Durchgang von Sternenlicht durch die Sonnenkorona. Die Sonne ist ein einzigartiger Stern. Struktur und Zusammensetzung der Sonne

Bereits an diesem Samstag, 11. August 2018, wird eine neue Mission zur Erforschung der Sonne – Parker Solar Probe (oder die Parker-Solarsonde) – ins All fliegen. In ein paar Jahren wird das Gerät der Sonne so nahe kommen, wie es noch nie ein von Menschenhand geschaffenes Objekt erreicht hat. Leitartikel N+1 Mit Hilfe von Sergei Bogachev, Chefforscher am Labor für Röntgen-Sonnenastronomie des Lebedew-Physikalischen Instituts, beschloss ich herauszufinden, warum Wissenschaftler ein Gerät an einen so heißen Ort schicken und welche Ergebnisse davon erwartet werden.

Wenn wir in den Nachthimmel schauen, sehen wir eine riesige Anzahl von Sternen – die größte Kategorie von Objekten im Universum, die von der Erde aus beobachtet werden kann. Es sind diese riesigen leuchtenden Gaskugeln, die in ihren thermonuklearen „Öfen“ viele chemische Elemente produzieren, die schwerer als Wasserstoff und Helium sind, ohne die unser Planet und alles Leben auf ihm und wir selbst nicht existieren würden.

Die Sterne sind enorm weit von der Erde entfernt – die Entfernung zum nächsten von ihnen, Proxima Centauri, wird auf mehrere Lichtjahre geschätzt. Aber es gibt einen Stern, dessen Licht nur acht Minuten braucht, um uns zu erreichen – das ist unsere Sonne, und ihre Beobachtung hilft uns, mehr über andere Sterne im Universum zu erfahren.

Die Sonne ist uns viel näher, als es auf den ersten Blick scheint. In gewissem Sinne befindet sich die Erde im Inneren der Sonne – sie wird ständig vom Sonnenwind umspült, der von der Korona – dem äußeren Teil der Sternatmosphäre – ausgeht. Es sind die Teilchen- und Strahlungsströme der Sonne, die das „Weltraumwetter“ in der Nähe der Planeten steuern. Das Auftreten von Polarlichtern und Störungen in der Magnetosphäre von Planeten hängt von diesen Strömungen ab, während Sonneneruptionen und koronale Massenauswürfe Satelliten außer Gefecht setzen, die Entwicklung von Lebensformen auf der Erde beeinflussen und die Strahlungsbelastung bei bemannten Weltraummissionen bestimmen. Darüber hinaus finden ähnliche Prozesse nicht nur im Sonnensystem, sondern auch in anderen Planetensystemen statt. Das Verständnis der Prozesse in der Sonnenkorona und der inneren Heliosphäre ermöglicht es uns daher, das Verhalten des die Erde umgebenden Plasma-„Ozeans“ besser zu verstehen.

Struktur der Sonne

Wikimedia Commons

„Aufgrund der Entfernung der Sonne erhalten wir fast alle Informationen über sie durch die Strahlung, die sie erzeugt. Sogar einige einfache Parameter, wie zum Beispiel die Temperatur, die auf der Erde mit einem gewöhnlichen Thermometer gemessen werden kann, werden für Sonne und Sterne auf viel komplexere Weise bestimmt – durch das Spektrum ihrer Strahlung. Dies gilt auch für komplexere Eigenschaften, wie zum Beispiel das Magnetfeld. Ein Magnetfeld kann das Strahlungsspektrum beeinflussen, indem es die Linien darin aufspaltet – das ist der sogenannte Zeeman-Effekt. Und gerade weil das Feld das Strahlungsspektrum des Sterns verändert, können wir es registrieren. Wenn es einen solchen Einfluss in der Natur nicht gäbe, wüssten wir nichts über das Magnetfeld von Sternen, da es keine Möglichkeit gibt, direkt zu einem Stern zu fliegen“, sagt Sergei Bogatschew.

„Aber diese Methode hat auch Grenzen – nehmen wir zum Beispiel die Tatsache, dass uns die Abwesenheit von Strahlung Informationen vorenthält. Wenn wir über die Sonne sprechen, strahlt der Sonnenwind kein Licht aus, daher gibt es keine Möglichkeit, seine Temperatur, Dichte und andere Eigenschaften aus der Ferne zu bestimmen. Gibt kein Licht oder Magnetfeld ab. Ja, in den unteren Schichten der Sonnenatmosphäre sind Magnetröhren mit leuchtendem Plasma gefüllt und dies ermöglicht die Messung des Magnetfelds nahe der Sonnenoberfläche. Allerdings sind solche Messungen selbst in einem Abstand von einem Radius der Sonne von ihrer Oberfläche nicht möglich. Und solche Beispiele gibt es ziemlich viele. Was tun in einer solchen Situation? Die Antwort ist ganz einfach: Wir müssen Sonden starten, die direkt zur Sonne fliegen, in ihre Atmosphäre und in den Sonnenwind eintauchen und direkt vor Ort Messungen durchführen können. Solche Projekte sind weit verbreitet, wenn auch weniger bekannt als Weltraumteleskopprojekte, die Fernbeobachtungen durchführen und viel spektakulärere Daten (z. B. Fotos) produzieren als Sonden, die einen langweiligen Strom von Zahlen und Grafiken produzieren. Aber wenn wir über Wissenschaft sprechen, dann können natürlich nur wenige Beobachtungen aus der Ferne an Kraft und Überzeugungskraft mit der Untersuchung eines Objekts in der Nähe mithalten“, fährt Bogachev fort.

