wurde in den Tiefen der Jahrhunderte eine Zeit ohne Vereisungen entdeckt, die 1500 Millionen Jahre dauerte. Noch weiter von unserer Zeit entfernt treten Vergletscherungen wieder auf, allerdings nicht für so lange Zeit. Es kann nicht ausgeschlossen werden, dass es schon früher zu Schwankungen in der Leuchtkraft der Sonne kam, diese äußerten sich jedoch nicht in Form von Vereisungen, da die Temperatur auf der Erde damals hoch war und während der Abkühlungsphase nicht unter 0°C fiel. Wenn unsere Annahme richtig ist, können wir über die Periodizität der Schwankungen der Sonnenleuchtkraft sprechen. Die Sonne verhält sich eine gewisse Zeit lang wie ein stationärer Stern und pulsiert dann etwa im gleichen Zeitraum mit einer Periode von 80-100 Millionen Jahren. Vereisungen zeigen Zeitintervalle an, in denen die Leuchtkraft der Sonne abnahm und die Temperatur auf der Planetenoberfläche abnahm. Gibt es Hinweise auf das gegenteilige Phänomen – einen episodischen Anstieg der Leuchtkraft der Sonne? Eine eindeutige Antwort auf diese Frage gibt die Erdgeschichte nicht. Eine Erhöhung der Leuchtkraft der Sonne hätte zu einer Erwärmung der Erdoberfläche und damit zu einem Anstieg der Wassertemperatur führen müssen, was zu Veränderungen der ökologischen Situation geführt hätte. Geologen haben solche Veränderungen mehr als einmal registriert, aber es ist schwer zu sagen, ob sie mit einem Temperaturanstieg zusammenhängen.

WIRD DER MARS ÜBER DIE GESCHICHTE DER ERDE ERZÄHLEN?

Das Studium der Geschichte des Mars kann dabei helfen, Variationen in der Leuchtkraft der Sonne zu untersuchen. Bekanntermaßen schwankt die Temperatur an seiner Oberfläche zwischen -120 °C in der Nacht und +20 °C am Tag. Es gab jedoch Zeiten in der Geschichte des Mars, in denen die Temperatur noch höher anstieg und Flüsse über den Mars flossen. Solche Erwärmungen sind auf dem Mars mehr als einmal aufgetreten, aber Wissenschaftler können den Zeitpunkt dieser warmen Epochen immer noch nicht genau bestimmen, da es keine absoluten Daten für das Alter der Gesteine ​​des Planeten gibt. Es wird angenommen, dass flüssiges Wasser auf der Marsoberfläche nicht durch Regen, sondern durch das Schmelzen von unterirdischem Eis entstanden ist. Das aus dem geschmolzenen Boden austretende Wasser strömte in die von ihm entstandenen Flusstäler und gelangte dann in den riesigen abflusslosen Senken zurück in den Boden. Über die Ursachen der Erwärmung auf dem Mars besteht kein Konsens. Viele glauben, dass das Schmelzen des unterirdischen Eises durch die Aktivierung tiefer Prozesse und vor allem durch vulkanische Aktivität verursacht wird. Es ist schwierig, dieser Schlussfolgerung zuzustimmen, da sich die endogene Aktivität auf dem Mars in der frühen Periode seiner Geschichte (vor 2,5 Milliarden Jahren) intensiv manifestierte und die Wassererosionsaktivität im Gegenteil für die letzten 2,5 Milliarden Jahre charakteristisch ist . Flusstäler auf dem Mars liegen meist weit entfernt von Vulkanmassiven. Und es ist energetisch schwierig, sich einen Mechanismus für die episodische Erwärmung des gesamten Planeten durch Vulkanausbrüche vorzustellen.

Es gibt weitere Gründe, die Erwärmung auf dem Mars mit einer Zunahme der Leuchtkraft der Sonne in Verbindung zu bringen. Die von ihm ausgehende Wärmezunahme führte zu einem deutlichen Temperaturanstieg auf der Marsoberfläche, wodurch der gefrorene Boden zu schmelzen begann. Überschüssiges Wasser begann von einigen Stellen zu anderen zu fließen, wo der Grundwasserspiegel niedriger war. Moderne Erkenntnisse über den Mars ermöglichen es uns, mindestens zwei Stadien der Flussaktivität (Wassererosion) auf seiner Oberfläche zu unterscheiden. Die frühesten von ihnen, als die alten Täler Uzboy, Ladon, Maadim und Bakhram entstanden, stammen aus der Zeit vor etwa 2500 Jahren. Das jüngere Flussstadium, als die Täler Kasay, Tiu, Simud, Vedra, Madzha und andere entstanden, findet in der letzten Milliarde Jahre der Marsgeschichte statt.

