Eine Korona ist ein Typ der Plasma"Atmosphäre" der Sonne oder des anderen Himmelskörpers, Millionen von Kilometern in den Raum erweiternd, der am leichtesten während einer Gesamtsonneneklipse gesehen ist, sondern auch in einem coronagraph erkennbar ist. Die lateinische Wurzel der Wortkorona bedeutet Krone.

Die hohe Temperatur der Korona gibt ihm ungewöhnliche geisterhafte Eigenschaften, die einige dazu gebracht haben, im 19. Jahrhundert vorzuschlagen, dass es ein vorher unbekanntes Element, "coronium" enthalten hat. Diese geisterhaften Eigenschaften sind zu hoch ionisiertem Eisen (Fe-XIV) seitdem verfolgt worden, der eine Plasmatemperatur über 10 kelvin anzeigt.

Die Tatsache, dass die Sonne eine Million Grad-Korona hat, wurde zuerst von Gotrian 1939 und Bengt Edlén 1941 entdeckt, indem sie die Kranz-Linien (beobachtet seit 1869) als Übergänge vom niedrigen Lügen metastable Niveaus der Boden-Konfiguration hoch ionisierter Metalle (die grüne Linie von FeXIV an 5303 Å, sondern auch die rote Linie FeX an 6374 Å) identifiziert worden ist.

Das Licht von der Korona kommt aus drei primären Quellen, die durch verschiedene Namen genannt werden, obwohl sie alle dasselbe Volumen des Raums teilen. Die K-Korona (K für kontinuierlich, der in Deutsch "dauernd" ist), wird durch das Sonnenlicht geschaffen, das sich von freien Elektronen zerstreut; das Erweitern von Doppler der widerspiegelten photohimmlischen Absorptionslinien verdunkelt sie völlig, das geisterhafte Äußere eines Kontinuums ohne Absorptionslinien gebend. Die F-Korona (F für Fraunhofer) wird durch das Sonnenlicht geschaffen, das von Staub-Partikeln springt und ist erkennbar, weil sein Licht die Absorptionslinien von Fraunhofer enthält, die im rohen Sonnenlicht gesehen werden; die F-Korona streckt sich bis zu sehr hohe Verlängerungswinkel von der Sonne aus, wo es das Tierkreislicht genannt wird. Die E-Korona (E für die Emission) ist wegen geisterhafter Emissionslinien, die durch Ionen erzeugt sind, die im Kranz-Plasma da sind; es kann in breiten oder verbotenen oder heißen geisterhaften Emissionslinien beobachtet werden und ist die Hauptinformationsquelle über die Zusammensetzung der Korona.

Physische Eigenschaften

Die Korona der Sonne ist (durch einen Faktor von fast 200) viel heißer als die sichtbare Oberfläche der Sonne: Die durchschnittliche Temperatur des Photobereichs ist 5800 kelvin im Vergleich zu den einer bis drei Millionen kelvin der Korona. Die Korona ist 10mal so dicht wie der Photobereich, und erzeugt so über den millionsten so viel sichtbares Licht. Die Korona wird vom Photobereich durch den relativ seichten chromosphere getrennt. Der genaue Mechanismus, durch den die Korona geheizt wird, ist noch das Thema von etwas Debatte, aber wahrscheinliche Möglichkeiten schließen Induktion durch die magnetischen Feld- und Schalldruck-Wellen der Sonne von unten ein (das letzte weniger wahrscheinliche Wesen, jetzt wo, wie man bekannt, Koronen im frühen Typ, den hoch magnetischen Sternen da sind). Die Außenränder der Korona der Sonne werden ständig weg erwartet transportiert, magnetischen Fluss zu öffnen, der den Sonnenwind erzeugt.

Die Korona wird über die Oberfläche der Sonne nicht immer gleichmäßig verteilt. Während Perioden von ruhigen wird die Korona mehr oder weniger auf die äquatorialen Gebiete mit Kranz-Löchern beschränkt, die die polaren Gebiete bedecken. Jedoch während der aktiven Perioden der Sonne wird die Korona über die äquatorialen und polaren Gebiete gleichmäßig verteilt, obwohl es in Gebieten mit der Sonnenfleck-Tätigkeit am prominentesten ist. Der Sonnenzyklus misst etwa 11 Jahre vom Sonnenminimum bis Sonnenmaximum ab, wo das magnetische Sonnenfeld ständig abgewickelt wird (wegen einer Differenzialfolge am Sonnenäquator; der Äquator rotiert schneller als die Pole). Sonnenfleck-Tätigkeit wird am Sonnenmaximum ausgesprochener sein, wo das magnetische Feld zu einem Maximum gedreht wird. Vereinigt mit Sonnenflecken sind Kranz-Schleifen, Schleifen des magnetischen Flusses, upwelling vom Sonneninterieur. Der magnetische Fluss schiebt den heißeren Photobereich beiseite, das kühlere Plasma unten ausstellend, so wird das Schaffen der Dunkelheit (wenn im Vergleich zur Sonnenplatte) fleckig.

