Astronomie

Warum besteht der Sonnenwind aus geladenen Teilchen?

Warum besteht der Sonnenwind aus geladenen Teilchen?

Der Wikipedia-Artikel über Solar Wind gibt die folgende Erklärung:

Der Sonnenwind ist ein Strom geladener Teilchen, der aus der oberen Atmosphäre der Sonne freigesetzt wird, die Korona genannt wird. Dieses Plasma besteht hauptsächlich aus Elektronen, Protonen und Alphateilchen mit einer kinetischen Energie zwischen 0,5 und 10 keV.

Wenn der Sonnenwind sowohl aus Elektronen als auch aus Protonen besteht, warum verbinden sie sich dann nicht und ergeben Wasserstoff oder andere Elemente? Warum sollte dann Solar Wind aufgeladen werden? Liegt das an der hohen kinetischen Energie der ausgestoßenen Teilchen? Wenn ja, betrachten wir ein Proton und ein Elektron. Sie müssen fast die gleiche Energie haben, wenn es keine relative kinetische Energie gibt, also müssen sie sich meiner Meinung nach auf die gleiche Weise verbinden, als ob sie sich bei kleinen Geschwindigkeiten in Ruhe oder in Bewegung befinden würden.


Sie haben Recht, wenn Sie sagen, dass die kinetische Energie (dh die schnelle Bewegung) der Teilchen der Grund ist, aber falsch, wenn Sie sagen

Sie müssen fast die gleiche Energie haben, wenn es keine relative kinetische Energie gibt,

Die einzelnen Teilchen bewegen sich schnell, aber es gibt große Unterschiede zwischen ihnen, wie schnell und in welche Richtung. Mit anderen Worten, der Sonnenwind ist sehr heiß. Das Ausmaß der ungeordneten Bewegung in einem Gas wird durch seine Temperatur gemessen. Der von dir verlinkte Wikipedia-Artikel gibt Temperaturen von 100.000 bis 800.000 Kelvin an. Wenn also ein Elektron und ein Proton sanft genug kollidieren, um ein Wasserstoffatom zu bilden, würde wahrscheinlich in Kürze ein anderes Teilchen in sie einschlagen und das Elektron wieder abstoßen.

Sie könnten denken, dass sie sich alle von der Sonne entfernen, aber Sie müssen die Auswirkungen der Magnetfelder berücksichtigen. Geladene Teilchen, die sich in einem Magnetfeld bewegen, krümmen sich auf verschiedene Weise, und zusätzlich erzeugen sich bewegende geladene Teilchen ein Magnetfeld, das andere Teilchen beeinflusst. Die Bewegung ist also extrem turbulent.


Erweiterung von @Steve Lintons Antwort: In der Physik ist keine Quantität nur groß, eine Menge kann nur sein groß im Verhältnis zu einer anderen Menge.

Hier wollen wir also die kinetische Energie mit etwas vergleichen, und das muss die Bindungsenergie eines Wasserstoffatoms sein. Die Bindungsenergie des Wasserstoffatoms beträgt 13,6 eV. Und das ist viel kleiner als die keV-Energien, die der Sonnenwind besitzt. Die Partikel sind also viel zu schnell bzgl. einander, sie haben nicht die Chance, sich zu rekombinieren.


Solarwindstudie erklärt, warum die Nordlichter so spektakulär sind

Dies könnte auch erklären, warum es auf der Nordhalbkugel mehr Stromausfälle gibt.

Während seines 11-jährigen Zyklus, schickt die Sonne gelegentlich explosive Ströme geladener Teilchen in unsere Richtung. Auf ihrem Weg zur Erde interagieren diese Partikel mit der Atmosphäre unseres Planeten. Nach der Kollision kann sich eine schöne Darstellung von grünen, violetten und roten Lichtern über den Himmel drehen.

In der Nähe des Nordpols der Erde sind diese Lichter als Aurora Borealis oder die berühmten Nordlichter bekannt. Am Südpol wird der gleiche Prozess als Aurora australis oder weniger berühmte Südlichter bezeichnet. In einer neuen Studie enthüllen Astronomen den Grund, warum die Nordlichter möglicherweise so viel bekannter sind als ihre südlichen Gegenstücke, die mit der Sonne selbst zu tun haben.

Was sie entdeckt haben – In einer neuen Studie, die diese Woche in der Zeitschrift veröffentlicht wurde Natur, ein Team von Wissenschaftlern zeigt, wie der von der Sonne emittierte Sonnenwind den magnetischen Nordpol der Erde und nicht den Südpol begünstigt. Mit anderen Worten, das Weltraumwetter kann auf der Nordhalbkugel schlechter sein als auf der Südhalbkugel.

Die Ergebnisse haben Auswirkungen darauf, wie das Weltraumwetter uns hier unten auf der Erde beeinflusst, da die nördliche Hemisphäre härteren Sonnenwinden ausgesetzt ist – und mehr potenzielle Schäden.

Hier ist der Hintergrund – Die Sonnenaktivität hängt weitgehend vom Magnetfeld der Sonne ab.

Das Magnetfeld der Sonne durchläuft einen periodischen Zyklus, in dem der Süd- und Nordpol tauschen im Wesentlichen die Orte, und es dauert weitere 11 Jahre oder so, bis sie zurückwechseln. Wir befinden uns derzeit im Sonnenzyklus 25.

Sonneneruptionen sind intensive, helle Strahlungsausbrüche, die mit der magnetischen Energie des Sterns verbunden sind. Während diese Aufflackern in den Weltraum schießen, wandert viel Energie in Form von Strömen geladener Teilchen zur Erde.

Das Weltraumwetter wird durch die Aufflackern der Sonne gesteuert, die in den Weltraum geschleudert werden.

Das Magnetfeld der Erde schützt uns vor den meisten dieser Partikel – wie ein Regenschirm vor schlechtem Wetter auf der Erde schützt, so wehrt unser Magnetfeld auch die schädlichen Auswirkungen des Sonnenwinds ab. Aber dieser Schild ist nur so stark, und manchmal können die geladenen Teilchen entlang der magnetischen Feldlinien unseres Planeten am Nord- und Südpol wandern und in die Erdatmosphäre eindringen.

Da die Teilchen mit den verschiedenen Gasen der Atmosphäre unseres Planeten, nämlich Sauerstoff und Stickstoff, interagieren, werden die Atome durch die Wechselwirkung angeregt und emittieren Licht. Dieser Prozess verursacht die Polarlichter, die wir am Nord- und Südpol sehen

Was gibt's Neues - Wissenschaftler gingen davon aus, dass der Sonnenwind gleichmäßig auf die Süd- und Nordhalbkugel wandert, mit einer gleichmäßigen Verteilung der elektromagnetischen Strahlung zum Nord- und Südpol.

Die neue Studie deutet jedoch darauf hin, dass der Sonnenwind tendenziell den Norden begünstigt, wobei mehr geladene Teilchen in Richtung der nördlichen Hemisphäre wandern.

Das Wissenschaftlerteam hinter der neuen Studie glaubt, dass diese Asymmetrie durch die Tatsache verursacht werden könnte, dass der magnetische Südpol der Erde weiter von der Drehachse der Erde entfernt ist als der Nordpol, was beeinflusst, wie viel Energie in Richtung der Nord- und Südhalbkugel fließt.