ZWEI BEDINGUNGEN DER SONNE?

Wenn wir die Epochen der Vereisung auf der Erde und die Epochen der Flussprozesse auf dem Mars vergleichen, fallen sie zeitlich ungefähr zusammen. Vielleicht ist dies kein Zufall. Während dieser Zeiträume veränderte sich die Sonnenhelligkeit sowohl in Richtung eines starken Anstiegs als auch eines Rückgangs. Die Zunahme äußerte sich auf dem Mars in Form von Flussstadien, die Abnahme auf der Erde in Form von Eiszeiten. Wenn diese Annahmen richtig sind, dann hat das Tageslicht zwei Zustandstypen, die sich periodisch gegenseitig ersetzen. Der erste ist relativ ruhig und charakteristisch für die Ära von 2250 bis 900 Millionen Jahren, als es keine wesentlichen Änderungen in der Intensität des Leuchtens gab. Die zweite ist kontrastierend, wenn beide Phasen zunehmender und abnehmender Leuchtkraft auftraten. Wir leben in einer gegensätzlichen Ära, die 900 Millionen Jahre dauert.

Was ist der Grund für solch starke Schwankungen der Leuchtkraft der Sonne? Schließlich gilt er als stationärer Stern und die Schwankungen der Sonnenkonstante betragen nicht mehr als 0,3 % (was für eine globale Vereisung völlig unzureichend ist). Einige Astrophysiker haben jedoch kürzlich die Möglichkeit größerer Schwankungen der Sonnenleuchtkraft eingeräumt. Es ist bekannt, dass die Menge der von bodengestützten Instrumenten aufgezeichneten solaren Neutrinos deutlich geringer war, als sie nach theoretischen Berechnungen sein sollte. So werden nach dem von W. Fowler (1972) vorgeschlagenen Modell in bestimmten Zeitintervallen – etwa 200–300 Millionen Jahren – in den inneren Teilen der Sonne periodisch hohe Temperaturen aufgebaut, die für die Auslösung nuklearer Prozesse erforderlich sind. Bei Erreichen dieser Temperaturen steigt das heiße Plasma aufgrund der konvektiven Instabilität auf und vermischt sich mit der relativ kalten Substanz an der Oberfläche. Dadurch sinkt die Leuchtkraft der Sonne um etwa 35 % und die Temperatur auf der Erde um 30 °C oder mehr. Dieser Zustand dauert etwa 10 Millionen Jahre. Natürlich stößt diese Hypothese auf gewisse Einwände. Es liegen beispielsweise Daten vor, die auf die Möglichkeit der Existenz einer Ruhemasse für Neutrinos hinweisen, die dazu führen kann, dass von der Sonne emittierte Neutrinos so umgewandelt werden, dass sie mit anerkannten Methoden nicht nachgewiesen werden können. Das betrachtete Problem wird nur auf qualitativer Ebene diskutiert. Um die Frage zu lösen, um wie viel die Leuchtkraft der Sonne abnehmen muss, um eine Vereisung zu verursachen, sind spezielle Berechnungen erforderlich. Anscheinend sprechen wir von einem Rückgang der Leuchtkraft um 10 % oder mehr.

