Leben mit einem Stern - Teil 1: Sonnenaktivität

Die Nacht vom 1. bis 2. September 1859 markierte sich mit der größten Aurora in der gesamten Geschichte der astronomischen Beobachtungen - sie konnte auf der ganzen Erde beobachtet werden. Man konnte in den zirkumpolaren Regionen an seinem Licht lesen, es war so hell, dass es Goldsucher in den Rocky Mountains weckte. Die meisten Telegraphen in Europa und Nordamerika sind außer Betrieb, und an Telegraphenmasten beobachteten Zeugen Funken. Eine Bewertung der Folgen eines solchen Ereignisses (wenn es in der modernen Welt mit zentralisierten Stromnetzen passiert ist) ergibt einen Schadenswert von 0,6 bis 2,6 Billionen US-Dollar, nur für die Vereinigten Staaten . Dies war die derzeit zerstörerischste Manifestation des Weltraumwetters, die von der Menschheit aufgezeichnet wurde.

Im ersten Teil des Artikels - ich werde die Phänomene der Sonnenaktivität beschreiben, die dem "Weltraumwetter" zugrunde liegen, und dafür müssen wir uns wiederum mit der Struktur der Sonne befassen, die so aussieht:



Solarkern - nimmt eine Zone vom Zentrum bis 0,25 des Radius der Sonne ein. Hier ist eine Zone mit einer maximalen Temperatur (ungefähr 15 Millionen K), einem Druck (ungefähr 250 Milliarden Atmosphären) und einer Dichte (die 150 g / cm ^{3 erreicht} ). Da die Geschwindigkeit thermonuklearer Reaktionen stark von der Temperatur abhängt, erfolgt der Hauptteil der Energiefreisetzung in der Sonne in diesem Bereich. Selbst bei solchen Indikatoren - die Geschwindigkeit der thermonuklearen Reaktionen ist nicht sehr hoch (etwa 275 Watt / m ³ ) - erfordern thermonukleare Reaktoren wie ITER daher um eine Größenordnung höhere Temperaturen, um vernünftige Indikatoren für das Volumen / Leistungs-Verhältnis zu haben.

Strahlungsübertragungszone - erstreckt sich von einer Tiefe von 0,25 bis etwa 0,7 des Radius der Sonne. Es wird so genannt - weil die Hauptmethode der Energieübertragung darin sequentielle Strahlung und Absorption von Photonen ist. Dies ist eine ziemlich ruhige Zone, in der die Hauptbewegung Rotation ist: Die Sonne macht ungefähr eine Umdrehung in 25,6 Tagen entlang der Äquatorlinie (für einen Beobachter auf der Erde unter Berücksichtigung unserer Rotation um die Sonne dauert es ungefähr 28 Tage) und in 33,5 Tage auf der Pole-Ebene. Die Strahlungszone hat in diesem Fall eine ungefähr durchschnittliche Geschwindigkeit (zwischen den beiden).

Tachokline ist eine Übergangsregion zwischen der Strahlungs- und der Konvektionszone. Ihre Dicke beträgt etwa 0,04 des Radius der Sonne. In diesem Bereich gibt es einen Übergang von strahlender (leiser) Wärmeübertragung zu konvektiver (turbulenter) und von „Festkörperrotation“ (wenn sich die Schichten mit einer gleichmäßigen Frequenz drehen) zu Differenzial (unterschiedlich in polaren und äquatorialen Regionen).

Die Gründe für diesen Übergang sind folgende: An einer Grenze von etwa 0,7 des Radius der Sonne führt ein allmählicher Abfall der Temperatur und des Drucks der Sonnenschichten dazu, dass physikalische Bedingungen Plasmaatome ohne Elektronen (einmal ionisierte Wasserstoffatome und zweimal Helium) nicht mehr unterstützen. Dementsprechend beginnt der Photoeffekt zu wirken und die Substanz hört auf, transparent zu sein. Die Strahlungsübertragung verliert ihre Wirksamkeit, und die konvektive Wärmeübertragung steht an erster Stelle.

Die Ursache des zweiten Effekts zu erklären, ist eine viel komplexere Aufgabe, die Wissenschaftler seit langem nicht mehr lösen können. Im Jahr 2013 wurde anhand der Daten des „Observatoriums für Solardynamik“ auch ein Zusammenhang zwischen der konvektiven Bewegung auf der Sonne (die in kleinen Maßstäben chaotisch ist) und einer stabilen, differenziellen Rotation der Sonne gezeigt:



Die Schlüsselfaktoren für das Verständnis der auf der Sonne ablaufenden Prozesse sind folgende:

1) Die Energiequelle für das Auftreten aller von uns auf der Sonne aufgezeichneten Prozesse ist die turbulente Konvektion (und ihre Quelle ist der Temperaturgradient zwischen dem Sonnenkern, in dem thermonukleare Reaktionen stattfinden, und der Oberfläche der Sonne, durch die diese Energie emittiert wird).