Geheimnisse der Sonne

Beobachtungen der Sonne wurden im antiken Griechenland und im alten Ägypten durchgeführt, und in den letzten 70 Jahren wurden mehr als ein Dutzend Weltraumsatelliten, interplanetare Stationen und Teleskope, von Sputnik-2 bis zu heute betriebenen Weltraumobservatorien wie SDO, SOHO oder STEREO hat das Verhalten des Sterns, der uns am nächsten ist, und seiner Umgebung genau beobachtet (und überwacht dies derzeit). Allerdings haben Astronomen noch viele Fragen zur Struktur der Sonne und ihrer Dynamik.

Beispielsweise sind Wissenschaftler seit mehr als 30 Jahren mit dem Problem der solaren Neutrinos konfrontiert, das darin besteht, dass es im Vergleich zu ihrer theoretisch vorhergesagten Zahl nicht genügend nachgewiesene Elektronenneutrinos gibt, die im Sonnenkern infolge von Kernreaktionen entstehen. Ein weiteres Rätsel betrifft die ungewöhnliche Erwärmung der Korona. Diese äußerste Schicht der Sternatmosphäre hat eine Temperatur von mehr als einer Million Grad Kelvin, während die sichtbare Oberfläche der Sonne (Photosphäre), über der sich Chromosphäre und Korona befinden, nur auf sechstausend Grad Kelvin erhitzt ist. Das erscheint seltsam, denn logischerweise müssten die äußeren Schichten des Sterns kühler sein. Um solche Temperaturen zu gewährleisten, reicht die direkte Wärmeübertragung zwischen Photosphäre und Korona nicht aus, sodass hier andere Mechanismen zur Erwärmung der Korona am Werk sind.

Die Korona der Sonne während einer totalen Sonnenfinsternis im August 2017.

Goddard Space Flight Center/Gopalswamy der NASA

Es gibt zwei Haupttheorien, die diese Anomalie erklären. Dem ersten zufolge sind magnetoakustische Wellen und Alfvén-Wellen, die durch Streuung in der Korona die Plasmatemperatur erhöhen, für die Wärmeübertragung von der Konvektionszone und der Photosphäre der Sonne auf die Chromosphäre und die Korona verantwortlich. Allerdings weist diese Variante eine Reihe von Nachteilen auf, so können magnetoakustische Wellen aufgrund von Streuung und Reflexion zurück in die Photosphäre nicht die Übertragung einer ausreichend großen Energiemenge in die Korona gewährleisten und Alfvén-Wellen wandeln ihre Energie relativ langsam in Wärmeenergie um des Plasmas. Darüber hinaus gab es lange Zeit einfach keine direkten Hinweise auf eine Wellenausbreitung durch die Sonnenkorona – erst 1997 zeichnete das Weltraumobservatorium SOHO erstmals magnetoakustische Sonnenwellen mit einer Frequenz von einem Millihertz auf, die nur zehn Prozent der benötigten Energie liefern um die Korona auf die beobachteten Temperaturen zu erhitzen

Die zweite Theorie verbindet die anomale Erwärmung der Korona mit ständig auftretenden Mikroflares, die durch die kontinuierliche Neuverbindung magnetischer Linien in lokalen Bereichen des Magnetfelds in der Photosphäre entstehen. Diese Idee wurde in den 1980er Jahren vom amerikanischen Astronomen Eugene Parker vorgeschlagen, nach dessen Namen die Sonde benannt ist und der auch die Anwesenheit des Sonnenwinds vorhersagte, eines Stroms hochenergetischer geladener Teilchen, der kontinuierlich von der Sonne emittiert wird. Allerdings ist auch die Theorie der Mikroflares noch nicht bestätigt. Es ist möglich, dass beide Mechanismen auf der Sonne funktionieren, aber dies muss bewiesen werden, und dafür muss man in ziemlich geringer Entfernung zur Sonne fliegen.

Ein weiteres Geheimnis der Sonne hängt mit der Korona zusammen – dem Mechanismus zur Bildung des Sonnenwinds, der das gesamte Sonnensystem erfüllt. Davon hängen Weltraumwetterphänomene wie Nordlichter oder magnetische Stürme ab. Astronomen interessieren sich für die Mechanismen der Entstehung und Beschleunigung des in der Korona erzeugten langsamen Sonnenwinds sowie für die Rolle von Magnetfeldern bei diesen Prozessen. Auch hier gibt es mehrere Theorien, die sowohl Beweise als auch Mängel aufweisen, und die Parker-Sonde wird voraussichtlich dabei helfen, das i-Tüpfelchen zu machen.

