Wie kommt die Sonne seine Spots

Behind the Scenes Artikel wurde LiveScience in Zusammenarbeit mit der National Science Foundation zur Verfügung gestellt.

Sonnenflecken sind riesige, dunkle, unregelmäßig geformte — und noch temporäre – Bereiche der intensiven Magnetismus auf der Sonne, ausdehnen und zusammenziehen, wie sie sich bewegen.

"Die Durchmesser der Sonnenflecken sind häufig in der Größenordnung von 50.000 Meilen", sagte Frank Hill von der National Science Foundation National Solar Observatory. "Im Gegensatz dazu ist die Erde Durchmesser am Äquator etwa 8.000 Meilen." Die intensive Magnetismus von Sonnenflecken erreicht in der Regel etwa 3.000 Gauss. [Je intensiver Magnetfeld des Körpers ist, desto höher seine Gauss Nummer.] Im Gegensatz dazu Kühlschrankmagneten im Durchschnitt ca. 5 Gauss, die Sonne im Durchschnitt etwa 1,0 Gauss und die Erde im Durchschnitt über.50 Gauss."

Die meisten der Oberfläche der Sonne unterliegt Konvektionszellen — aufgewühlten und Gase, die Kochen bringen die Wärme bis zu der Oberfläche der Sonne aus dem Ofen in seinem Kern durch Konvektion. Allerdings hemmt der starke Magnetismus von Sonnenflecken Konvektion und die damit verbundenen Wärmetransport zu ihnen. Daher ihre Temperaturen reichen von etwa 5.000 bis 7.600 Grad Fahrenheit, kühler als ihre Umgebung, die rund 10.000 F. schweben

Es ist nur wegen der "Coolness" von Sonnenflecken erscheinen schwarze im Verhältnis zu ihrer Umgebung; Wenn Sonnenflecken von ihrer Umgebung getrennt werden könnten, würden sie heller als Lichtbögen erscheinen.

Sonnenflecken sind zyklisch. Die Anzahl der Sonnenflecken steigt und sinkt über einen Zeitraum von ca. 11 Jahren. Während solar Maxima wenn Sonnenfleckenaktivität hoch ist, erleben Gebiete in der Nähe von Sonnenflecken Cluster besonders häufig explosive Aktivität, wie z. B. koronalen Mass Ejections (CMEs), massive Explosionen hoch geladene Partikel und Gase aus der Sonne geschleudert. CMEs können Gefahren für die Menschen darstellen, weil sie Satelliten beschädigen können, die Strahlenbelastung der Astronauten erhöhen, Kommunikation und Navigation Systeme stören und knock out Stromnetze und andere High-Tech-Systeme.

Während solare Minima wenn Sonnenfleckenaktivität niedrig ist auftreten CME seltener, als sie während der Maxima zu tun. Solare Minima sind jedoch nicht unbedingt CME-freie Zeiträume; solare Minima haben große CME aufgetreten.

"Während des solaren Zyklus langsam (20 bis 30 Meilen pro Stunde) fließt von Plasmen, bekannt als Jet-Streams, bewegen von Ost nach West über die Sonne und langsam südlich von solar Nordpol und langsam Norden vom Südpol bis zum Äquator" Hill sagte.

Jet-Streams erreichen tiefen von etwa 65.000 Meilen unterhalb der Oberfläche der Sonne. "Sonnenflecken und der Jet-Stream sind eng mit einander in Bezug auf Standort und Verhalten," fügt Hill. Sonnenflecken erscheinen zunächst während eines Sonnenzyklus, wenn das Zentrum des Jetstreams eine breite von etwa 25 Grad erreicht. Auch Sonnenflecken entstehen über die Jet-Stream und tief im Inneren der Sonne in den Bach zu erreichen.

Am Anfang einer bestimmten Sonnenflecken-Zyklus sind Sonnenflecken in der Regel in Clustern in hohen Breitengraden geboren. Aber bis zum Ende des Zyklus, der Geburtsort von Sonnenflecken hat – wie die Jet-Stream – in der Regel bis zum Äquator verschoben.

Während des aktuellen Zyklus der Sonnenflecken nahm die Jet-Stream ein eineinhalb Jahre länger, um eine breite von 25 Grad als während des vorherigen Zyklus zu erreichen. Ebenso dauerte das solare Minimum zwischen der früheren und jetzigen Zyklus länger als die vorherigen mindestens 1,5 Jahre. Diese Beobachtung legt nahe, dass "Wissenschaftler in der Lage, die Jet-Stream zu nutzen, um das Timing der Sonnenflecken-Zyklen vorherzusagen sein könnte", sagte Hill. "Trotzdem, wir wissen noch nicht ob die Jet-Stream Sonnenflecken verursacht oder Sonnenflecken dazu führen, die Jet-Stream dass."

Wie können Wissenschaftler möglicherweise bestimmen, was geschieht in der Sonne tiefen aus unserer Sicht 93 Millionen Meilen entfernt? Sie beobachten die Geschwindigkeit der Wellen Reisen durch die Sonne, die auf der Oberfläche der Sonne als beobachtbare wechselvollen Schwingungen von Gasen zu manifestieren. Diese Schwingungen können Wissenschaftler die Temperaturen, die Zusammensetzung und die Bewegung von Materialien im Inneren der Sonne ableiten.

Die Technik des "Sehens" im Inneren der Sonne durch die Beobachtung ihrer Schwingungen — helioseismologischer genannt — ist analog zu Techniken, die in der Erde Seismologie zu "sehen" im Inneren unseres Planeten durch Messen, wie lange es dauert, Erdbeben erzeugt Wellen zu reisen durch das Landesinnere und die Erdoberfläche zu erreichen.

Wichtige Institutionen für helioseismologischer Forschung der National Science Foundation sind Solar Observatory Network und Global Oszillation Netzwerk Gruppe (GONG), ein weltweites Netzwerk von Teleskopen, die ständig beobachten die Sonne. Lesen Sie über die neuesten Entdeckungen der solar und sehen Sie mehr atemberaubende Bilder auf den Websites von Solar Observatory Network und GONG.

Anmerkung der Redaktion: Diese Forschung wurde unterstützt durch die National Science Foundation (NSF), die Bundesagentur für angeklagt Finanzierung von Grundlagenforschung und Ausbildung in allen Bereichen der Wissenschaft und Technik. Meinungen, Erkenntnisse und Schlussfolgerungen oder Empfehlungen ausgedrückt in diesem Material sind die des Autors und spiegeln nicht unbedingt die Ansichten von der National Science Foundation. Sehen den Blick hinter die Kulissen Archiv.