2) Fast die gesamte Materie auf der Sonne (mit Ausnahme eines bestimmten Wasserstoffanteils in der Photosphäre) befindet sich in einem Plasmazustand . Aus diesem Grund erfolgt die Energieübertragung aufgrund der kinetischen Energie konvektiver Strömungen und aufgrund des elektromagnetischen Feldes . In diesem Fall kann Energie frei von einem Typ auf einen anderen übertragen werden (Plasmabewegung kann ein Magnetfeld erzeugen, und in einem anderen Fall kann ein Magnetfeld die Plasmaströme beschleunigen).

Konvektionszone - Eine Zone, die sich in einem Abstand von etwa 0,7 Radius und direkt zur sichtbarsten Oberfläche befindet. In Ermangelung anderer Möglichkeiten beginnt die Wärmeübertragung von diesem Niveau aufgrund des Vermischens der Schichten (dh Konvektion, weshalb diese Zone tatsächlich so genannt wurde). Es ist diese Zone, die für alle Phänomene verantwortlich ist, die üblicherweise als „Sonnenaktivität“ bezeichnet werden .



Die Grundstruktur der Konvektionszone (und der sichtbaren "Oberfläche" der Sonne) besteht aus Granulat (mit einem typischen Durchmesser von 1000 km und einer Lebensdauer von 8 bis 20 Minuten) und Supergranulat (30.000 km Größe und einer Lebensdauer von etwa einem Tag). . Körnige Struktur - besteht aus hellen Bereichen (wo die Substanz aus den Tiefen der Sonne aufsteigt) und dunklen Räumen zwischen ihnen (wo die Substanz entsprechend fällt). Die vertikale Geschwindigkeit der Substanz beträgt 1-2 km / s und die Tiefe des Granulats beträgt Hunderte und Tausende von Kilometern.



Sonnenflecken sind Bereiche, in denen starke Magnetfelder die konvektive Bewegung der Materie behindern. Trotz des Namens können sie als "Flecken" mit einer Dehnung bezeichnet werden: Die Temperatur in ihnen beträgt 3000-4500 K. Ihre sichtbare Schwärze erklärt sich aus der Temperatur der umgebenden Substanz (durchschnittlich 5780 K) und dementsprechend aus der deutlich geringeren Lichtemission "Flecken" externer Hintergrund. Fast seit Beginn der systematischen Beobachtung von Sonnenflecken im Jahr 1749 wurden sie zum Hauptbeweis für die Existenz eines 11-jährigen Zyklus der Sonnenaktivität (daher wurde derjenige, der zu diesem Zeitpunkt lief, als Nullzyklus ausgewählt, von dem aus er gezählt wurde - er begann im Jahr 1745):



Genauer gesagt hat der Zyklus eine durchschnittliche Dauer von etwa 11,2 Jahren und variiert im Bereich von 7 bis 17 Jahren (je kürzer der Zyklus, desto größer seine Stärke). Die Wachstumsphase im Zyklus dauert kürzer (4,6 Jahre gegenüber 6,7 Jahren - im Durchschnitt in der Abnahmephase). Zu Beginn des Zyklus erscheinen Flecken in Breiten in der Größenordnung von ± 35-40 °, verschieben sich dann in der maximalen Periode in den Bereich von ± 15 °, und gegen Ende des Zyklus befinden sich die meisten von ihnen in Breiten von ± 5-8 ° (das sogenannte Spörer-Gesetz ):


Ein solches zyklisches Verhalten und die Anzahl der Punkte sind mit dem 11-Jahres-Zyklus der Änderung der Magnetpole der Sonne verbunden (während der vollständige Zyklus der Änderung der Nord / Süd-Polarität 22 Jahre dauert). Diese 22-jährige Periode ( der Hale-Zyklus ) erfreute sich jedoch keiner großen Beliebtheit, da sie sich neben der Änderung der Polarität praktisch nicht manifestiert.