„Im Allgemeinen gibt es mittlerweile ziemlich gut entwickelte Modelle des Sonnenwinds, die vorhersagen, wie sich seine Eigenschaften ändern werden, wenn er sich von der Sonne entfernt. Die Genauigkeit dieser Modelle ist bei Entfernungen in der Größenordnung der Erdumlaufbahn recht hoch, aber wie genau sie den Sonnenwind in geringer Entfernung von der Sonne beschreiben, ist unklar. Vielleicht kann Parker dabei helfen. Eine weitere recht interessante Frage ist die Beschleunigung von Teilchen auf der Sonne. Nach den Flares gelangen Ströme einer großen Anzahl beschleunigter Elektronen und Protonen auf die Erde. Es ist jedoch nicht ganz klar, ob ihre Beschleunigung direkt auf der Sonne erfolgt und sie sich dann einfach durch Trägheit auf die Erde zubewegen, oder ob diese Teilchen auf ihrem Weg zur Erde zusätzlich (und möglicherweise vollständig) durch die interplanetare Magnetik beschleunigt werden Feld. Vielleicht kann dieses Problem auch gelöst werden, wenn Daten, die von einer Sonde in der Nähe der Sonne gesammelt wurden, zur Erde gelangen. Es gibt mehrere weitere ähnliche Probleme, deren Lösung auf die gleiche Weise vorangetrieben werden kann – durch den Vergleich ähnlicher Messungen in der Nähe der Sonne und auf der Ebene der Erdumlaufbahn. Im Allgemeinen zielt die Mission darauf ab, solche Probleme zu lösen. Wir können nur hoffen, dass das Gerät erfolgreich sein wird“, sagt Sergei Bogatschew.

Direkt zur Hölle

Die Parker-Sonde wird am 11. August 2018 vom SLC-37-Startkomplex auf der US-Luftwaffenbasis in Cape Canaveral gestartet. Sie wird von einer schweren Trägerrakete Delta IV Heavy ins All geschossen – dies ist die stärkste Rakete überhaupt Im Betrieb können fast 29 Tonnen Fracht in eine niedrige Umlaufbahn gebracht werden. Lediglich bei der Tragfähigkeit wird er übertroffen, allerdings befindet sich dieser Träger noch im Teststadium. Um zum Zentrum des Sonnensystems zu gelangen, ist es notwendig, die sehr hohe Geschwindigkeit der Erde (und aller Objekte auf ihr) relativ zur Sonne zu reduzieren – etwa 30 Kilometer pro Sekunde. Dazu sind neben einer leistungsstarken Rakete eine Reihe von Schwerkraftmanövern in der Nähe der Venus erforderlich.

Dem Plan zufolge wird die Annäherung an die Sonne sieben Jahre dauern – mit jeder neuen Umlaufbahn (insgesamt sind es 24) kommt das Gerät dem Stern immer näher. Das erste Perihel wird am 1. November in einer Entfernung von 35 Sonnenradien (etwa 24 Millionen Kilometer) vom Stern passiert. Dann, nach einer Reihe von sieben Schwerkraftmanövern in der Nähe der Venus, wird sich das Gerät der Sonne auf eine Entfernung von etwa 9-10 Sonnenradien (etwa sechs Millionen Kilometer) nähern – dies wird Mitte Dezember 2024 geschehen. Dies ist siebenmal näher als das Perihel der Merkurbahn; noch nie ist eine von Menschenhand geschaffene Raumsonde der Sonne so nahe gekommen (der aktuelle Rekord gehört dem Helios-B-Apparat, der sich dem Stern mit 43,5 Millionen Kilometern näherte).

Schema des Fluges zur Sonne und der Hauptarbeitsbahnen der Sonde.

Die Hauptarbeitsschritte an jeder Umlaufbahn.

Die Wahl eines solchen Standortes für Beobachtungen ist kein Zufall. Nach Berechnungen der Wissenschaftler befindet sich in einer Entfernung von zehn Radien von der Sonne der Alfven-Punkt – die Region, in der der Sonnenwind so stark beschleunigt wird, dass er die Sonne verlässt und Wellen, die sich im Plasma ausbreiten, ihn nicht mehr beeinflussen. Wenn die Sonde in die Nähe des Alfven-Punkts gelangen kann, können wir davon ausgehen, dass sie in die Sonnenatmosphäre eingedrungen ist und die Sonne berührt hat.

Die Parker-Sonde, zusammengebaut, während der Installation auf der dritten Stufe der Trägerrakete.

„Die Aufgabe der Sonde besteht darin, die Hauptmerkmale des Sonnenwinds und der Sonnenatmosphäre entlang ihrer Flugbahn zu messen. Die wissenschaftlichen Instrumente an Bord sind nicht einzigartig und weisen keine rekordverdächtigen Eigenschaften auf (außer der Fähigkeit, Sonnenstrahlungsflüssen am Perihel standzuhalten). Die Parker Solar Probe ist ein Fahrzeug mit konventionellen Instrumenten, aber in einer einzigartigen Umlaufbahn. Die meisten (und vielleicht sogar alle) wissenschaftlichen Instrumente sollen in allen Teilen der Umlaufbahn ausgeschaltet bleiben, außer am Perihel, wo sich das Fahrzeug befindet ist der Sonne am nächsten. In gewissem Sinne betont ein solches wissenschaftliches Programm zusätzlich, dass die Hauptaufgabe der Mission darin besteht, den Sonnenwind und die Sonnenatmosphäre zu untersuchen. Wenn sich das Gerät vom Perihel entfernt, werden die Daten derselben Instrumente erfasst in gewöhnliche Daten umwandeln, und um die Ressourcen wissenschaftlicher Instrumente zu schonen, werden sie bis zum nächsten Ansatz einfach in den Hintergrund gerückt. In diesem Sinne die Fähigkeit, eine bestimmte Flugbahn zu erreichen und für eine bestimmte Zeit darauf zu leben Zeit sind die Faktoren, von denen der Erfolg der Mission in erster Linie abhängt“, sagt Sergei Bogatschew.