„Wir sind uns noch nicht sicher, welche Auswirkungen diese Asymmetrie haben könnte, aber sie könnte auch auf eine mögliche Asymmetrie beim Weltraumwetter und vielleicht auch zwischen der Aurora australis im Süden und der Aurora borealis im Norden hinweisen“, sagt Ivan Pakhotin, ein Forscher research an der Physikabteilung der University of Alberta und Hauptautor der neuen Studie, sagte in einer Erklärung.

Wie sie es gemacht haben – Die Entdeckung wurde mit den Swarm-Satelliten der Europäischen Weltraumorganisation gemacht, einer Gruppe von drei identischen Satelliten namens Alpha, Bravo und Charlie, die im November 2013 ins All starteten, um genaue Messungen des Erdmagnetfelds und der Wechselwirkungen in der Atmosphäre des Planeten zu liefern.

Warum es wichtig ist - Weltraumwetter ist kein Witz. Koronale Massenauswürfe sind hochenergetische Eruptionen von der Sonne und die Hauptquelle für große Weltraumwetterereignisse.

Im Wesentlichen sind diese Eruptionen riesige Gas- und Magnetflussblasen, die von der Sonne mit bis zu einer Milliarde Tonnen geladener Teilchen freigesetzt werden und sich mit hohen Geschwindigkeiten von mehreren Millionen Meilen pro Stunde bewegen. Diese Wolken und die von ihnen verursachten Stoßwellen können manchmal die Erde erreichen und geomagnetische Stürme verursachen.

Diese Stürme, wenn sie besonders stark sind, können die Elektronik in Satelliten verwüsten, mit ihrer Strahlung eine Bedrohung für Astronauten darstellen und die Stromnetze auf der Erde so stark stören, dass eine Stadt verdunkelt wird.

Im Jahr 1859 zerstörte ein Plasmaausbruch der Sonnenkorona, der heute als Carrington-Ereignis bekannt ist, Telegrafensysteme auf der ganzen Welt. Als einige Telegrafisten versuchten, Nachrichten zu senden und zu empfangen, erhielten sie Elektroschocks.

Was kommt als nächstes - Wissenschaftler arbeiten daran, das Weltraumwetter besser vorhersagen zu können, damit sie vorhersagen können, wann diese starken Sonnenstürme auftreten können.

„Die Aktivität der Sonne, wie etwa koronale Massenauswürfe, können potenziell schwerwiegende Folgen für unsere moderne Lebensweise haben“, sagte Ian Mann, ein Forscher von der University of Alberta und Co-Autor der Studie, in einer Erklärung.

"Das Studium der zugrunde liegenden Physik des Weltraumwetters und der Komplexität unseres Magnetfelds ist sehr wichtig, um Frühwarnsysteme aufzubauen und elektrische Netze zu entwerfen, die den Störungen, die die Sonne auf uns wirft, besser standhalten können", sagt Mann.

Wissenschaftler müssen die Aktivität der Sonne weiter untersuchen, um herauszufinden, wie stark diese asymmetrische Verteilung ihrer elektromagnetischen Strahlung unseren Planeten beeinflusst und ob die nördliche Hemisphäre während eines Sonnensturms anfälliger für Schäden sein könnte als die südliche Hemisphäre.


BU-Astrophysiker und Mitarbeiter enthüllen ein neues Modell unserer Heliosphäre, das irgendwo zwischen einem Croissant und einem Strandball geformt ist

Du lebst in einer Blase. Keine metaphorische Blase – eine echte, buchstäbliche Blase. Aber keine Sorge, es sind nicht nur Sie. Der ganze Planet und jeder andere Planet im Sonnensystem befindet sich auch in der Blase. Und vielleicht verdanken wir ihm unsere Existenz.

Weltraumphysiker nennen diese Blase Heliosphäre. Es ist eine riesige Region, die sich mehr als doppelt so weit wie Pluto erstreckt, die ein magnetisches „Kraftfeld“ um alle Planeten wirft und geladene Teilchen ablenkt, die sonst in das Sonnensystem eindringen und sogar deine DNA durchbrechen würden, falls du Pech hast genug, um ihnen in die Quere zu kommen.

Die Heliosphäre verdankt ihre Existenz dem Zusammenspiel geladener Teilchen, die aus der Sonne herausströmen (dem sogenannten Sonnenwind) und Teilchen von außerhalb des Sonnensystems. Obwohl wir uns den Raum zwischen den Sternen als vollkommen leer vorstellen, wird er tatsächlich von einer dünnen Brühe aus Staub und Gas anderer Sterne eingenommen – lebende Sterne, tote Sterne und noch nicht geborene Sterne. Im Durchschnitt der gesamten Galaxie enthält jedes zuckerwürfelgroße Raumvolumen nur ein einziges Atom, und der Bereich um unser Sonnensystem ist noch weniger dicht.

Der Sonnenwind drückt ständig gegen dieses interstellare Zeug. Aber je weiter man sich von der Sonne entfernt, desto schwächer wird dieser Stoß. Nach zig Milliarden Kilometern beginnt sich das interstellare Zeug zurückzudrängen. Die Heliosphäre endet dort, wo die beiden das Gleichgewicht ausbalancieren. Aber wo genau liegt diese Grenze und wie sieht sie aus?

Merav Opher, BU-Professor für Astronomie. Foto von Cydney Scott

Merav Opher, Professor für Astronomie am College of Arts & Sciences der Boston University und am Center for Space Physics, beschäftigt sich seit fast 20 Jahren mit diesen Fragen. Und in letzter Zeit sorgen ihre Antworten für Aufsehen.

Da sich unser gesamtes Sonnensystem durch den interstellaren Raum bewegt, ist die Heliosphäre trotz ihres Namens keine Kugel. Weltraumphysiker vergleichen seine Form seit langem mit einem Kometen, mit einer runden „Nase“ auf der einen Seite und einem langen Schweif, der sich in die entgegengesetzte Richtung erstreckt. Suchen Sie im Internet nach Bildern der Heliosphäre, und Sie werden dieses Bild mit Sicherheit finden.

Aber 2015 kamen Opher und ihr Co-Autor James Drake von der University of Maryland mit einem neuen Computermodell und Daten der Raumsonde Voyager 1 zu einem anderen Schluss: Sie schlugen vor, dass die Heliosphäre tatsächlich wie eine Sichel geformt ist – nicht unähnlich tatsächlich ein frisch gebackenes Croissant. Bei diesem „Croissant“-Modell erstrecken sich zwei Düsen stromabwärts von der Nase anstatt eines einzelnen ausgeblendeten Hecks. „Damit begann die Diskussion über die globale Struktur der Heliosphäre“, sagt Opher.