Es muss nur betont werden, dass die Analyse geologischer Daten, die auf Veränderungen der Temperatur der Erdoberfläche im Laufe der Zeit hinweisen, die einzige Möglichkeit ist, Schwankungen der Sonnenleuchtkraft zu erkennen und auszuwerten, die vor Millionen und Abermilliarden von Jahren stattgefunden haben. Wissenschaftler haben noch keine direkte Möglichkeit, solche ausgedehnten Schwankungszyklen der Leuchtkraft der Sonne zu ermitteln. Daher bleibt nur ein indirekter Weg – nach Spuren der Pulsationen der Sonne in der Geschichte der sie umkreisenden Planeten zu suchen. Achten wir noch auf einen weiteren Umstand. Unter Astronomen und Geophysikern ist die Ansicht weit verbreitet, dass bei der Entstehung der Erde, also Vor 4,6 Milliarden Jahren war die Sonneneinstrahlung um 40 % geringer als heute und hat seitdem bis heute zugenommen. Folglich sollte die Temperatur auf der Erde allmählich ansteigen. Die Daten aus der „Steinaufzeichnung“ der Erde deuten auf das Gegenteil hin – die Temperatur auf der Planetenoberfläche sank allmählich. So lag die Temperatur vor 3,8 Milliarden Jahren, basierend auf der Bestimmung des Verhältnisses der Sauerstoffisotope in silikatischen Ablagerungen der Isua-Serie (Grönland), im Bereich von 90–150 °C. Vor drei Milliarden Jahren lag sie zwischen 90 und 65 °C und sank dann allmählich auf den heutigen Wert ab. Nur zukünftige Forschungen werden zeigen, wie dieser Widerspruch überwunden werden kann.

• Autor des Artikels I.A. Rezanov, Doktor der Geologie und Mineralogischen Wissenschaften, Institut für Naturwissenschafts- und Technikgeschichte RAS benannt nach. S.I. Vavilova
• Vorbereitung und Veröffentlichung des Projekts „Astrogalaxy“ 15.09.2007

Die Sonne ist ein Gelber Zwerg der Spektralklasse G2 V, der zur Hauptreihe des Hertzsprung-Russell-Diagramms gehört. Die Hauptmerkmale der Sonne sind in der Tabelle aufgeführt. 1. Beachten Sie, dass die Sonne zwar bis zum Zentrum gasförmig ist, ihre durchschnittliche Dichte (1,4 g/cm3) jedoch die Dichte von Wasser übersteigt und im Zentrum der Sonne sogar deutlich höher ist als die von Gold oder Platin haben eine Dichte von ca. 20 g/cm3. Die Oberfläche der Sonne emittiert bei einer Temperatur von 5800 K 6,5 kW/cm2.

Eigenschaften der Sonne

Tabelle 3.1 Eigenschaften der Sonne (nach Shkolovsky I.S., 1984)

Innere Struktur der Sonne

Die Sonne ist ein Stern, dessen Hauptelemente Wasserstoff (75 %), Helium (ca. 25 %), Kohlenstoff, Sauerstoff, Stickstoff und einige andere Elemente in sehr geringen Mengen sind. Die Sonne besteht aus mehreren Kugelschichten. Solche Schichten sind der Kern, der Bereich der radialen Energieübertragung, die Konvektionszone und die Atmosphäre. Forscher unterscheiden mehrere Regionen in der Atmosphäre: die Photosphäre, die Chromosphäre und die Korona.

Kern. Wissenschaftler wissen nicht genau, was sich im Sonnenkern befindet. Eines ist sicher: Im zentralen Teil des Sterns finden thermonukleare Reaktionen statt, bei denen eine enorme Energiemenge freigesetzt wird. Energie ist Strahlung in Form ultrakurzer Frequenzwellen. Im Kern der Sonne herrschen sehr hohe Temperaturen und ein enormer Druck. Bereich der Strahlungsenergieübertragung. Dieser Bereich ist eine Hülle aus unsichtbarem Gas, dessen Temperatur enorm ist. Das Gas ist praktisch bewegungslos. Es umhüllt den Kern. Elektromagnetische Energie aus dem Sonnenkern gelangt in den Bereich der Strahlungsenergieübertragung. Dabei wird kurzwellige Gammastrahlung in Röntgenstrahlung mit längerer Wellenlänge umgewandelt. Wenn es sich vom Kern entfernt, sinkt die Temperatur des Gases. Konvektiver Bereich. Dabei handelt es sich um eine Kugelschale, die über den Bereich der Strahlungsenergieübertragung geschichtet ist. Es besteht aus Hochtemperaturgas. Die Dicke dieser Sonnenhülle beträgt 1/10 des Sternradius. Das Gas der konvektiven Region ist mobil, weil Der konvektive Bereich liegt zwischen dem Bereich der Strahlungsenergieübertragung und der Sonnenatmosphäre und erscheint sozusagen eingeklemmt zwischen Regionen mit unterschiedlichen Temperaturen und Drücken.