Das Parker-Hitzeschildgerät.

Greg Stanley/Johns Hopkins University

Blick auf den Hitzeschutzschild im Stadium der Montage an der Sonde.

NASA/Johns Hopkins APL/Ed Whitman

Parker-Sonde mit eingebautem Hitzeschild.

NASA/Johns Hopkins APL/Ed Whitman

Um in der Nähe des Sterns zu überleben, ist die Sonde mit einem Hitzeschild ausgestattet, der als „Regenschirm“ fungiert, unter dem sich alle wissenschaftlichen Instrumente verstecken. Der vordere Teil des Schildes hält Temperaturen von mehr als 1400 Grad Celsius stand, während die Temperatur im hinteren Teil, wo sich die wissenschaftlichen Instrumente befinden, dreißig Grad Celsius nicht überschreiten sollte. Dieser Temperaturunterschied wird durch die besondere Konstruktion dieses „Sonnenschirms“ gewährleistet. Mit einer Gesamtdicke von nur 11,5 Zentimetern besteht es aus zwei Platten aus Carbon-Graphit-Verbundwerkstoff, zwischen denen sich eine Schicht aus Carbonschaum befindet. Die Vorderseite des Schildes ist mit einer Schutzbeschichtung und einer weißen Keramikschicht versehen, die seine Reflexionseigenschaften erhöht.

Zusätzlich zur Abschirmung soll das Problem der Überhitzung durch ein Kühlsystem gelöst werden, das 3,7 Liter entionisiertes Wasser unter Druck als Kühlmittel verwendet. Die elektrische Verkabelung des Geräts besteht aus Hochtemperaturmaterialien wie Saphirröhren und Niob. Bei Annäherungen an die Sonne werden die Sonnenkollektoren unter einem Hitzeschild eingefahren. Neben der starken Hitze müssen die Missionsingenieure auch den starken Lichtdruck der Sonne berücksichtigen, der die korrekte Ausrichtung der Sonde beeinträchtigt. Um diese Arbeit zu erleichtern, sind an verschiedenen Stellen der Sonde Solarsensoren installiert, die dabei helfen, den Schutz wissenschaftlicher Geräte vor der Sonne zu überwachen.

Werkzeuge

Fast alle wissenschaftlichen Instrumente der Sonde sind „maßgeschneidert“, um elektromagnetische Felder und die Eigenschaften des sie umgebenden Sonnenplasmas zu untersuchen. Die einzige Ausnahme bildet das optische Teleskop WISPR (Wide-field Imager for Solar PRobe), dessen Aufgabe es sein wird, Bilder der Sonnenkorona und des Sonnenwinds, der inneren Heliosphäre, Stoßwellen und aller anderen vom Gerät beobachteten Strukturen zu erhalten.

Unter dem Einfluss der Schwerkraft neigt S. wie jeder Stern dazu, zu schrumpfen. Dieser Kompression wirkt der Druckabfall aufgrund der hohen Innentemperatur und Dichte entgegen. Schichten S. In der Mitte von S. Temperatur T ≈ 1,6. 10 7 K, Dichte ≈ 160 g/cm -3. Nur durch die Synthese von Helium aus Wasserstoff kann eine so hohe Temperatur in den zentralen Regionen der Sonne lange aufrechterhalten werden. Diese Reaktionen und Phänomene. Basic Energiequelle C.

Bei Temperaturen von ~10 4 K (Chromosphäre) und ~10 6 (Korona) sowie in der Übergangsschicht mit dazwischen liegenden Temperaturen treten Ionen verschiedener Elemente auf. Die diesen Ionen entsprechenden Emissionslinien sind im kurzwelligen Bereich des Spektrums (λ) recht zahlreich< 1800 . Спектр в этой области состоит из отдельных эмиссионных линий, самые яркие из к-рых - линия водорода L a (1216 ) и линия нейтрального (584 ) и ионизованного (304 ) гелия. Излучение в этих линиях выходит из области эмиссии практически не поглощаясь. Излучение в радио- и рентг. областях сильно зависит от степени солнечной активности, увеличиваясь или уменьшаясь в несколько раз в течение 11-летнего и заметно возрастая при вспышках на Солнце.

Physik. Die Eigenschaften der verschiedenen Schichten sind in Abb. dargestellt. 5 (herkömmlich hervorgehoben ist die untere Chromosphäre mit einer Dicke von ≈ 1500 km, in der das Gas homogener ist). Die Erwärmung der oberen Atmosphäre des Nordens – der Chromosphäre und Korona – könnte auf mechanische Faktoren zurückzuführen sein. Energieübertragung durch Wellen, die im oberen Teil der Konvektionszone entstehen, sowie Dissipation (Absorption) elektrischer Energie. Ströme erzeugt durch magnetische Felder, die sich mit konvektiven Strömungen bewegen.

Das Vorhandensein einer Oberflächenkonvektionszone im Norden verursacht eine Reihe anderer Phänomene. Zellen der obersten Stufe der Konvektionszone werden auf der Sonnenoberfläche in Form von Körnchen beobachtet (siehe). Tiefere großräumige Bewegungen in der zweiten Schicht der Zone treten in Form von Supergranulationszellen und einem chromosphärischen Netzwerk auf. Es gibt Grund zu der Annahme, dass Konvektion in einer noch tieferen Schicht in Form von Riesenstrukturen beobachtet wird – Zellen mit Abmessungen, die größer als die Supergranulation sind.