Das Vorhandensein von Statistiken über 400 Jahre deutet auf einen säkularen Zyklus der Sonnenaktivität hin (den sogenannten Gleisberg-Zyklus, der im Zeitraum von 70 bis 100 Jahren mit einem Durchschnittswert von 87 Jahren dauert). Aber um seine Präsenz wirklich zu beweisen, war dies erst mit dem Aufkommen der Radiokohlenstoffanalyse möglich: Tatsache ist, dass während Perioden des Sonnenmaximums der Sonnenwind dichter wird und sich die Sonnenheliosphäre leicht ausdehnt (dies war die Grundlage für eine Reihe von Berichten über den Austritt von Voyager-1 über die Grenzen des Sonnensystems hinaus: 1) , 2 , 3 , 4 ), während der Fluss der galaktischen kosmischen Strahlung verringert wird und damit die Produktion von radioaktivem Kohlenstoff-14 in den oberen Schichten der Atmosphäre verringert wird. Spuren dieser Veränderungen in den letzten 11.000 Jahren finden sich in Eisbohrkernen und Baumringen :



Sonnenflecken werden oft in Gruppen gebildet, wobei der führende Punkt die gleiche Polarität wie die aktuelle Polarität dieser Hemisphäre hat und der hintere das Gegenteil ist. Eine Gruppe von Spots kann von mehreren Stunden bis zu mehreren Monaten existieren (dies ist die Grundlage für eine langfristige Prognose von 27 Tagen - wenn die Spots, die eine Umdrehung machen, an dieselbe Position wie jetzt zurückkehren).

Solarfackeln sind eine Art „Flecken pro Umdrehung“: In diesem Fall wirkt das Magnetfeld als Konvektionsverstärker, der wiederum die Temperatur und Leuchtkraft der „Oberfläche“ der Sonne erhöht.

Vorsprünge sind bizarre Formationen in einem stabilen Zustand, der einem halben Torus ähnelt und auf der „Oberfläche“ der Sonne ruht:



Diese Form verdanken sie dem Magnetfeld, das ihre Quelle ist: Der Materiefluss, der sich zu Beginn entlang magnetischer Linien bewegt, steigt aus den Tiefen der Sonne auf, beschreibt dann einen Bogen und fällt auf die Sonne zurück. Solche Materiefontänen können bis zu Monaten existieren. Sie können enorme Energie enthalten, die in zwei physikalischen Phänomenen freigesetzt werden kann, auf die weiter unten eingegangen wird.


Sonne, große Bedeutung und Jupiter mit der Erde - auf einer Skala

Sonneneruptionen sind gigantische Energieemissionen (von denen die größte am Anfang dieses Artikels beschrieben wird). Bei einem typischen Ausbruch kann Energie in der Größenordnung von 10 ²⁰ J (ungefähr 10 Gigatonnen im TNT-Äquivalent) freigesetzt werden - ungefähr 10 ²⁵ J (ungefähr 1 Milliarde Megatonnen). Ihre Quelle ist die Wiederverbindung von Magnetfeldern auf der Sonne (wenn sich zwei magnetische „Ringe“ berühren und ihre Struktur dramatisch verändern):


Genaue Beweise für einen solchen Prozess - wurde kürzlich erhalten . Während einer Sonneneruption wird Energie im gesamten Spektrum der elektromagnetischen Strahlung freigesetzt, die größtenteils in harter ultravioletter Strahlung sowie in Röntgen- und Gammastrahlen emittiert wird (dies ist darauf zurückzuführen, dass Magnetfelder während des Wiederverbindungsprozesses das Plasma auf mehrere zehn Millionen Grad erwärmen). Nur ein kleiner Teil der Energie wird im sichtbaren Lichtbereich freigesetzt, also in einer normalen Situation - sie sind nicht sichtbar. Im Fall des Carrington-Ereignisses konnte der Blitz jedoch auch mit bloßem Auge beobachtet werden.

Intensitätsblitze sind in fünf Klassen unterteilt: A, B, C, M, X. Jede nachfolgende Klasse ist zehnmal stärker als die vorherige. Jede Klasse ist in eine lineare Skala von 1,0 bis 9,9 unterteilt, Klasse X hat keine Obergrenze: Im Moment ist der stärkste seit 1957 aufgezeichnete Blitz aufgetreten (als Beobachtungen außerhalb der Atmosphäre begannen und es möglich wurde, die volle Leistung über das gesamte Strahlungsspektrum zu ermitteln) 4. November 2003 und nach aktualisierten Daten - es hatte Klasse X45.