Seitdem die Korona photographated an der hohen Entschlossenheit in den Röntgenstrahlen durch Satellitenskylab 1973, und dann später durch Yohkoh und anderen im Anschluss an Rauminstrumente gewesen ist, ist es gesehen worden, dass die Struktur der Korona sehr verschieden und kompliziert ist: Verschiedene Zonen sind auf der Kranz-Scheibe sofort klassifiziert worden

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Die Astronomen unterscheiden gewöhnlich mehrere Gebiete, wie beschrieben, unten.

Aktive Gebiete

Die aktiven Gebiete sind Ensembles von Schleife-Strukturen, die Punkte der entgegengesetzten magnetischen Widersprüchlichkeit im Photobereich, den so genannten Kranz-Schleifen verbinden.

Sie verteilen allgemein in zwei Zonen der Tätigkeit, die zum Sonnenäquator parallel sind. Die durchschnittliche Temperatur ist zwischen zwei Millionen und vier Millionen von Kelvins, während die Dichte von 10 bis 10 Partikel pro Cm geht.

Die aktiven Gebiete schließen alle mit dem magnetischen Feld direkt verbundenen Phänomene ein, die an verschiedenen Höhen auf der Oberfläche der Sonne vorkommen: Sonnenflecke und faculae, im Photobereich, spicules, den Hα Glühfäden und plages im chromosphere, den Bekanntheiten im chromosphere und dem Transistorübergangsbereich, und den Aufflackern und den Kranz-Massenausweisungen geschehend, die in der Korona und chromosphere geschehen, aber wenn Aufflackern sehr gewaltsam sind, können auch den Photobereich stören und eine Welle von Moreton, wie beschrieben, durch Uchida erzeugen. Im Gegenteil sind ruhige Bekanntheiten groß, kühlen dichte Strukturen ab, die als dunkle, "einer Schlange ähnliche" Hα Zierbänder (Glühfäden) auf der Sonnenscheibe beobachtet werden. Ihre Temperatur ist ungefähr 5000-8000 K, und so werden sie gewöhnlich als chromospheric Eigenschaften betrachtet.

Kranz-Schleifen

Kranz-Schleifen sind die grundlegenden Strukturen der magnetischen Sonnenkorona. Diese Schleifen sind das geschlossene - magnetische Fluss-Vetter des offen-magnetischen Flusses, der im Kranz-Loch (polare) Gebiete und der Sonnenwind gefunden werden kann. Schleifen des magnetischen Flusses gut vom Sonnenkörper und füllen sich mit heißem Sonnenplasma. Wegen der erhöhten magnetischen Tätigkeit in diesen Kranz-Schleife-Gebieten können Kranz-Schleifen häufig der Vorgänger zu Sonnenaufflackern und Kranz-Massenausweisungen (CMEs) sein.

Sonnenplasma, das diese Strukturen füttert, wird unter 6000 K zu gut über 1×10 K vom Photobereich, durch den Transistorübergangsbereich, und in die Korona geheizt. Häufig wird das Sonnenplasma diese Schleifen von Ein-Fuß-Punkt füllen und vom anderen abfließen (Heber fließen wegen eines Druck-Unterschieds oder asymmetrischen Flusses wegen eines anderen Fahrers).

Wenn das Plasma aufwärts vom footpoints zur Schleife-Spitze geht, wie es immer während der anfänglichen Phase eines Kompaktaufflackerns vorkommt, wird es als chromospheric Eindampfung definiert. Wenn das Plasma schnell kühl wird, zum Photobereich hinfallend, haben wir die chromospheric Kondensation. Es kann auch symmetrischen Fluss von beiden Schleife-Fußpunkten geben, eine Zunahme der Masse in der Schleife-Struktur verursachend. Das Plasma kann schnell in diesem Gebiet (für eine Thermalinstabilität) kühl werden, dunkle Glühfäden in der Sonnenplatte oder den Bekanntheiten vom Glied schaffend.

Kranz-Schleifen können Lebenszeiten in der Ordnung von Sekunden (im Fall von Aufflackern-Ereignissen), Minuten, Stunden oder Tage haben. Gewöhnlich sind Kranz-Schleifen, die seit langen Zeitspannen dauern, als unveränderlicher Staat oder Kranz-Schleifen bekannt, wo es ein Gleichgewicht in Schleife-Energiequellen und Becken gibt.