Großes lokales Magazin. Felder in der Zone ± 30 o vom Äquator führen zur Entwicklung des sogenannten. aktive Bereiche mit darin enthaltenen Spots. Die Anzahl der aktiven Regionen, ihre Position auf der Scheibe und die Polarität der Sonnenflecken in Gruppen ändern sich mit einem Zeitraum von ≈ 11,2 Jahren. Während des ungewöhnlich hohen Höhepunkts von 1957-58. Die Aktivität betraf fast die gesamte Sonnenscheibe. Neben starken lokalen Feldern im Norden gibt es ein schwächeres großräumiges Magnetfeld. Feld. Dieses Feld wechselt das Vorzeichen mit einer Periode von ca. 22 Jahre und verschwindet bei maximaler Sonnenaktivität in Polnähe.

Während eines großen Flares wird enorme Energie freigesetzt, etwa 10 31 -10 32 Erg (Leistung etwa 10 29 Erg/s). Es wird aus magnetischer Energie gewonnen. aktive Bereichsfelder. Den Vorstellungen zufolge entwickeln sie sich seit den 1960er Jahren erfolgreich. In der UdSSR entstehen bei der Wechselwirkung magnetischer Flüsse Stromschichten. Die Entwicklung im aktuellen Blatt kann zur Beschleunigung von Partikeln führen, und es gibt Auslösemechanismen (Startmechanismen), die zu einer plötzlichen Entwicklung des Prozesses führen.

Reis. 13. Arten der Auswirkung einer Sonneneruption auf die Erde (nach D. X. Menzel).

Röntgen Strahlung und kosmische Sonnenstrahlen, die von der Fackel ausgehen (Abb. 13), verursachen eine zusätzliche Ionisierung der Ionosphäre der Erde, was sich auf die Bedingungen für die Ausbreitung von Radiowellen auswirkt. Der während des Flares ausgestoßene Partikelstrom erreicht die Erdumlaufbahn in etwa einem Tag und verursacht einen magnetischen Sturm und Polarlichter auf der Erde (siehe,).

Zusätzlich zu den durch Flares erzeugten Korpuskularströmen gibt es eine kontinuierliche Korpuskularstrahlung C. Sie ist mit dem Ausströmen von verdünntem Plasma von außen verbunden. Bereiche der Sonnenkorona in den interplanetaren Raum - durch den Sonnenwind. Der Materieverlust durch den Sonnenwind ist gering, ≈ 3. 10-14 pro Jahr, aber es stellt die Grundausstattung dar. Bestandteil des interplanetaren Mediums.

Der Sonnenwind trägt ein großräumiges Magnetfeld in den interplanetaren Raum. Feld C. Rotation C. verdreht die Linien des interplanetaren Magnetfelds. Felder (IMF) in die Archimedes-Spirale, die deutlich in der Ekliptikebene beobachtet wird. Seit der Hauptsache Merkmal der großflächigen magnetischen Felder S. yavl. zwei zirkumpolare Regionen entgegengesetzter Polarität und die daran angrenzenden Felder; bei ruhigem Norden ist die nördliche Hemisphäre des interplanetaren Raums mit einem Feld eines Zeichens gefüllt, die südliche Hemisphäre eines anderen (Abb. 14). In der Nähe des Aktivitätsmaximums kommt es aufgrund eines Vorzeichenwechsels des großräumigen Sonnenfeldes zu einer Polaritätsumkehr dieses regulären Magnetfeldes. Felder des interplanetaren Raums. Magn. Die Strömungen beider Hemisphären werden durch ein Strömungsblatt getrennt. Beim Rotieren von C. wird die Erde mehrmals lokalisiert. Tage, dann über und dann unter der gekrümmten „gewellten“ Oberfläche der aktuellen Schicht, d. h. sie fällt in den Permafrost, entweder nach Norden oder von ihr weg gerichtet. Dieses Phänomen nennt man. interplanetares Magnetfeld.

Nahe der maximalen Aktivität wirken sich die bei Flares beschleunigten Teilchenströme am effektivsten auf die Erdatmosphäre und die Magnetosphäre aus. Während der Phase des Aktivitätsrückgangs, gegen Ende des 11-jährigen Aktivitätszyklus, mit einer Abnahme der Anzahl von Flares und der Entwicklung der interplanetaren Strömungsschicht, gewinnen stationäre Ströme verstärkten Sonnenwinds an Bedeutung. Sie rotieren zusammen mit dem Norden und verursachen geomagnetische Wellen, die sich alle 27 Tage wiederholen. Empörung. Diese wiederkehrende (sich wiederholende) Aktivität ist am Ende gerader Zyklen besonders hoch, wenn die Richtung des Magnetfelds. Die Felder des Sonnendipols sind antiparallel zum Erdfeld.

Zündete.:
Martynov D. Ya., Kurs für allgemeine Astrophysik, 3. Aufl., M., 1978;
Menzel D. G., Our Sun, trans. aus Englisch, M., 1963; Solare und solar-terrestrische Physik. Illustriertes Begriffswörterbuch, trans. aus dem Englischen, M., 1980;
Shklovsky I.S., Physics of the Solar Corona, 2. Aufl., M., 1962;
Severny A.B., Magnetic Fields of the Sun and Stars, UFN, 1966, Bd. 88, v. 1, S. 3-50; - Sonnenkorona - Granulierung

Wir lernten die Rotation der Sonne und die interzentrische Bewegung zwischen Sonne und Erde kennen.
Nun richten wir unseren Blick auf den Mond!