Flash-Klasse	Die Intensität in Gammastrahlen von 0,5-8 Å, W \ m 2
A.	bis zu 10 -7
B.	von 10 -7 bis 10 -6
C.	von 10 -6 bis 10 -5
M.	von 10 -5 bis 10 -4
X.	mehr als 10 -4

Koronale Massenauswürfe sind die begleitenden Ausbrüche (aber nicht immer), der Prozess des Ausstoßens großer Materiemassen (was sich im Namen dieses Prozesses widerspiegelt). Im Durchschnitt betragen die Emissionen etwa eine Milliarde Tonnen und erfolgen mit hoher Geschwindigkeit (etwa 500 km / s). Die Quelle solcher Massen sind Vorsprünge. Beim Wiederverbinden des Magnetfelds rauschen die magnetischen Linien von der Sonne ins Unendliche, gefolgt von den Plasmamassen, die sich entlang dieser bewegen:
Die neuesten Computermodelle beschreiben die auf der Sonne ablaufenden Prozesse mit hoher Genauigkeit - dies lässt hoffen, dass der Zeitraum für genaue Vorhersagen für das Weltraumwetter bald nicht in 3 Tagen, sondern in einem viel längeren Zeitraum erreicht werden kann.
Die Photosphäre ist die sichtbare „Oberfläche“ der Sonne. Es ist ungefähr 300 km dick und darin tritt Strahlung eines großen Teils des sichtbaren Spektrums auf. Die Dichte dieser Schicht beträgt 10 & ^supmin; & ^sup8; bis 10 & ^supmin; & ^sup9; g / cm³. Hier wird die Mindesttemperatur der Sonne (4300 K) erreicht, aber die Durchschnittstemperatur dieses Gebiets liegt nahe bei einer Temperatur von 5777 K:



Tatsächlich ist die Photosphäre eine Fortsetzung der konvektiven Zone und eine (für uns) sichtbare Reflexion dieser Phänomene und der Struktur, die in der konvektiven Zone (die oben beschrieben wurde) existiert.

Die Chromosphäre ist eine etwa 10 000 km dicke Schicht, die sich zwischen der Photosphäre und der Korona befindet. Hier beginnt der Druck stark zu fallen und die Temperatur steigt wieder an:



Aufgrund der Tatsache, dass der Druck in dieser Schicht sehr niedrig ist, ist ihre Leuchtkraft (trotz des Temperaturanstiegs) hunderte Male niedriger als die der Photosphäre. Aus diesem Grund wurde es erstmals aufgrund von Mondfinsternissen entdeckt (wenn Licht aus der Photosphäre die Beobachtung dieser Schicht nicht störte). In diesem Bereich der Sonne wurde erstmals Helium entdeckt.

Die Chromosphäre besteht hauptsächlich aus Spicules - Objekten von länglicher Form mit einem Durchmesser von mehreren tausend Kilometern und einer Tiefe von etwa tausend:



Sie steigen aus der Photosphäre auf und übertragen Materie auf die oberen Schichten der Sonne. Ein weiterer Bestandteil der Chromosphäre sind Fibrillen. Sie sind vertikale Materie-Schleifen, die von einem Magnetfeld weggetragen werden (ähnlich wie Vorsprünge).

Krone - beginnt am sichtbaren Radius der Sonne und erstreckt sich bis zu 10-20 ihrer Durchmesser. Es besteht aus einer sehr spärlichen und ungleichmäßig verteilten Substanz mit einer Temperatur von mehr als einer Million Kelvin.



Nach den neuesten Daten sind die chromosphärischen Spicules, die sie mit energiereichen Partikeln versorgen, die Quelle einer derart hohen Temperatur der Korona. Die Struktur der Korona hängt stark von der Periode der Sonnenaktivität ab: Während der Maxima hat sie eine Kugelform, während der Minima ist sie in Richtung des Äquators verlängert:



Der Sonnenwind ist ein Strom hochverdünnter Sonnenmaterie mit einer Temperatur nahe der Koronalen, die sich mit hoher Geschwindigkeit bewegt (in der Erdumlaufbahn - seine Geschwindigkeit beträgt 300-400 km):



Diese Substanz wird durch die Magnetfelder der Sonne beschleunigt (dies macht einen so großen Geschwindigkeitsunterschied zwischen dem Äquator und den Polen). Der Druck, den es erzeugt, beträgt 1-6 nPa in der Erdumlaufbahn (abhängig von der Periode des 11-Jahres-Zyklus und dem Vorhandensein koronaler Emissionen). Durch den Sonnenwind verliert die Sonne etwa 10 bis ¹⁴ M _C (dies sind mehrere Größenordnungen weniger als das, was sie durch Strahlung verliert).

P.S. Der zweite Teil des Artikels befasst sich mit dem Weltraumwetter, der Erkundung der Sonne durch Raumfahrzeuge und Diensten, die ihren Zustand überwachen.