Wenn die Wellenenergie des Sonnenkerns seine Atmosphäre erreicht, beginnt er zu leuchten. Dieser Bereich der Sonne erzeugt Sonnenlicht.

Atmosphäre der Sonne

Tabelle 3.3 Struktur der Sonnenatmosphäre

Photosphäre. Oben sind die Schichten der Sonne zu sehen, die die Sonnenatmosphäre bilden. Die moderne Heliophysik unterscheidet drei solcher unterschiedlichen Schichten, deren physikalische Bedingungen unterschiedlich sind. Die unteren, relativ dichten undurchsichtigen Schichten bilden die Photosphäre, verdünnter und ausgedehnter – die Chromosphäre und die Korona.

Die Strahlung, die von der Sonne zu uns kommt, tritt in einer sehr dünnen Oberflächenschicht auf – der Photosphäre (Lichtschicht), deren Dicke im Sonnenmaßstab vernachlässigbar ist, nur etwa 400 km. Die untere Ebene der Photosphäre entspricht der scharfen sichtbaren Kante der Sonnenscheibe.

Die Photosphäre sendet nicht nur Licht aus, sondern absorbiert auch Licht aus den tieferen Schichten der Sonne. Wir sehen sie nicht mehr, weil ihr Licht vollständig von der Photosphäre absorbiert wird. (Die Photosphäre besteht aus einem stark verdünnten Gas mit einer Dichte von 1-3 * 10-8 g/cm3, die Temperatur wird im Durchschnitt auf 5780 K geschätzt. Mit steigender Temperatur nimmt die Temperatur in der Photosphäre und damit auch die Intensität ab Auch das Leuchten der Gase nimmt ab, da die Gase der Photosphäre bei schräger Betrachtung nur für die äußeren, kühleren Schichten sichtbar sind : Wenn man sich dem Rand der Scheibe nähert, erscheint die Sonne dunkler.) Abbildung 3.3.1 zeigt die Struktur der Photosphäre der Sonne. (nach A.D. Marlensky, 1970)

In der Photosphäre bilden sich zahlreiche im Sonnenspektrum beobachtete dunkle Linien. Das Auftreten dieser Linien, die nach dem Wissenschaftler, der sie erstmals beschrieben hat, Fraunhofer-Linien genannt werden, wird durch einen speziellen Streuprozess verursacht.

Abbildung 3.3.1 Photosphäre der Sonne

Die Chromosphäre ist die Schicht der Sonnenatmosphäre, die über der Photosphäre liegt. Diese Schicht hat eine rötlich-violette Farbe. Die Chromosphäre kann bei Sonnenfinsternissen beobachtet werden. Die Feuerzungen, die rund um die Mondscheibe, die die Sonne bedeckt, sichtbar sind, sind die Chromosphäre.

Die Chromosphäre besteht aus verdünnten Gasen. Die Dicke der Chromosphäre beträgt 10 bis 15.000 Kilometer und die Temperatur der Feuerzungen ist zehnmal höher als die Temperatur in der Photosphäre. Abbildung 3.3.2 zeigt die Chromosphäre der Sonne (nach A.D. Marlensky, 1970)

Woher wussten wir, wie viel Energie die Sonne aussendet?

Seit fast anderthalb Jahrhunderten haben Astronomen und Geophysiker große Anstrengungen unternommen, um dies herauszufinden Solarkonstante. Damit wird die Gesamtmenge der Sonnenstrahlungsenergie aller Wellenlängen bezeichnet, die auf eine Fläche von 1 cm 2 einfällt, die senkrecht zu den Sonnenstrahlen außerhalb der Erdatmosphäre und im durchschnittlichen Abstand der Erde von der Sonne platziert ist. Die Bestimmung der Sonnenkonstante scheint eine ziemlich einfache Aufgabe zu sein. Aber das ist nur auf den ersten Blick. In Wirklichkeit steht der Forscher vor zwei ernsthaften Schwierigkeiten.