Wie dreht sich der Mond, wie bewegt er sich um den Planeten Erde und im System der gegenseitigen Zentrierung zwischen Sonne und Erde?
Aus unserem Astronomiekurs in der Schule wissen wir, dass sich der Mond in der gleichen Richtung um die Erde dreht wie die Erde um ihre Achse. Man nennt die Zeit einer vollständigen Umdrehung (Rotationsperiode) des Mondes um die Erde relativ zu den Sternen siderisch oder siderischer Monat (lat. sidus – Stern). Es beträgt 27,32 Tage.
Synodisch Monat oder Lunation (griechisch sinodos – Konjunktion) ist das Zeitintervall zwischen zwei aufeinanderfolgenden identischen Mondphasen oder der Zeitraum zwischen aufeinanderfolgenden Neumonden – beträgt durchschnittlich 29,53 Tage (709 Stunden). Der synodische Monat ist länger als der siderische Monat. Der Grund dafür ist die Rotation der Erde (zusammen mit dem Mond) um die Sonne. In 27,32 Tagen vollführt der Mond eine vollständige Umdrehung um die Erde, die in dieser Zeit einen Bogen von etwa 27° auf ihrer Umlaufbahn durchläuft. Es dauert mehr als zwei Tage, bis der Mond wieder den richtigen Platz relativ zur Sonne und Erde einnimmt, d. h. damit diese Phase (Neumond) erneut beginnt.
Mondpfad (die Flugbahn des Mondes auf der Himmelssphäre) verläuft wie die Sonnenekliptik durch die 12 Tierkreiskonstellationen. Der Grund dafür ist die tatsächliche Rotation des Mondes um die Erde in einer Ebene, die fast mit der Ebene der Umlaufbahn unseres Planeten übereinstimmt. Der Winkel zwischen den Ebenen der Ekliptik und der monatlichen Mondbahn beträgt nur 5°9".
Der Mond dreht sich um seine Achse , aber er ist der Erde immer mit der gleichen Seite zugewandt, d. h. der Umlauf des Mondes um die Erde und die Drehung um die eigene Achse sind synchronisiert.

Wie kann man offizielle Aussagen praktisch bestätigen?

Zu diesem Zweck wenden wir uns einem Phänomen wie einer Sonnenfinsternis zu, bei der der Mond eine Schlüsselrolle spielt.
Sonnenfinsternis - ein astronomisches Phänomen, das darin besteht, dass der Mond für einen Beobachter auf der Erde die Sonne ganz oder teilweise verdeckt (verfinstert). Eine Sonnenfinsternis ist nur bei Neumond möglich, wenn die der Erde zugewandte Seite des Mondes nicht beleuchtet ist und der Mond selbst nicht sichtbar ist. Finsternisse sind nur möglich, wenn der Neumond in der Nähe einer von zwei Monden auftritt Mondknoten (der Schnittpunkt der scheinbaren Umlaufbahnen von Mond und Sonne), nicht mehr als etwa 12 Grad von einer von ihnen entfernt.
Der Schatten des Mondes auf der Erdoberfläche hat einen Durchmesser von nicht mehr als 270 km, sodass eine Sonnenfinsternis nur in einem schmalen Streifen entlang der Schattenbahn beobachtet wird. Da sich der Mond auf einer elliptischen Umlaufbahn dreht, kann der Abstand zwischen Erde und Mond zum Zeitpunkt einer Sonnenfinsternis unterschiedlich sein; dementsprechend kann der Durchmesser des Mondschattenflecks auf der Erdoberfläche stark vom Maximum bis Null variieren (wenn der Die Spitze des Mondschattenkegels erreicht nicht die Erdoberfläche. Befindet sich der Beobachter im Schatten, sieht er eine totale Sonnenfinsternis, bei der der Mond die Sonne vollständig verbirgt, der Himmel sich verdunkelt und Planeten und helle Sterne darauf erscheinen können. Rund um die vom Mond verdeckte Sonnenscheibe können Sie beobachten Sonnenkorona , was im normalen hellen Licht der Sonne nicht sichtbar ist. Da die Temperatur der Korona viel höher ist als die der Photosphäre, hat sie eine verblasste bläuliche Farbe, die für diejenigen, die sie zum ersten Mal sehen, unerwartet ist und sich stark von der erwarteten Farbe der Sonne unterscheidet. Wenn eine Sonnenfinsternis von einem stationären Bodenbeobachter beobachtet wird, dauert die gesamte Phase nicht länger als einige Minuten. Die minimale Bewegungsgeschwindigkeit des Mondschattens auf der Erdoberfläche beträgt knapp über 1 km/s. Während einer totalen Sonnenfinsternis können Astronauten im Orbit den fließenden Schatten des Mondes auf der Erdoberfläche beobachten.

Schauen wir uns das Video an, wie Wikipedia den Durchgang des Mondes durch die Sonnenscheibe in großer Entfernung von der Erde darstellt.

https://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/transcoded/2/29/Moon_transit_of_sun_large.ogv/Moon_transit_of_sun_large.ogv.480p.vp9.webm
Video 1.