Ihr Papier war nicht das erste Papier, das darauf hinwies, dass die Heliosphäre etwas anderes als kometenförmig sei, betont sie, aber es gab den Fokus auf eine neu angeregte Debatte. „Das war sehr umstritten“, sagt sie. „Ich wurde bei jeder Konferenz verprügelt! Aber ich blieb bei meinen Waffen.“

Dann, zwei Jahre nach Beginn der „Croissant“-Debatte, legten Messungen der Raumsonde Cassini, die von 2004 bis 2017 den Saturn umkreiste, eine weitere Vision der Heliosphäre nahe. Die Wissenschaftler von Cassini kamen zu dem Schluss, dass die Heliosphäre fast rund und symmetrisch ist, indem sie Partikel, die von der Grenze der Heliosphäre widerhallen, zeitlich abstimmte und sie mit Ionen korrelierte, die von der Zwillings-Raumsonde Voyager gemessen wurden: weder ein Komet noch ein Croissant, sondern eher ein Strandball. Ihr Ergebnis war ebenso umstritten wie das Croissant. „Solche Veränderungen akzeptieren Sie nicht so leicht“, sagt Tom Krimigis, der Experimente an Cassini und Voyager leitete. „Die gesamte wissenschaftliche Gemeinschaft, die in diesem Bereich arbeitet, war über 55 Jahre lang davon ausgegangen, dass die Heliosphäre einen Kometenschweif hat.“

Nun haben Opher, Drake und ihre Kollegen Avi Loeb von der Harvard University und Gabor Toth von der University of Michigan ein neues dreidimensionales Modell der Heliosphäre entwickelt, das das „Croissant“ mit dem Strandball in Einklang bringen könnte. Ihre Arbeit wurde veröffentlicht in Naturastronomie am 16. März

Im Gegensatz zu den meisten früheren Modellen, die davon ausgingen, dass geladene Teilchen innerhalb des Sonnensystems alle um die gleiche Durchschnittstemperatur schweben, teilt das neue Modell die Teilchen in zwei Gruppen auf. Erstens sind geladene Teilchen, die direkt aus dem Sonnenwind stammen. Zweitens nennen Weltraumphysiker „Pickup“-Ionen. Dabei handelt es sich um Teilchen, die in elektrisch neutraler Form in das Sonnensystem gedriftet sind – weil sie nicht von Magnetfeldern abgelenkt werden, neutrale Teilchen können „einfach hineingehen“, sagt Opher – aber dann wurden ihre Elektronen abgeschlagen.

Die Raumsonde New Horizons, die jetzt den Weltraum jenseits von Pluto erforscht, hat gezeigt, dass diese Partikel Hunderte oder Tausende Mal heißer werden als gewöhnliche Sonnenwind-Ionen, wenn sie vom Sonnenwind mitgerissen und durch sein elektrisches Feld beschleunigt werden. Aber erst durch die getrennte Modellierung von Temperatur, Dichte und Geschwindigkeit der beiden Teilchengruppen entdeckten die Forscher ihren übergroßen Einfluss auf die Form der Heliosphäre.

Diese Form teilt nach dem neuen Modell tatsächlich den Unterschied zwischen einem Croissant und einer Kugel. Nennen Sie es einen aufgeblasenen Strandball oder ein bauchiges Croissant: So oder so scheint es etwas zu sein, auf das sich sowohl Ophers Team als auch die Cassini-Forscher einigen können.

Das neue Modell sieht ganz anders aus als das klassische Kometenmodell. Aber die beiden können sich tatsächlich ähnlicher sein, als sie erscheinen, sagt Opher, je nachdem, wie Sie den Rand der Heliosphäre genau definieren. Denken Sie daran, ein Graustufenfoto in Schwarzweiß umzuwandeln: Das endgültige Bild hängt stark davon ab, welchen Grauton Sie als Trennlinie zwischen Schwarz und Weiß auswählen.

Warum sich also überhaupt Gedanken über die Form der Heliosphäre machen? Forscher, die Exoplaneten untersuchen – Planeten um andere Sterne – sind sehr daran interessiert, unsere Heliosphäre mit denen um andere Sterne zu vergleichen. Könnten der Sonnenwind und die Heliosphäre Schlüsselbestandteile des Lebensrezepts sein? „Wenn wir unsere Umwelt verstehen wollen, sollten wir diese Heliosphäre besser verstehen“, sagt Loeb, Ophers Mitarbeiter aus Harvard.

Und dann ist da noch die Sache mit diesen DNA-zerkleinernden interstellaren Partikeln. Forscher arbeiten noch daran, was sie für das Leben auf der Erde und auf anderen Planeten genau bedeuten. Einige denken, dass sie tatsächlich dazu beitragen könnten, die genetischen Mutationen voranzutreiben, die zu einem Leben wie uns führten, sagt Loeb. „In der richtigen Menge führen sie zu Veränderungen, Mutationen, die es einem Organismus ermöglichen, sich zu entwickeln und komplexer zu werden“, sagt er. Aber die Dosis macht das Gift, heißt es. „Im Umgang mit dem Leben, wie wir es kennen, herrscht immer ein empfindliches Gleichgewicht. Zu viel des Guten ist schlecht“, sagt Loeb.

Wenn es um Daten geht, gibt es jedoch selten zu viel des Guten. Und obwohl die Modelle zu konvergieren scheinen, sind sie immer noch durch einen Mangel an Daten aus den äußeren Bereichen des Sonnensystems eingeschränkt. Aus diesem Grund hoffen Forscher wie Opher, die NASA dazu zu bewegen, eine interstellare Sonde der nächsten Generation zu starten, die einen Weg durch die Heliosphäre bahnt und Aufnahmeionen in der Nähe der Peripherie der Heliosphäre direkt detektiert. Bisher haben nur die Raumsonden Voyager 1 und Voyager 2 diese Grenze überschritten, und sie starteten vor mehr als 40 Jahren mit Instrumenten einer älteren Ära, die für eine andere Aufgabe entwickelt wurden. Missionsbefürworter des Applied Physics Laboratory der Johns Hopkins University sagen, dass eine neue Sonde irgendwann in den 2030er Jahren starten und 10 oder 15 Jahre später mit der Erforschung des Randes der Heliosphäre beginnen könnte.

„Mit der Interstellar Probe hoffen wir, zumindest einige der unzähligen Geheimnisse zu lösen, die Voyagers zu lüften begann“, sagt Opher. Und das, denkt sie, ist das Warten wert.

Die Forscher danken den Mitarbeitern des NASA Ames Research Center für den Einsatz des Supercomputers Pleiades. Diese Arbeit wurde auch von der NASA und der Breakthrough Prize Foundation unterstützt.


4 Antworten 4

Der Sonnenwind übt zwar eine Kraft auf die Planeten aus, jedoch stellt sich heraus, dass die Kraft so gering ist, dass sie keine messbare Wirkung hat.

Die Kraft lässt sich aus der Tatsache berechnen, dass die Kraft gleich der Impulsänderungsrate ist. Angenommen, die Gesamtmasse aller Sonnenwindteilchen, die pro Sekunde auf die Erde treffen, beträgt $M$ und die durchschnittliche Geschwindigkeit der Teilchen beträgt $v$, dann ist die Kraft, die der Sonnenwind auf die Erde ausübt, einfach:

Ich weiß nicht, was Massenfluss und Geschwindigkeit sind, aber der Wikipedia-Artikel über den Sonnenwind berichtet, dass der Druck, $P$, der vom Wind in der Entfernung Sonne-Erde erzeugt wird, 1 bis 6 Nanopascal beträgt . Die Gesamtkraft auf die Erde ist dieser Druck multipliziert mit der Querschnittsfläche $pi r^2$. Der Radius der Erde beträgt etwa 6.371.000 Meter, also erhalten wir:

$ F = P imes pi r^2 approx 130 , ext, 800 , ext $

Um zu sehen, warum dies vernachlässigbar ist, vergleichen wir es mit der Gravitationskraft zwischen Sonne und Erde. Dies ist durch das Newtonsche Gravitationsgesetz gegeben:

$ F approx 3,54 imes 10^ <22>, ext $

die Kraft des Sonnenwinds beträgt also nur etwa 0,000000000000001% ($10^<-15>\%$) der Gravitationskraft.

