Sonnensystem

Sonnenaktivität

Sonnenaktivität

Die Sonnenaktivität Es manifestiert sich und kann auf verschiedene Arten beobachtet werden: Flecken, Unebenheiten oder Fackeln und Sonnenwind.

Die Sonne ist ein aktiver Stern. Wie alle Sterne verbraucht es Materie und produziert Energie. Diese Energieexplosion variiert jedoch je nach Gebiet und auch im Laufe der Zeit. Wie und warum passiert das?

Sonnenflecken

Sonnenflecken haben einen dunklen zentralen Teil, bekannt als umbra, umgeben von einer klareren Region namens düster. Sonnenflecken sind dunkel, da sie kälter sind als die umgebende Photosphäre.

Die Punkte sind der Ort, an dem starke Magnetfelder konzentriert sind. Der Grund, warum Sonnenflecken kalt sind, ist noch nicht verstanden, aber eine Möglichkeit besteht darin, dass das Magnetfeld in den Flecken keine Konvektion unter ihnen zulässt.

Die Sonnenflecken Sie wachsen normalerweise und dauern einige Tage bis einige Monate. Beobachtungen von Sonnenflecken ergaben zum ersten Mal, dass sich die Sonne über einen Zeitraum von 27 Tagen dreht (von der Erde aus gesehen).

Die Anzahl der Sonnenflecken auf der Sonne ist nicht konstant und ändert sich über einen Zeitraum von 11 Jahren, der als Sonnenzyklus bezeichnet wird. Die Sonnenaktivität steht in direktem Zusammenhang mit diesem Zyklus.

Sonneneinstrahlung

Sonnenvorsprünge sind riesige Strahlen heißen Gases, die von der Oberfläche der Sonne ausgestoßen werden und sich über viele tausend Kilometer erstrecken. Die größten Fackeln können mehrere Monate dauern.

Das Magnetfeld der Sonne lenkt einige Unebenheiten ab, die einen riesigen Bogen bilden. Sie entstehen in der Chromosphäre mit einer Temperatur von etwa 100.000 Grad.

Die Protuberanzen der Sonne sind spektakuläre Phänomene. Sie erscheinen in der Schwebe der Sonne als flammende Wolken in der oberen Atmosphäre und in der unteren Krone und werden von Materiewolken gebildet, die eine niedrigere Temperatur und eine höhere Dichte aufweisen als ihre Umgebung.

Die Temperaturen in seinem zentralen Teil betragen ungefähr ein Hundertstel der Temperatur der Krone, während ihre Dichte ungefähr das 100-fache der der Umgebungskrone beträgt. Daher ist der Druck des Gases innerhalb eines Vorsprungs ungefähr gleich dem seiner Umgebung.

Sonnenwind

Sonnenwind ist ein Strom geladener Teilchen, hauptsächlich Protonen und Elektronen, die mit hoher Geschwindigkeit aus der äußeren Atmosphäre der Sonne entweichen und in das Sonnensystem eindringen.

Einige dieser geladenen Teilchen werden im Erdmagnetfeld gefangen, indem sie sich entlang der Kraftlinien von einem zum anderen Magnetpol drehen. Die nördlichen und südlichen Auroren sind das Ergebnis der Wechselwirkungen dieser Partikel mit den Luftmolekülen.

Die Sonnenwindgeschwindigkeit beträgt ungefähr 400 Kilometer pro Sekunde in der Nähe der Erdumlaufbahn. Der Punkt, an dem der Sonnenwind gefunden wird, der von anderen Sternen kommt, wird als Heliopause bezeichnet und ist die theoretische Grenze des Sonnensystems. Es befindet sich etwa 110 AE von der Sonne entfernt. Der Raum innerhalb der Grenze der Heliopause, der die Sonne und das Sonnensystem enthält, wird als Heliosphäre bezeichnet.

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