Schritt für Schritt sieht es so aus:


Abb. 1. Der Durchgang des Mondes durch die Sonnenscheibe in großer Entfernung von der Erde 25.02.2007 .
Der Mond wandert im Video über die Sonnenscheibevon links nach rechts. Sicherlich ist dies eine Teleskopaufnahme eines Satelliten.

Wie wandert der Schatten des Mondes während einer Sonnenfinsternis über die Erde?

Stellen Sie sich eine aktuelle totale Sonnenfinsternis vor!
Totale Sonnenfinsternis am 21. August 2017.
Totale Sonnenfinsternis am 21. August 2017 - Dies ist die 22. Sonnenfinsternis einhundertfünfundvierzigstel von Saros.
Der Bereich seiner besten Sichtbarkeit liegt in den mittleren und subtropischen Breiten der nördlichen Hemisphäre.

Video 2. Animation SZ 21.08.2017
Das zeigt diese Animation Der Schatten des Mondes bewegt sich von links nach rechts über die westliche Hemisphäre der Erde, Nordamerika von West nach Ost.

Die Sonnenfinsternis erreicht ihr Maximum am Punkt mit den Koordinaten 37°N, 87,7°W, dauert maximal 2 Minuten 40 Sekunden und die Breite des Mondschattens auf der Erdoberfläche beträgt 115 Kilometer. Im Moment und am Punkt der größten Sonnenfinsternis beträgt die Richtung zur Sonne (Azimut) 198° und die Höhe der Sonne über dem Horizont beträgt 64°.
Dynamische Weltzeit zum Zeitpunkt der größten Sonnenfinsternis: 18:26:40, dynamische Zeitkorrektur: 70 Sekunden.
Die Schattenachse verläuft zwischen dem Erdmittelpunkt und dem Nordpol; der Mindestabstand vom Erdmittelpunkt zur Achse des Mondschattenkegels beträgt 2785 Kilometer. Somit beträgt das Gamma der Sonnenfinsternis 0,4367 und die maximale Phase erreicht 1,0306.

Totale Sonnenfinsternis - eine Sonnenfinsternis, bei der der Kegel des Mondschattens die Erdoberfläche kreuzt (der Mond ist nah genug an der Erde, um die Sonne vollständig zu bedecken). Die durchschnittliche Länge des Mondschattens beträgt 373.320 km und die Entfernung von der Erde zum Mond am 21. August 2017 beträgt 362235 km. Darüber hinaus ist der scheinbare Durchmesser des Mondes 1,0306-mal größer als der scheinbare Durchmesser der Sonnenscheibe. Bei einer totalen Sonnenfinsternis sind die Sonnenkorona, Sterne und Planeten in der Nähe der Sonne sichtbar.

Abbildung 2. Der Durchgang des Mondschattens über die westliche Erdhalbkugel.

Betrachten Sie NW im Original, durch die Augen von Beobachtern in den USA.

Totale Sonnenfinsternis 2017 in Idaho Falls, Bundesstaat Idaho, 21. August 2017.

Video 4. Nordwesten in Idaho.

Reis. 4,5,6. NW in Idaho.
Interessanter Sonnenstrahl nach einer totalen Sonnenfinsternis?

Totale Sonnenfinsternis 2017 von Beatrice, Nebraska am 21. August 2017
https://youtu.be/gE3rmKISGu4
Video 5. NW in Nebraska.
Auch in diesen Videos durchquert der Mond die Sonne von oben rechts, geht dann nach links hinunter und gibt den Blick auf die Sonne frei.

Schauen wir uns nun an, wie auf künstlichen Erdsatelliten installierte Teleskope eine Sonnenfinsternis aufzeichnen.
Sonnenfinsternis 2017, gesehen von Hinode JAXA am 21. August 2017.

Video 6.
Der Sonnenbeobachtungssatellit Hinode hat am 21. August 2017 eine partielle Sonnenfinsternis eingefangen. Die Bilder wurden vom Röntgenteleskop (XRT) an Bord von Hinode aufgenommen, als es über den Pazifischen Ozean (vor der Westküste der Vereinigten Staaten) flog. auf einer Höhe von 680 km.

Auch per Satellit Der Mond bewegt sich von rechts auf die Sonne zu, nur von unten.

Schauen wir uns nun die Bewegung des Mondschattens über den Globus an.

Totale Sonnenfinsternis 2017, beobachtet von DSCOVR EPIC (4K)

Video 7.

Schauen wir uns eine schöne Animation dieser Sonnenfinsternis an.

Video 8. Totale Sonnenfinsternis 2017.

Reis. 7,8,9. Bewegung des Mondschattens über den Globus im Nordwesten am 21. August 2017.