Der Sonnenwind tut die Planeten zerstören.

Wenn ein Planet kein Magnetfeld hat (aus Gründen, die später beschrieben werden), kann der Sonnenwind eine Atmosphäre durch einen Prozess namens Sputtern abstreifen. Ohne Magnetfeld kann der Sonnenwind direkt auf die Atmosphäre des Planeten treffen. Die hochenergetischen Sonnenwindionen können Atmosphärenteilchen in großen Höhen auf eine Geschwindigkeit beschleunigen, die ausreicht, um zu entkommen.

Die relative Bedeutung dieses Effekts im Vergleich zu anderen Formen der atmosphärischen Flucht ist Gegenstand aktiver Forschung. Die NASA-Sonde Maven ist eines der neuesten Werkzeuge, um diese Frage zu beantworten:

Wissenschaftler haben angenommen, dass der Mars einen Großteil seiner Atmosphäre durch einen als Stripping bekannten Prozess verloren hat, als der Sonnenwind ein leichteres Isotop (eine Art) von Wasserstoff in den Weltraum schob und ein schwereres Isotop namens Deuterium zurückließ. Als Wasserstoff entwich, wurde die Atmosphäre dünner. Dies könnte erklären, warum vor Milliarden von Jahren kein Wasser mehr auf der Marsoberfläche floss.

Obwohl sich also nicht alle Wissenschaftler einig sind (Wikipedia enthält eine unbegründete Behauptung, dass diese NASA-Maven-Wissenschaftler im Irrtum sind!), ist es derzeit verfrüht zu behaupten, dass der Sonnenwind die Planeten nicht zerstört.

Der Sonnenwind ist ein Strom geladener Teilchen, der als Plasma bezeichnet wird und ständig von der Sonne ausgeht. Plasmen können eine interessante Eigenschaft namens . aufweisen eingefroren wodurch das Magnetfeld und der Massenstrom miteinander verbunden sind (naja, technisch ist es ein Fluss Einfrieren Zustand aber. ). Das Magnetfeld bewegt sich nicht wirklich, sondern die Quellen bewegen sich, aber das ist ein ziemlich nuancierter Punkt. Der Punkt ist, dass ein magnetisiertes Plasma ständig planetare Magnetosphären bombardiert.

Die Antwort auf Ihre Frage ist, dass der Sonnenwind tatsächlich die Atmosphären der Planeten und sicherlich ihre Magnetosphären beeinflusst. Im Folgenden beschreibe ich ein Beispiel dafür, wie sich dies auf unsere Atmosphäre auswirken kann. John hat bereits erklärt, dass der Staudruck recht gering ist, der "Wind" selbst also kein wirkliches Problem ist. Ich werde mich also auf die elektromagnetischen Effekte konzentrieren.

Die Aurora
Durch einen Prozess namens magnetische Wiederverbindung können Energie und Impuls über die Magnetopause in die Magnetosphäre transportiert werden. Der Wiederverbindungsprozess führt zu einer Neukonfiguration der Magnetfeldtopologie und dem Feld werden an verschiedenen Stellen innerhalb der Magnetosphäre neue Spannungen/Beanspruchungen auferlegt.

Einer dieser Orte ist der geomagnetische Schweif (d. h. die gegen die Sonne gerichtete Seite des Planeten), an dem verstärkte Sonnenwindströme und eine Wiederverbindung am Tag zu einer "Streckung" der Topologie führen können. Die gedehnten Felder im Schwanz können sich auch wieder verbinden. Eine der Folgen des Wiederverbindungsprozesses ähnelt der einer Schleuder. Wenn magnetische Feldlinien gedehnt und wieder freigegeben werden, können sie ähnlich wie ein entspannendes Gummiband reagieren. Da sich geladene Teilchen im Allgemeinen nicht gerne über das Magnetfeld bewegen, kann die Relaxation des Magnetfelds aufgrund der Lorentzkraft zu einer signifikanten Teilchenbeschleunigung/-energetisierung führen.

Wenn sich die Schweiffelder entspannen, können sie Teilchen in Richtung des Planeten beschleunigen. Da die Teilchen in der Nähe des Planeten auf unterschiedliche Plasmadichten und Feldstärken treffen, können sie durch mehrere andere Prozesse weiter beschleunigt werden. Ich habe hier einen dieser Prozesse besprochen. Einige dieser Teilchen gewinnen genug Energie und haben einen ausreichend kleinen Steigungswinkel, damit sie in die Planetenatmosphäre eintreten können. Die Ablagerung von energiereichen Teilchen kann neutrale Atome anregen und zur Emission von Licht führen, das Polarlicht genannt wird.

Andere Effekte
Es gibt mehrere andere Auswirkungen des Sonnenwinds auf Planeten, einschließlich der Geschwindigkeit des polaren Ausflusses (d. h. der Prozess, bei dem Ladungsteilchen entlang des Magnetfelds aus einer Atmosphäre "entweichen", bodeninduzierte Ströme, Auswirkungen auf den Gesamtelektronengehalt usw.

Im Allgemeinen gibt es also viele Möglichkeiten, wie der Sonnenwind einen Planeten beeinflussen kann, unabhängig davon, ob er intern magnetisiert ist oder nicht.


Energie aus Sonnenwind begünstigt den Norden

Mit Informationen aus der Satellitenkonstellation Swarm der ESA haben Wissenschaftler herausgefunden, wie Energie, die durch elektrisch geladene Teilchen im Sonnenwind erzeugt wird, in die Erdatmosphäre fließt – überraschenderweise mehr davon in Richtung des magnetischen Nordpols als in Richtung des magnetischen Südpols. Bildnachweis: ESA/Planetary Visions

Mit Informationen aus der Satellitenkonstellation Swarm der ESA haben Wissenschaftler herausgefunden, wie Energie, die durch elektrisch geladene Teilchen im Sonnenwind erzeugt wird, in die Erdatmosphäre fließt – überraschenderweise mehr davon in Richtung des magnetischen Nordpols als in Richtung des magnetischen Südpols.

Die Sonne badet unseren Planeten mit Licht und Wärme, um das Leben zu erhalten, aber sie bombardiert uns auch mit gefährlichen geladenen Teilchen im Sonnenwind. Diese geladenen Teilchen können Kommunikationsnetze, Navigationssysteme wie GPS und Satelliten beschädigen. Schwere Sonnenstürme können sogar Stromausfälle verursachen, wie zum Beispiel der große Stromausfall, den Quebec in Kanada 1989 erlitt.

Unser Magnetfeld schirmt uns vor diesem Ansturm weitgehend ab.