Zunächst gilt es, einen Strahlungsempfänger zu schaffen, der alle Farben des sichtbaren Lichts sowie ultraviolette und infrarote Strahlen – kurzum das gesamte Spektrum elektromagnetischer Wellen – mit gleicher Empfindlichkeit wahrnimmt. Erinnern wir den Leser daran, dass sichtbares Licht, Ultraviolett- und Röntgenstrahlung, Gammastrahlen, Infrarotstrahlung und Radiowellen in gewissem Sinne von der gleichen Natur sind. Ihr Unterschied zueinander ist nur auf die Schwingungsfrequenz des elektromagnetischen Feldes oder der Wellenlänge zurückzuführen. In der Tabelle Es sind 2 Lambda-Wellenlängen angegeben verschiedene Bereiche des Spektrums elektromagnetischer Strahlung sowie Frequenz v in Hertz und Quantenenergie hv in Elektronenvolt).

Wie die Tabelle zeigt. 2 macht der sichtbare Bereich mit einer Ausdehnung von etwas weniger als einer Oktave einen sehr kleinen Teil des gesamten Spektrums elektromagnetischer Strahlung aus und reicht von Gammastrahlen mit einer Wellenlänge von tausendstel Nanometern bis hin zu meterlangen Radiowellen, mehr als 46 Oktaven. Die Sonne strahlt praktisch über diesen gigantischen Wellenlängenbereich, und die Sonnenkonstante muss, wie bereits gesagt, die Energie des gesamten Spektrums berücksichtigen. Am besten eignen sich hierfür thermische Detektoren, zum Beispiel Thermoelemente und Bolometer, bei denen die gemessene Strahlung in Wärme umgewandelt wird und die Messwerte des Gerätes von der Menge dieser Wärme, also letztlich von der Leistung des Geräts, abhängen einfallende Strahlung, nicht jedoch von ihrer spektralen Zusammensetzung.

Angströms Kompensationspyrheliometer, das 1895 erfunden und (mit prinzipiellen Verbesserungen) weit verbreitet ist, ist genial konstruiert. Stellen Sie sich zwei identische Teller (aus Manganin) vor, die nebeneinander stehen. Beide sind mit Platin-Niello oder einem speziellen schwarzen Lack beschichtet. Einer von ihnen wird durch die Sonnenstrahlen beleuchtet und erwärmt, der andere ist mit einem Vorhang bedeckt. Ein elektrischer Strom mit einer solchen Stärke (reguliert durch einen Rheostat) wird durch die schattierte Platte geleitet, dass seine Temperatur der Temperatur der beleuchteten Platte entspricht. Aktuelle Leistung erforderlich für Entschädigung Solarheizung (daher der Name des Geräts – Kompensationspyrheliometer) ist ein Maß für die Leistung der einfallenden Strahlung.

Der Vorteil des Angström-Pyrheliometers ist seine Einfachheit, Zuverlässigkeit und gute Reproduzierbarkeit der Messwerte. Deshalb wird es seit mehr als 85 Jahren in verschiedenen Ländern eingesetzt. Messungen damit erfordern jedoch einige kleine, aber schwer zu ermittelnde Korrekturen. Erstens sorgt keine Schwärzung (einschließlich Ruß, Platinschwarz usw.) für eine vollständige Absorption der einfallenden Strahlen. Ein Teil davon (etwa 1,5–2 %) wird reflektiert, und dieser Anteil kann je nach Wellenlänge variieren. In diesem Zusammenhang wurden in den letzten zwei Jahrzehnten Hohlraumgeräte entwickelt. Das Diagramm eines davon (Pyrheliometer PAKRAD-3, kommerziell hergestellt von Eppley Laboratory, USA) ist in Abb. 1.

Im oberen Aufnahmeraum l, von einem Zylinder gebildet 2, Kegel 3 doppelwandiger und kegelstumpfförmiger Typ 4, Die Sonnenstrahlen gelangen durch eine Präzisionsblende 5. Thermosäule 6 ermöglicht es Ihnen, den Temperaturanstieg in der oberen Struktur im Vergleich zu ähnlichen Punkten in der unteren Struktur zu bestimmen, die genauso gestaltet ist wie die obere Struktur (nur der Kegel darin ist aus Kompaktheitsgründen um 180° gedreht). Die Leistung der absorbierten Strahlung ist gleich der Leistung des Stroms, der bei geschlossener Blende durch die Wicklung 7 geleitet werden muss 5 einen gleichmäßigen Temperaturanstieg bewirken.