Ekliptische Linie - Bewegungsebene, deutlich sichtbar in der Mond- und Sonnenfinsternis. Das wird uns beigebracht Das Phänomen einer Sonnenfinsternis tritt nur entlang der beschriebenen Linie auf.
Wir wissen auch gut, dass die Ekliptiklinie nicht über den Wendekreis des Krebses (23,5° über dem Himmelsäquator) steigt und nicht unter den Wendekreis des Steinbocks (-23,5° unter dem Himmelsäquator) fällt.
Die Sonne befindet sich im Zenit (dem Punkt der Himmelskugel, der sich über dem Kopf des Beobachters befindet) nur in der Region des Globus, die zwischen den Wendekreisen von Krebs und Steinbock liegt. Die Tropen sind imaginäre parallele Kreise auf der Erdoberfläche, die 23 Grad und 27 Minuten vom Äquator im Norden und Süden entfernt liegen. Nördlich des Äquators liegt der Nördliche Wendekreis (auch Wendekreis des Krebses genannt), südlich der Südliche Wendekreis (Wendekreis des Steinbocks). In den Tropen durchläuft das Zentrum der Sonne einmal im Jahr (22. Juni am Wendekreis des Krebses und 22. Dezember am Wendekreis des Steinbocks) mittags den Zenit. Zwischen den Wendekreisen liegt eine Region, in deren jedem Punkt die Sonne zweimal im Jahr im Zenit steht. Nördlich des Wendekreises des Krebses und südlich des Wendekreises des Steinbocks erreicht die Sonne nie ihren Zenit.

Auf den Globus projiziert verläuft die Ekliptik zwischen 23,5° nördlicher Breite und südlicher Breite, zwischen den Wendekreisen des Krebses und des Steinbocks.

Reis. 10. Der Globus, der Äquator und die Wendekreise von Krebs und Steinbock sind angegeben.

Es stellt sich die Frage: Warum treten Finsternisse oberhalb des Wendekreises des Krebses und unterhalb des Wendekreises des Steinbocks auf, wenn die Ekliptik der Sonne nicht auf diese Gebiete projiziert wird?

Schauen wir uns das genau an Abb. 6,7,8- SZ-Animation zur Verschiebung des Punktes - des Zentrums der totalen Sonnenfinsternis über Nordamerika. Dieser Punkt verläuft von links nach rechts, von West nach Ost, vom 50. bis zum 30. nördlichen Breitengrad. So lautet die Projektion einer totalen Sonnenfinsternis Schattenpunktbewegung(Totalphase der Sonnenfinsternis) verläuft über dem Wendekreis des Krebses, über 23,5° nördlicher Breite.
Damit ist die Aussage, dass Finsternisse nur entlang der Sonnenekliptik auftreten, widerlegt!

Laut Animations-Credits:
An das Personal Oregon im Nordwesten drang der Schatten der totalen Sonnenfinsternis ein 10.15.50 Bin , 44°53"N, 125°88"W. (Abb. 7)
Nicht im Land South Carolina (Charleston) im Südosten kam der Schatten herein 02.48.50 Uhr (14.48.50) , 32°49"N, 79°03"W. (Abb. 9)
Zwischen diesen Punkten zur Geschäftsordnung 4000 km. Der Schattenpunkt passierte in 4 Stunden 33 Minuten ( 16380 Sek). So zog der Schatten mit hoher Geschwindigkeit vorbei 0,244 km/Sek.
Den erhaltenen Daten zufolge ereignete sich die vollständige SZ auf einer Flugbahnlinie viel höher als die Ekliptik, auf dem 32. Breitengrad° - 44 ° und über dem Wendekreis des Krebses (23.5°). Außerdem nehmen wir nicht die Bewegung des Halbschattens, sondern nur die Bewegung des Punktes der totalen Sonnenfinsternis, wenn der Mond die Sonne vollständig bedeckt. Was bedeutet das? Befinden sich Sonne und Mond derzeit nicht in der Ekliptik, wenn man sie auf den 44. Grad nördlicher Breite auf die Erde projiziert? Und die Deklination der Sonne am Himmel beträgt in diesem Moment +12° (siehe unten) über dem Himmelsäquator und geht nicht über die Grenzen der Tropen hinaus. Und Astronomen wissen, dass die Deklination vollständig dem Breitengrad der Erde entspricht. Lügen sie? Der Himmelsäquator stimmt also nicht mit dem der Erde überein? Warum passiert das?

Vergleichen wir mit den Daten des Astrorechners.


Bildschirm 1. 21.08.2017 Beobachtungspunkt 37°N, 87,7°W

Der Winkel zwischen den Ebenen der Ekliptik und der Monatsbahn des Mondes ist klein und beträgt maximal 5°9 Zoll.
Die Ekliptik wird durch eine weiße Linie angezeigt und die Flugbahn des Mondes wird durch mehrere Linien angezeigt.
Wir sehen das Die Sonnenfinsternis findet am aufsteigenden Mondknoten statt.

Bildschirm 2,3,4. Phasen einer Sonnenfinsternis. Der Mond „kollidiert“ mit der Sonne von Westen (rechts).

Der Astrorechner bildet den Himmel durch die Augen eines nach Süden gerichteten Beobachters ab. Osten ist links, Westen ist rechts. Wir sehen, dass sich der Mond von rechts (Westen) bewegt und die Sonne „überfährt“, wir sehen seine linke Sichel. Nach einer totalen Sonnenfinsternis sehen wir die rechte Sonnensichel. Alles ist genau wie in Reis. 3. Für den Beobachter bewegen sich Mond und Sonne von links nach rechts, von Ost nach West – Sonnenaufgang, Sonnenuntergang (Sichtbarkeit aufgrund der Erdrotation).

Auf den Bildern (Screenshots) des Rechners fällt auf, dass Sonne und Mond eingeschaltet sind 10-Uhr-Meridian(Rektaszension) im Sternbild Löwe, fast neben dem Stern Regulus.

Bildschirm 5. SZ tritt auf Sternbild Löwe, neben dem Stern Regul.
Sonnendeklination +11°52".