Das Magnetfeld der Erde wird hauptsächlich von einem Ozean aus überhitztem, wirbelndem flüssigem Eisen erzeugt, das den äußeren Kern etwa 3000 km unter unseren Füßen bildet ziehen und über das Sonnensystem fegen.

Wie bei einem Stabmagneten wird das Erdmagnetfeld an der Erdoberfläche durch die Nord- und Südpole definiert, die sich lose an der Rotationsachse ausrichten.

Die Polarlichter bieten visuelle Darstellungen der Folgen geladener Teilchen der Sonne, die mit dem Erdmagnetfeld interagieren.

Bisher ging man davon aus, dass die gleiche Menge elektromagnetischer Energie beide Hemisphären erreichen würde. Ein Papier, veröffentlicht in Naturkommunikation, beschreibt, wie Forschungen unter der Leitung von Wissenschaftlern der University of Alberta in Kanada anhand von Daten der ESA-Mission Swarm unerwartet entdeckten, dass die elektromagnetische Energie, die vom Weltraumwetter transportiert wird, eindeutig den Norden bevorzugt.

Diese neuen Erkenntnisse deuten darauf hin, dass das Magnetfeld nicht nur die Erde vor einfallender Sonnenstrahlung abschirmt, sondern auch aktiv steuert, wie die Energie verteilt und in die obere Atmosphäre geleitet wird.

Der Hauptautor des Papiers, Ivan Pakhotin, der diese Forschung im Rahmen des Living Planet Fellowship der ESA durchführt, erklärt: "Da der magnetische Südpol weiter von der Rotationsachse der Erde entfernt ist als der magnetische Nordpol, wird der Energiemenge eine Asymmetrie auferlegt bahnt sich im Norden und Süden seinen Weg zur Erde.Es scheint eine unterschiedliche Reflexion elektromagnetischer Plasmawellen, bekannt als Alfven-Wellen, zu geben.

„Wir sind uns noch nicht sicher, welche Auswirkungen diese Asymmetrie haben könnte, aber sie könnte auch auf eine mögliche Asymmetrie beim Weltraumwetter und vielleicht auch zwischen der Aurora Australis im Süden und der Aurora Borealis im Norden hinweisen. Unsere Ergebnisse deuten auch darauf hin, dass die Dynamik der Chemie der oberen Atmosphäre kann zwischen den Hemisphären variieren, insbesondere in Zeiten starker geomagnetischer Aktivität."

Swarm ist die erste Konstellation von Erdbeobachtungssatelliten der ESA, die entwickelt wurde, um die magnetischen Signale von Erdkern, Erdmantel, Kruste, Ozeanen, Ionosphäre und Magnetosphäre zu messen und Daten bereitzustellen, die es Wissenschaftlern ermöglichen, die Komplexität unseres schützenden Magnetfelds zu untersuchen. Bildnachweis: ESA/AOES Medialab

Ian Mann von der University of Alberta sagte: „Die Aktivität der Sonne, wie etwa koronale Massenauswürfe, kann potenziell schwerwiegende Folgen für unsere moderne Lebensweise haben. Daher ist es sehr wichtig, die zugrunde liegende Physik des Weltraumwetters und die Komplexität unseres Magnetfelds zu studieren wichtig, um Frühwarnsysteme aufzubauen und Stromnetze besser zu gestalten, die den Störungen der Sonne besser standhalten.

"Wir haben das Glück, dass wir die drei Swarm-Satelliten der ESA im Orbit haben, die wichtige Informationen liefern, die nicht nur für unsere wissenschaftliche Forschung von entscheidender Bedeutung sind, sondern auch zu sehr praktischen Lösungen für unser tägliches Leben führen können."

Die drei identischen Swarm-Satelliten sind seit 2013 im Orbit und liefern nicht nur Informationen darüber, wie unser Magnetfeld uns vor den gefährlichen Partikeln im Sonnenwind schützt, sondern auch darüber, wie das Feld erzeugt wird, wie es sich ändert und wie sich die Position des magnetischen Nordens ändert .


Wie schnell ist der Sonnenwind?

Der Sonnenwind strahlt von der Sonne in alle Richtungen. Die Geschwindigkeit, mit der es abgestrahlt wird, hängt davon ab, woher die Teilchen stammen. Die durchschnittliche Geschwindigkeit des Windes, wie er von der Sonnenoberfläche abgestrahlt wird, beträgt ungefähr 300 – 400 Kilometer pro Sekunde. Koronale Löcher oder große Regionen auf der Sonnenoberfläche, die kühler sind als die umliegenden Gebiete, stoßen diese Partikel mit Geschwindigkeiten von bis zu 800 Kilometern pro Sekunde aus.

Der Grund für die oben genannten Unterschiede ist nicht intuitiv. Der Sonnenwind wird von kühleren Teilen der Sonne tatsächlich schneller abgestrahlt als von heißen Teilen der Sonne. Dies liegt daran, dass die Stärke des Magnetfelds der Sonne über diesen Löchern geringer ist als die Magnetfelder über den umliegenden heißeren Gebieten. Die aus den kühleren Bereichen abstrahlenden geladenen Teilchen haben dann auf ihrem Weg zum Sonnensystem weniger Widerstand zu überwinden.


Der Sonnenwind und die Erde

Schöne Polarlichter entstehen, wenn geladene Teilchen wie Protonen und Elektronen in die Erdatmosphäre strömen und die Stickstoff- und Sauerstoffatome in der oberen Atmosphäre anregen. Wenn diese Atome in ihren normalen, nicht erregten Zustand zurückkehren, emittieren sie die schimmernden, grünen oder roten Lichtvorhänge (die Nordlichter oder Aurora Borealis), die Menschen in Teilen Kanadas oder des Nordens der Vereinigten Staaten bekannt sind.

Wenn der Sonnenwind kontinuierlich ist, warum sehen die Menschen dann nicht die ganze Zeit Polarlichter? Die Erde ist von einem Magnetfeld umgeben, das durch ihre Rotation und das Vorhandensein von geschmolzenem, leitfähigem Eisen tief in ihrem Inneren erzeugt wird. Dieses Magnetfeld erstreckt sich weit in den Weltraum und lenkt die meisten Partikel, die es treffen, ab. Der größte Teil des Sonnenwinds umströmt daher die Erde, bevor er seinen Weg ins All fortsetzt. Einige Teilchen kommen jedoch durch und finden schließlich ihren Weg in zwei große Ringe geladener Teilchen, die die gesamte Erde umgeben. Diese heißen die Van Allen Gürtel, und sie liegen weit außerhalb der Atmosphäre, mehrere tausend Kilometer entfernt.

Neben der sanften, kontinuierlichen Erzeugung des Sonnenwindes bringt die Sonne aber auch periodisch große Mengen an Protonen und Elektronen in den Sonnenwind ein. Dies geschieht nach einem Flare, einer heftigen Eruption in der Sonnenatmosphäre. Wenn der Partikelstoß die Erde erreicht, reicht das Magnetfeld nicht aus, um alle Partikel abzulenken, und die Van-Allen-Gürtel reichen nicht aus, um sie alle über der Atmosphäre einzufangen. Wie Wasser, das über einen Eimer fließt, strömen die überschüssigen Partikel entlang der Magnetfeldlinien der Erde und fließen in die obere Atmosphäre in der Nähe der Pole. Aus diesem Grund treten Polarlichter typischerweise in extremen nördlichen oder südlichen Breiten auf, obwohl nach besonders intensiven Sonneneruptionen auch in mittleren Breiten Polarlichter zu sehen sind.