Kranz-Schleifen sind sehr wichtig geworden, wenn sie versuchen, das aktuelle Kranz-Heizungsproblem zu verstehen. Kranz-Schleifen strahlen Quellen von Plasma und deshalb leicht hoch aus, durch Instrumente wie SPUR zu beobachten; sie sind hoch erkennbare Laboratorien, um Phänomene wie Sonnenschwingungen, Welle-Tätigkeit und nanoflares zu studieren. Jedoch bleibt es schwierig, eine Lösung des Kranz-Heizungsproblems zu finden, weil diese Strukturen entfernt beobachtet werden, wo viele Zweideutigkeiten (d. h. Strahlenbeiträge entlang dem LOS) da sind. In - situ Maße sind erforderlich, bevor eine endgültige Antwort erreicht werden kann, aber wegen der hohen Plasmatemperaturen in der Korona, in - situ Maße sind (mindestens vorläufig) unmöglich. Die folgende Mission der Nasa Sonnenuntersuchung Plus wird sich der Sonne sehr nah das Erlauben direkterer Beobachtungen nähern.

Groß angelegte Strukturen

Groß angelegte Strukturen sind sehr lange Kreisbogen, die ein Viertel der Sonnenplatte überdecken, aber Plasma enthalten können, das weniger dicht ist als in den Kranz-Schleifen der aktiven Gebiete.

Sie wurden zuerst in der Aufflackern-Beobachtung am 8. Juni 1968 während eines Rakete-Flugs entdeckt.

Die groß angelegte Struktur der Korona stellt den 11-jährigen Sonnenzyklus um und wird besonders einfach während der minimalen Periode, wenn das magnetische Feld der Sonne fast einer zweipoligen Konfiguration (plus ein quadrupolar Bestandteil) ähnlich ist.

Verbindungen von aktiven Gebieten

Die Verbindungen von aktiven Gebieten sind Kreisbogen, die Zonen des entgegengesetzten magnetischen Feldes in verschiedenen aktiven Gebieten verbinden. Bedeutende Schwankungen dieser Strukturen werden häufig nach einem Aufflackern gesehen.

Einige andere Eigenschaften dieser Art sind Helm-Luftschlangen — große einer Kappe ähnliche Kranz-Strukturen mit langen spitzen Spitzen, die gewöhnlich auf Sonnenflecken und aktiven Gebieten liegen. Kranz-Luftschlangen werden als Quellen des langsamen Sonnenwinds betrachtet.

Glühfaden-Höhlen

Glühfaden-Höhlen sind Zonen, die dunkel in den Röntgenstrahlen aussehen und über den Gebieten sind, wo Hα Glühfäden im chromosphere beobachtet werden. Sie wurden zuerst in den zwei 1970-Rakete-Flügen beobachtet, die auch Kranz-Löcher entdeckt haben.

Glühfaden-Höhlen sind kühlere Wolken von Benzin, das über der Oberfläche der Sonne durch magnetische Kräfte aufgehoben ist. Die Gebiete des intensiven magnetischen in den Images dunklen Feldblicks, weil sie von heißem Plasma leer sind. Tatsächlich muss die Summe des magnetischen Drucks und Plasmadrucks überall auf dem heliosphere unveränderlich sein, um eine Gleichgewicht-Konfiguration zu haben: Wo das magnetische Feld höher ist, muss das Plasma kühler oder weniger dicht sein. Der Plasmadruck kann durch die Zustandgleichung eines vollkommenen Benzins berechnet werden, wo die Partikel-Zahl-Dichte, der Boltzmann unveränderlich und die Plasmatemperatur ist. Es ist von der Gleichung offensichtlich, dass der Plasmadruck sinkt, wenn die Plasmatemperaturabnahmen zu den Umgebungsgebieten respektieren, oder wenn sich die Zone des intensiven magnetischen Feldes leert. Dieselbe physische Wirkung macht Sonnenflecke dunkel im Photobereich.

Helle Punkte

Helle Punkte sind kleine aktive über die ganze Sonnenplatte ausgebreitete Gebiete. Röntgenstrahl helle Punkte wurde zuerst im April, 8 1969 während eines Rakete-Flugs entdeckt.

Der Bruchteil der durch helle Punkte bedeckten Sonnenoberfläche ändert sich mit dem Sonnenzyklus. Sie werden mit kleinen bipolar Gebieten des magnetischen Feldes vereinigt. Ihre durchschnittliche Temperatur erstreckt sich von 1.1 MK bis 3.4 MK. Die Schwankungen in der Temperatur werden häufig mit Änderungen in der Röntgenstrahl-Emission aufeinander bezogen.