Denn die Sonnenstrahlen können aus dem Hohlraum entweichen 1 Erst nach mehreren Reflexionen weist der von innen mit dem gleichen Lack wie die Platten des Ångström-Pyrheliometers geschwärzte Hohlraum einen hohen Absorptionskoeffizienten auf. Er beträgt 0,997–0,998 und erreicht in einigen Fällen 0,9995. Dies ist der Vorteil der immer weiter verbreiteten Hohlraumgeräte.

Die zweite Schwierigkeit bei der Bestimmung der Sonnenkonstante ergibt sich aus der Erdatmosphäre. Letzteres dämpft jegliche Strahlung, wobei die Dämpfung stark von der Wellenlänge abhängt. Blaue und violette Strahlen werden viel stärker abgeschwächt als rote Strahlen, und ultraviolette Strahlen werden noch stärker abgeschwächt. Strahlung mit einer Wellenlänge von weniger als 300 nm wird, wie die meisten Infrarotstrahlen, in der Regel vollständig von der Erdatmosphäre blockiert. Darüber hinaus sind die optischen Eigenschaften der Atmosphäre selbst bei klarem wolkenlosem Wetter äußerst variabel.

Aufgrund der Tatsache, dass Strahlen unterschiedlicher Wellenlänge durch die Atmosphäre unterschiedlich gedämpft werden, kann der Transparenzkoeffizient nicht durch Beobachtungen im „weißen Licht“ mit Instrumenten wie Pyrheliometern ermittelt werden, die Strahlung aller Wellenlängen aufzeichnen, die nicht in ein Spektrum zerlegt wird. Ein spektrometrisches Gerät ist unbedingt erforderlich. Durch Beobachtungen wird es möglich sein, die Werte des atmosphärischen Transparenzkoeffizienten für mehrere Wellenlängen separat zu bestimmen. Erst danach kann man daraus die Korrektur für die Atmosphäre zu den Pyrheliometer-Messwerten berechnen.

All dies macht es sehr schwierig, die Sonnenkonstante von der Erdoberfläche aus zu bestimmen. Es ist nicht verwunderlich, dass Beobachtungen, die beispielsweise im letzten Jahrhundert gemacht wurden, eine geringe Genauigkeit aufwiesen und verschiedene Autoren Werte erhielten, die sich um den Faktor 2 oder mehr unterschieden.

Methodisch gelten zu Recht die Arbeiten, die im Jahr 1900 begannen und unter der Leitung von Charles Abbott mehrere Jahrzehnte lang andauerten, als die besten unter den bodengestützten Bestimmungen. Sie zeigten Ergebnisse, die eine Abweichung von 2–3 % um den Durchschnittswert aufwiesen. Abbott selbst interpretierte diese Streuung als reale Veränderungen der Sonnenstrahlung. Eine spätere genauere Analyse derselben Beobachtungen ergab jedoch, dass die Streuung durch Fehler verursacht wurde, die hauptsächlich mit einer unzureichenden Berücksichtigung der Instabilitäten der Erdatmosphäre zusammenhingen.

Inzwischen ist es für die Meteorologie und eine Reihe anderer Wissenschaften über die Erde sowie für die Astrophysik (insbesondere die Planetenphysik) notwendig, sowohl eine genauere Kenntnis dieser Größe als auch eine Lösung für die Frage zu haben, ob die Sonne Konstant ist wirklich konstant, also ob und in welchen Grenzen mögliche Schwankungen der Sonneneinstrahlung möglich sind.

Die radikalste Lösung des Problems ist der Einsatz künstlicher Erdsatelliten. Satelliten, die speziell zur Messung der Sonnenkonstante entwickelt wurden, sind seit 10 bis 12 Jahren regelmäßig im Einsatz. Die Entfernung von Instrumenten außerhalb der Atmosphäre (natürlich zusammen mit der Verbesserung der Instrumente selbst) ermöglicht die Bestimmung der Sonnenstrahlungsflüsse mit beispielloser Genauigkeit – einem absoluten Wert von bis zu 0,3 % und möglichen Schwankungen von bis zu 0,001 % der Durchschnittswert. Trotz der erreichten Genauigkeit ist das Problem der Schwankungen der Sonnenkonstante jedoch nicht vollständig gelöst. Es wurde lediglich festgestellt, dass ihre Amplitude (falls vorhanden) nicht mehr als 0,1–0,2 % beträgt. Ohne weiter auf die Diskussion über die Stabilität der Sonnenstrahlung einzugehen, stellen wir fest, dass die Solarkonstante mit einer Genauigkeit von 1 % 137 mW/cm 2 oder 1,96 cal (cm 2 min) -1 beträgt.