Auroras in der Geschichte

Es besteht kein Zweifel, dass im Laufe der Erdgeschichte einige spektakuläre Polarlichter aufgetreten sind, aber in der aufgezeichneten Geschichte müssen die Vorführungen vom 28. August und erneut vom 2. September 1895 sicherlich als das mächtigste Ereignis dieser Art einen Ehrenplatz einnehmen Jemals aufgenommen.

Bei dieser Gelegenheit wurde die Aurora durch einen enormen und ungeheuer heftigen koronalen Massenauswurf auf der Sonne verursacht und lieferte den ersten eindeutigen Beweis dafür, dass Aurora-Displays und Elektrizität untrennbar miteinander verbunden sind.

Bei dieser Gelegenheit waren Teile des Telegrafennetzes in den USA von angemessener Länge und Ausrichtung, um den durch die Polarlichter verursachten Strom zu leiten, und einige Telegrafenbetreiber konnten über weite Entfernungen über das Netzwerk allein durch den von den Polarlichtern bereitgestellten Strom kommunizieren . Unten ist eine teilweise Abschrift eines solchen Gesprächs-

Boston-Betreiber (an Portland-Betreiber): “Bitte schalten Sie Ihre Batterie [Stromquelle] für fünfzehn Minuten vollständig aus.

Portland-Betreiber: “Werde es tun. Die Verbindung ist jetzt getrennt.”
Boston: “Meiner ist nicht angeschlossen und wir arbeiten mit dem Polarlichtstrom. Wie erhalten Sie mein Schreiben?”
Portland: “Besser als mit unseren Batterien. – Strom kommt und geht nach und nach.”
Boston: “Mein Strom ist manchmal sehr stark und wir können besser ohne die Batterien arbeiten, da die Aurora unsere Batterien abwechselnd zu neutralisieren und zu verstärken scheint, was den Strom manchmal für unsere Relaismagnete zu stark macht. Angenommen, wir arbeiten ohne Batterien, während wir von diesem Problem betroffen sind.”
Portland: “Sehr gut. Soll ich weitermachen?”
Boston: “Ja. Mach weiter.”


Sonnenwind

Die superheiße Atmosphäre der Sonne, die Korona, sendet den Sonnenwind aus, einen Strom extrem schneller (250 bis 750 km/s) geladener Teilchen. Dieser Wind drückt gegen die Teilchen in den Kometenschweifen, wodurch sie von der Sonne weg weisen. Glücklicherweise sind wir durch das starke (wenn auch zerfallende) Magnetfeld der Erde vor den Partikeln im Sonnenwind geschützt, die sie einfangen. Als Ergebnis sehen wir die Polarlichter, die im Winter am häufigsten in Polnähe vorkommen.

Manche mögen fragen, warum sollte Gott eine so gefährliche Sonne erschaffen? Aber in Wirklichkeit ist unsere Sonne ideal für das Leben hier auf der Erde. Vor allem ist es bemerkenswert stabil. Es ist im Vergleich zu den meisten Sternen seiner Art sehr ruhig. Und die neuesten Erkenntnisse von Voyager 2 zeigen, dass der starke Sonnenwind unserer Sonne ein wichtiges Konstruktionsmerkmal ist.


Strahlung & Gesundheit: Menschen im Weltraum

Once we leave the atmosphere and travel beyond the cocoon of Earth’s magnetic field, the radiation environment changes dramatically. With talk increasingly turned towards a return to the Moon and manned trips to Mars, what radiation problems will our astronauts encounter?

Those of us living on Earth are in a privileged location with regards to radiation. Space’s radiation environment includes charged particles from the Sun and elsewhere in the galaxy and high-energy photons in the form of x-rays, UV, and gamma radiation. But we see virtually none of that at the surface of our planet – the Earth’s magnetic field envelopes our planet, diverting the charged particles. The van Allen belts are like two nested donuts, one filled with positively charged particles and the other filled with electrons and other particles with a negative charge. Photons lacking an electrical charge are not affected by our magnetic field, but their intensity is reduced by a factor of over a billion as they plow through the 100 km of our atmosphere.

After leaving our atmosphere, the X-rays, gamma rays, and the Sun’s ultraviolet are unattenuated. But these are not very damaging, and they’re relatively easy to control – more critical and more problematic (not to mention much more interesting) are the high-energy particles from the Sun and beyond the Solar System.

Particles from the Sun

The Sun emits thousands of tons of gas every second – the solar wind. This “wind” consists of ionized gas – mostly protons, electrons, and helium nuclei. According to NASA, the solar wind involves about 400 million protons, moving at 400 km/second, passing through every square cm of the space near Earth every second. The proton’s speed seems fast, but its “negligible” weight means they have little energy, and such particles can penetrate only a relatively short distance into matter. This is the primary reason why charged particles from the Sun cannot penetrate to the Earth’s surface and why the Sun provides very little sea-level radiation exposure.

In space, outside the protection of Earth’s magnetic field, solar charged particles are a bigger concern. High-energy solar flares (containing photons) or coronal mass ejections (containing charged particles) directed toward the spacecraft pose the greatest risk. In such cases, the crew can receive a fatal dose of radiation in a short time unless they can shelter in a “storm cellar” surrounded by water, plastic, or other forms of radiation shielding.

Particles from other stars

The highest cosmic radiation dose to the Earthbound is from heavy ions blasted off from exploding stars elsewhere in our galaxy. This sounds improbable – except that scientists have found “live” radioactive iron and heavy isotopes of plutonium in deep-sea sediments that could only have been synthesized in a supernova. These supernova particles tend to have a higher mass and electrical charge, making them far more damaging to human tissue. Luckily, our astronauts don’t necessarily have to worry about a wave of supernova-produced high-energy particles slamming unexpectedly into their spacecraft the galactic magnetic field and the great distance make this highly improbable.

Radiation damage from particles

The effect of heavier particles, those that astronauts are likely to experience, are not well understood. An iron nucleus passing through the body, for example, is likely to deliver its high energy to only a handful of cells and none to neighboring cells. On the other hand, an iron nucleus that strikes an atom in a spaceship's skin can splinter into smaller pieces emerging like a shotgun spray of particles rather than the single particle that struck the spacecraft. This small shower of high-mass charged particles, each of which can damage a handful of cells, can cause more damage and risk of future cancer.

What we don’t know

Each type of tissue in the human body reacts differently to radiation exposure our central nervous system is remarkably resistant to radiation, while the cells that line our stomachs are quite sensitive. We have a reasonably good understanding of how DNA is damaged by beta and gamma radiation and how the body repairs it. But when it comes to understanding the damage caused by an iron nucleus blasted out of a dying star by unimaginable forces, we’re not quite as certain.

The nearest analog is an alpha particle, but alphas are much lighter and cannot penetrate through nearly as much tissue. And, of course, we have never seen humans who have been exposed to the full brunt of a coronal mass ejection or a high-energy solar flare. Even with a shielded “storm cellar” in which to take refuge, we simply don’t know if there might be unanticipated effects.

Radiation dose limits

One thing that we can and have done to mitigate the risks of travel beyond Earth’s magnetic field is to assign dose limits to astronauts the same as we do to workers at hospitals, nuclear power plants, and other jobs involving radiation exposure. NASA’s limits for astronauts are quite a bit higher than for Earthbound radiation workers and change over one’s career to account for an increased number of years in space as well as a lower risk of developing cancer from radiation exposure as we age. [1]

With long-haul space flights apparently on the horizon, NASA is contemplating raising these dose limits to allow their more experienced astronauts to participate and benefit long-duration missions. The question is, what’s a reasonable dose limit that balances omitting a valuable crew member with putting that crew member at risk of developing cancer? The National Academies of Science is currently studying this at the request of NASA.

Putting risks in perspective

There’s one other factor to consider as well – what exposure risk astronauts are willing to accept. About a decade or so ago, when baseball was embroiled in a steroid controversy, the Tour de France suffering another doping scandal, and aspersions were cast upon several Olympics sports, I was listening to an interview with an Olympic athlete. The interviewer mentioned all of the adverse health effects associated with the use of performance-enhancing drugs and asked if the athlete was aware of the risks he was taking. The athlete replied that he was – but that if it improved his chances of winning Olympic Gold, it would be worth it.

Those of us who are not Olympic athletes might question his judgment – not to mention the ethics of doping. We cannot doubt that the athlete was fully aware of the risks and found them acceptable to achieve something hugely important to him. Similarly, for an astronaut facing the challenge and dreams of a lifetime, the risks from radiation exposure en route to Mars and back are also likely to be acceptable.

This shouldn’t surprise us – risk has always attended exploration, yet there have always been explorers. Exploration, by definition, launches one into the unknown to see what’s there. A prudent explorer does what they can to minimize the risks, but they know that risks may not be contemplated and cannot be banished. While exposure to high-mass, high-energy cosmic rays is a bit different from uncharted reefs, being becalmed, or fleeing a hungry predator, the decision-making remains the same – is the astronaut willing to accept the risk, knowing what it means, in exchange for being able to make the trip.

[1] In particular, a male astronaut just beginning his career will not be permitted to receive more than 150 rem of cumulative radiation exposure. Over the following decades, his allowable lifetime exposure will increase to 250 and as much as 400 rem of cumulative exposure if he continues going into space until age 55. Women have similar limits, albeit somewhat lower, to account for some tissues' greater sensitivity to radiation exposure.


Prominences

prominences: see chromosphere.
See more Encyclopedia articles on: Astronomy: General
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Introduction to the Sun Solar Structure Size, Mass Flares, Solar Wind, Prominences Sun's Birth Solar Eclipses Activities,
Web Links Solar Rotation Sunspots Sun's Death
Solar Flares, Prominences, the Solar Wind, and Coronal Mass Ejections
SOLAR FLARES .

But as you point out, anyone can see prominences any day with the aid of a telescope fitted with a hydrogen-alpha (Hα) filter. This special filter blocks all light from the Sun except for the red light emitted by excited hydrogen atoms at a wavelength of 656.3 nanometers (6563 angstroms).

The Sun is also an active star that displays sunspots, solar flares, erupting

, and coronal mass ejections. These phenomena, which are all related to the Sun's magnetic field, impact our near-Earth space environment and determine our "space weather".

and Filaments[edit]
When a prominence is viewed from a different perspective so that it is against the sun instead of against space, it appears darker than the surrounding background. This formation is instead called a solar filament.

(when seen near the solar limb) and plages (when seen superimposed on the solar disk) are corona regions that appear very bright in the visible part of the spectrum. These features often appear as streamers or filaments, suggesting a structure related to magnetic fields.

Huge columns of gas arcing out over the sun's limb or horizon. When the same structures are seen against the backdrop of the sun, they are called filaments. They are made of cooler solar material, or plasma, supported in the sun's atmosphere by magnetic fields.

appear as huge arching columns of gas above the limb (edge) of the Sun.

are anchored to the Sun's surface in the photosphere and extend outwards into the Sun's corona.

. A mass of glowing gas, mainly hydrogen, that rises from the surface of the Sun.
Proper motion. The motion of the stars relative to each other, caused by their actual motion in different directions at different speeds through space.

bright areas in the Sun's atmosphere from which hot gases shoot out.
solar system .

with Na and Mg emissions and centrally reversed Balmer lines p. 1069
G. Stellmacher and E. Wiehr
DOI: .

Gases trapped at the edge of the Sun which appear to shoot outward from the Sun's surface.
SOLAR SYSTEM
The Sun and all of the planets, comets, etc. which revolve around it.

are seen projecting out above the limb, or edge, of the Sun.

are giant arching columns of gas in the corona that often form just before a sunspot appears below them in the photosphere. They are a result of the interactions of the gas in the corona with the magnetic fields of the Sun.

occur mainly in two zones in either hemisphere, chiefly away from active regions.

15.3 Solar Activity above the Photosphere
proper motion17.4 Using Spectra to Measure Stellar Radius, Composition, and Motion
Proteins30.2 Astrobiology .

are large flames erupting from the burning surface of the Sun. (Hint)
13. Positrons are the antiparticles of electrons. (Hint)
14. Nuclei are held together by the strong force. (Hint) .

Filaments are dark, thread-like features that are seen in red light (H-&alpha). They are dense, somewhat cooler, clouds of material. They are suspended above the surface of the sun by loops of magnetic fields.

One feature shown in such pictures are

, large clouds of denser and cooler gas, rising high above the photosphere. Some of them stand out against the dark background sky on the visible edge ("limb") of the Sun, and if one watches them for a while, one can see material falling back towards the Sun.

Sometimes the Sun releases built-up energy (presumably from the magnetic fields) in the form of

, solar flares, and coronal mass ejections. These alterations in the Sun's magnetic field can affect communications on Earth.

CMEs are often but not always associated with erupting

, disappearing solar filaments, and flares. coronal rain (CRN). Material condensing in the corona and appearing to rain down into the chromosphere as observed in H alpha at the solar limb above strong sunspots. coronal streamer.

Filaments are dark structures when seen against the bright solar disk, but appear bright when seen over the solar limb, Filaments seen over the limb are also known as

can be seen along the limb (in red) as well as extensive coronal filaments.The Earth orbits the Sun once a year, and the Moon orbits the Earth once a month it turns out that the planes of the Moon's and Earth's orbits are almost, but not quite, aligned (the offset is about 5 degrees).

The corona is the seat of the solar wind

are threads of cool gas that lie in the corona and are supported by magnetic fields. (From Stars, J. B. Kaler, Scientific American Library, Freeman, NY, 1992.)
After 4.

Some of the most startling details of the sun's outer edge are the

, magnetically directed arcs of plasma on the limb of the solar disk. Two such features were visible on the sun's right limb..

When there are many sunspots visible on the surface of the Sun (at the time of solar maximum), other features such as solar flares and

are also visible. These are eruptions from the surface, thought to be associated with sunspot activity, but what actually causes them is not completely understood.