Wenn wir den Wert der Solarkonstante kennen, können wir interessante Daten erhalten. Betrachten wir einen bestimmten Bereich der Erdoberfläche und gehen davon aus, dass der Einfallswinkel der Sonnenstrahlen darauf 60° beträgt (die Höhe der Sonne über dem Horizont beträgt 30°). In diesem Fall, der für Bedingungen in mittleren Breiten durchaus typisch ist, erreichen etwa 65 % des gesamten Sonnenstrahlungsflusses die Erdoberfläche, der Rest wird durch die Atmosphäre verzögert. Die Ausleuchtung der Erdoberfläche muss aufgrund des schrägen Einfalls der Strahlen dennoch halbiert werden. Es lässt sich leicht berechnen, dass unter diesen Bedingungen eine Fläche von 5 × 10 km (entspricht der Fläche einer durchschnittlichen Stadt) 22 Millionen kW Leistung von der Sonne erhält, also mehr als von der gesamten Fläche bereitgestellt wird Komplex aus 5 Kraftwerken wird in Ekibastus gebaut. Darüber hinaus ist es bei Kenntnis des Erdradius von 6,371 · 10 8 cm leicht, die „Querschnittsfläche“ der Erde (1,275 · 10 18 cm 2) zu ermitteln und die Stärke der auf die Erde einfallenden Sonnenstrahlung zu berechnen Die Hälfte der von der Sonne beleuchteten Erdoberfläche ist ein riesiger Wert – etwa 1,7 · 10 · 14 kW. Um es klarer darzustellen, reicht es zu sagen, dass die auf die Tageshalbkugel der Erde einfallende Sonnenenergie ausreicht, um einen Eisblock mit einem Volumen von 0,56 km 3 (1 km lang und breit und 560 m hoch) zum Schmelzen zu bringen 1 Sekunde oder erhitzen Sie es in 4 Stunden von 0 auf 100 °C und verdampfen Sie dann so viel Wasser, wie im Ladogasee (908 km 3) vorhanden ist. Schließlich sendet die Sonne in 26 Tagen mehr Energie zur Erde, als in allen nachgewiesenen und vorhergesagten Reserven an Kohle, Öl und Gas sowie anderen Arten fossiler Brennstoffe enthalten ist. Diese Reserven werden auf 13 · 10 · 12 Tonnen sogenannter Äquivalentkraftstoff (d. h. Kraftstoff mit einem Heizwert von 7000 cal/g bzw. 29,3 · 10 6 J/kg) geschätzt.

Die Energie aller Wetterphänomene, aller natürlichen Prozesse, die in der Erdatmosphäre und Hydrosphäre ablaufen, wie Wind, Verdunstung der Ozeane, Feuchtigkeitstransport durch Wolken, Niederschläge, Bäche und Flüsse und Meeresströmungen, Bewegung von Gletschern – all dies ist hauptsächlich die umgewandelte Energie der auf den Boden fallenden Sonnenstrahlung. Die Entwicklung der Biosphäre wird durch Wärme und Licht bestimmt, daher sind einige Arten von Brennstoffen sowie alle unsere Lebensmittel, im übertragenen Sinne von K. A. Timiryazev, „konservierte Sonnenstrahlen“.

Geben wir noch eine Zahl. Die durchschnittliche Entfernung der Erde von der Sonne (oder der großen Halbachse der Erdumlaufbahn) beträgt 149,6 · 10 6 km. Daher beträgt die Gesamtleuchtkraft der Sonne 3,82 10 23 kW oder 3,82 10 33 erg/s; Dieser Wert liegt fast 17 Größenordnungen über der Leistung der größten technischen Kraftwerke, wie etwa unserer größten Wasser- und Wärmekraftwerke.

Zur Darstellung der Leuchtkraft von Sternen. Entspricht der Leuchtkraft der Sonne, die 3,827 × 10 26 W oder 3,827 × 10 33 Erg/s beträgt.

Ständige Berechnung

Sie können die Menge an Sonnenenergie berechnen, die auf die Erde trifft, indem Sie die Fläche einer Kugel mit einem Radius, der der Entfernung der Erde von der Sonne (zentriert im Stern) entspricht, und die Fläche eines Schnitts vergleichen, der so erstellt wurde, dass der Planet Die Drehachse gehört zur Schnittebene.

• Der Radius der Erde beträgt 6,378 km.
• Querschnittsfläche der Erde: S Erde = π×Radius² = 128.000.000 km²
• Durchschnittliche Entfernung zur Sonne: R Sonne = 150.000.000 km. (1 AE)
• Fläche der Kugel: S Sonne = 4×π×R Sonne² = 2,82×10 17 km².
• Die Energiemenge, die pro Zeiteinheit auf die Erde fällt: P Erde = P Sonne × S Erde / S Sonne = 1,77 × 10 17 W.
  • Energiemenge (pro Zeiteinheit) pro Quadratmeter: P Erde / S Erde = 1387 W/m² (Solarkonstante)
  • Die Menschheit verbraucht etwa 12x10 12 Watt. Wie viel Platz wird benötigt, um den Energiebedarf zu decken? Die besten Solarzellen haben einen Wirkungsgrad von etwa 33 %. Die erforderliche Fläche beträgt 12×10 12 /(1387×0,33) = 26×10 9 m² = 26000 km², oder ein Quadrat von ~160×160 km. (Tatsächlich ist eine größere Fläche erforderlich, da die Sonne nicht immer im Zenit steht und außerdem ein Teil der Strahlung durch Wolken und die Atmosphäre gestreut wird.)

Links

• I.-J. Sackmann, AI Boothroyd (2003). „Unsere Sonne. V. Eine helle junge Sonne im Einklang mit der Helioseismologie und den warmen Temperaturen auf der alten Erde und dem Mars.“ Das Astrophysikalische Journal 583 (2): 1024-1039.

Wikimedia-Stiftung. 2010.

Sehen Sie in anderen Wörterbüchern, was „Sonnenleuchtkraft“ ist:

In der Astronomie die Gesamtenergie, die von einer Quelle pro Zeiteinheit abgegeben wird (in absoluten Einheiten oder in Einheiten der Sonnenleuchtkraft; Sonnenleuchtkraft = 3,86 · 1033 erg/s). Manchmal spricht man nicht von vollem S., sondern von S. in einem bestimmten Wellenlängenbereich. Zum Beispiel in... ... Astronomisches Wörterbuch

Leuchtkraft ist ein Begriff zur Bezeichnung bestimmter physikalischer Größen. Inhalt 1 Photometrische Leuchtkraft 2 Leuchtkraft eines Himmelskörpers ... Wikipedia

Die Leuchtkraft eines Sterns, die Lichtstärke eines Sterns, d. h. die Menge des von einem Stern emittierten Lichtstroms, enthalten in einer Raumwinkeleinheit. Der Begriff „Sternleuchtkraft“ entspricht nicht dem Begriff „Leuchtkraft“ der allgemeinen Photometrie. S. Sterne können bezeichnet werden als... Große sowjetische Enzyklopädie

An einem Punkt auf der Oberfläche. eine der Lichtgrößen, das Verhältnis des von einem Flächenelement ausgehenden Lichtstroms zur Fläche dieses Elements. Einheit C. (SI) Lumen pro Quadratmeter (lm/m2). Ein ähnlicher Wert im Energiesystem. Mengen heißen... ... Physische Enzyklopädie

LEUCHTKRAFT, die absolute Helligkeit eines STERNS, die Menge an Energie, die von seiner Oberfläche pro Sekunde abgegeben wird. Wird in Watt (Joule pro Sekunde) oder Einheiten der Sonnenhelligkeit ausgedrückt. Die bolometrische Leuchtkraft misst die Gesamtleistung des Lichts eines Sterns pro... ... Wissenschaftliches und technisches Enzyklopädisches Wörterbuch

LEUCHTKRAFT, 1) in der Astronomie die Gesamtenergiemenge, die von einem kosmischen Objekt pro Zeiteinheit abgegeben wird. Manchmal sprechen wir von Leuchtkraft in einem bestimmten Wellenlängenbereich, zum Beispiel von Radioleuchtkraft. Wird normalerweise in Erg/s, W oder Einheiten gemessen... ... Moderne Enzyklopädie Wikipedia