Solar flares are eruptions more powerful than surge

(a flare is shown in the Sun + planets montage above). They will last only a few minutes to a few hours. A lot of ionized material is ejected in a flare.

74k gif
solar magnetic fields 170k gif
X-ray images of the Sun from nascom ftp directory
Flare in H-Alpha 160k gif
Hedgerow Prominence 49k gif
Loops Prominence 76k gif
Prominenece 78k gif .

are often visible on the Sun's limb (left).
The Sun's output is not entirely constant. Nor is the amount of sunspot activity. There was a period of very low sunspot activity in the latter half of the 17th century called the Maunder Minimum.

He initiated in 1866 the spectroscopic observation of sunspots, and in 1868 he found that solar

are upheavals in a layer around the Sun, which he named the chromosphere.

The Sun's faint corona will be visible, and even the chromosphere, solar

, and possibly even a solar flare may be visible.

Mini documentary: How big are solar flares'

as compared to Earth.
The Most Powerful Solar Flares Ever Recorded - spaceweather.com (X9+ summary)
Most Energetic Flares since 1976 (X5.7+ details)
Davis, Chris. "Tracking the X Flare".

After 38 seconds of chromosphere,

and coronal streamers - with time to shoot a sequence of magical photos - you'll observe another long-lasting diamond ring and the wide arc of Baily's beads as daylight returns.

I'm talking about the solar flares/

. You could see them using telescope with an Hα filter. Such filters are quite expensive, and the cheapest "solar telescopes" (regular telescope + Hα filter mounted on the objective lens) are around $500.

Prominence is a structure in the Sun's corona consisting of cool plasma supported by magnetic fields.

seen on the disk also are known as filaments.
Learn more about the Sun: .

SOHO satellite images of the Sun, highlighting huge clouds of cool, dense plasma and

suspended in the hot, thin corona (the outermost layer). Fusion takes
place deep within the inner core, hidden from our sight. [NASA]
Thanks to Mike Bolte (UC Santa Cruz) for the base contents of this slide.

How Solar Flares Affect Communication
How Do

Affect the Earth?
How Do Solar Flares Affect the Earth?
Does the Moon Have Solar Wind Storms?
The History of Solar Flares on Earth
How Does the Sun Affect the Earth?

Mass of hot, hydrogen rising from the Sun's chromosphere, best observed indirectly during a total eclipse. Eruptive

are relatively pacific but may last for months. [A84]
Solar Rotation .

Rapid rotation also drives increased levels of stellar activity such as starspots, flares and

, producing X-ray emission over 4,000 times more intense than the peak emission from the Sun.
KSw 71 is thought to have recently formed following the merger of two Sun-like stars in a close binary system.

An explosion of hot gas that erupts from the Sun's surface. Solar

are usually associated with sunspot activity and can cause interference with communications on Earth due to their electromagnetic effects on the atmosphere.
Proper Motion .

A bright eruption of hot gas in the Sun's photosphere. Solar

are usually only detectable by specialised instruments but can be visible during a total solar eclipse.
Solar Wind
A flow of charged particles that travels from the Sun out into the Solar System.

ACTIVE PERIOD - Lots of solar activity including sunspots, flares,

, and coronal mass ejections. Our Sun was most recently active during the late 1980's and early 1990's.
Photograph September 28, 1991
by Yohkoh Satellite .

Prominence - A region of cool gas embedded in the corona.

are bright when seen above the Sun's limb, but appear as dark filaments when seen against the Sun's disk
Proper Motion - The rate at which a star appears to move across the celestial sphere with respect to very distant objects .

The 11- or 22-year cycle with which such solar activity as sunspots, flares, and

variiert
solar cell - (n.)
A device used for converting sunlight into electricity a photoelectric cell.

An elongated dark region on the surface of the Sun. They are solar

seen silhouetted against the photosphere.

As the starship approached the star, Data reported there was an unusual number of sunspots and eruptive

. As well, he noted that the magnetic field was extremely irregular.

Prominence: Hot gas hanging just above the solar surface, usually appearing as a red-colored arc or filament hovering in the lower part of the corona.

are quickly covered by the Moon after second contact and revealed just prior to third.

All eclipses of the Sun are interesting, but for sheer grandeur total eclipses are unrivalled only then can the solar chromosphere, the

and the corona be seen with the naked eye.

First discovered in 1892, the nebula complex IC 405 was eloquently described by Max Wolf in 1903 as "a burning body from which several enormous curved flames seem to break out like gigantic

". Eventually "The Flaming Star Nebula" became adopted as the popular name for IC 405. .

One fine Fall evening, Galileo pointed his telescope towards the one thing that people thought was perfectly smooth and as polished as a gemstone - the Moon. Imagine his surprise when found that it, in his own words, was "uneven, rough, full of cavities and

Sol is the star that the planets & comets in our solar system orbit around. The Sun is spectacular when viewed using a solar filter or dedicated solar scope for sunspots &

In the seven years after graduating from the Massachusetts Institute of Technology in 1890, he revolutionized solar observations with the invention of the spectroheliograph: an instrument that made it possible to photograph the Sun's

"Well, with my little refractor, the blackness of the maria, the brilliant white of the mountains, and the peppering of tiny craters down to the limit of visibility make it a feast for the senses that is very satisfying! Solar

, faculae, and what looks to me like cat hair on the Sun.

approximately 100 to 115 km wide where the Sun appears to be completely covered by the Moon for a short period of time (between 2 and 3 minutes). This is the most spectacular part of the eclipse, as those who are lucky enough to be in this corridor are able to see the Sun's corona, the chromosphere,

These dedicated solar scopes use a "hydrogen-alpha" filter which narrowly restricts the light to a wavelength of red light emitted by hydrogen (656.28 nm). Since the sun is mostly hydrogen, these filters do an excellent job of showing detailed solar activity such as flares,

of the Sun thus only when the eclipse is total can it be seen if even a tiny fraction of the solar surface is still visible it drowns out the light of the corona. At this point the sky is sufficiently dark that planets and brighter stars are visible, and if the Sun is active one can typically see solar

This allows us to see features of the Sun that would otherwise be invisible, except from outer space. These include the glorious corona, which stretches outwards from the Sun in all directions, and solar

- large arch-shaped structures observable in the corona.

The corona interacts with many of the more dynamic aspects of the solar atmosphere. Beispiele beinhalten

, which are great arcs of gas that extend outwards from the Sun, and solar flares which are great explosions and jets of gas from the solar surface.

are most easily visible close to the limb of the Sun, but some are also visible as bright streamers on the photosphere. promontorium A cape. pseudocrater A generally circular crater produced by a phreatic eruption resulting from emplacement of a lava flow over wet ground.

coronagraph An instrument for photographing the corona and

of the sun at times other than at solar eclipse. An occulting disk is used to block out the image of the body of the sun in the focal plane of the objective lens.

are usually only detectable by specialized instruments but can be visible during a total solar eclipse.
SOLAR MASS: The mass of the sun it is used as a standard weight against which other celestial objects can be compared.

The advantage of such a filter is that when used to observe the Sun, certain features (such as

) can be much more readily seen. hatches Hatches are lines on the edge of the screen showing intervals of right ascension and declination.


Schau das Video: sunčev sustav (Dezember 2021).