Kranz-Löcher

Kranz-Löcher sind die polaren Gebiete, die dunkel in den Röntgenstrahlen aussehen, da sie viel Radiation nicht ausstrahlen. Das sind breite Zonen der Sonne, wo das magnetische Feld einpolig ist und sich zum interplanetarischen Raum öffnet. Die hohe Geschwindigkeit Sonnenwind entsteht hauptsächlich aus

diese Gebiete.

In den UV Images der Kranz-Löcher werden einige kleine Strukturen, die verlängerten Luftblasen ähnlich sind, häufig gesehen, weil sie im Sonnenwind aufgehoben wurden. Das sind die Kranz-Wolken. Mehr genau sind sie lange dünne Luftschlangen, die äußer von den Nord- und Südpolen der Sonne vorspringen.

Die ruhige Sonne

Die Sonnengebiete, die nicht ein Teil von aktiven Gebieten und Kranz-Löchern sind, werden als die ruhige Sonne allgemein identifiziert.

Das äquatoriale Gebiet hat eine schnellere Geschwindigkeitsfolge als die Polarzonen. Das Ergebnis der Differenzialfolge der Sonne besteht darin, dass die aktiven Gebiete immer in zwei Band-Parallele zum Äquator und ihren Erweiterungszunahmen während der Perioden des Maximums des Sonnenzyklus entstehen, während sie fast während jedes Minimums verschwinden. Deshalb fällt die ruhige Sonne immer mit der äquatorialen Zone zusammen, und seine Oberfläche ist während des Maximums des Sonnenzyklus niedriger. Sich dem Minimum des Sonnenzyklus (auch genannt Schmetterling-Zyklus), die Erweiterung der ruhigen Sonne-Zunahmen nähernd, bis es die ganze Plattenoberfläche bedeckt, einiger heller Punkte auf der Halbkugel und den Polen ausschließend, wo es die Kranz-Löcher gibt.

Veränderlichkeit der Korona

Ein Bildnis hat sich so variiert, wie für die Kranz-Eigenschaften bereits hingewiesener derjenige durch die Analyse der Dynamik der Hauptstrukturen der Korona betont wird, die sich in unter ihnen sehr verschiedenen Zeiten entwickeln. Das Studieren der Kranz-Veränderlichkeit in seiner Kompliziertheit ist nicht leicht, weil sich die Zeiten der Evolution der verschiedenen Strukturen beträchtlich ändern können: von Sekunden bis zu mehreren Monaten. Die typischen Größen der Gebiete, wo Kranz-Ereignisse stattfinden, ändern sich ebenso, weil es im folgenden Tisch gezeigt wird.

Aufflackern

Aufflackern finden in aktiven Gebieten statt und provozieren eine plötzliche Zunahme des von kleinen Gebieten der Korona ausgestrahlten Strahlungsflusses. Sie sind sehr komplizierte Phänomene, die an verschiedenen Wellenlängen sichtbar sind; sie interessieren mehrere Zonen der Sonnenatmosphäre und schließen viele physische Effekten, thermisch und nicht thermisch, und manchmal breite Wiederverbindungen der magnetischen Feldlinien mit der materiellen Ausweisung ein.

Aufflackern sind impulsive Phänomene von der durchschnittlichen Dauer von 15 Minuten, selbst wenn die energischsten Ereignisse mehrere Stunden dauern können. Aufflackern sind mit einer hohen und Eskalation der Dichte und Temperatur verbunden.

Eine Emission im weißen Licht wird nur selten beobachtet: Gewöhnlich werden Aufflackern nur an EUV Wellenlängen und in den Röntgenstrahlen gesehen, vom chromospheric und der Kranz-Emission typisch.

In der Korona ist die Morphologie von Aufflackern, die von den Beobachtungen in den weichen und harten Röntgenstrahlen an den UV Wellenlängen und in Hα ergriffen werden können, sehr kompliziert. Jedoch können zwei Arten von grundlegenden Strukturen bemerkenswert sein

:

• Kompaktaufflackern, wenn jeder der zwei Bögen, wo das Ereignis geschieht, seine Morphologie aufrechterhält: Nur eine Zunahme der Emission wird ohne bedeutende Strukturschwankungen beobachtet. Die ausgestrahlte Energie ist der Ordnung 10 - 10 J.
• Aufflackern der langen Dauer, die zu Ausbrüchen von Bekanntheiten, Übergangsprozessen in weißen leichten und Zwei-Zierbänder-Aufflackern vereinigt ist: In diesem Fall ändern die magnetischen Schleifen ihre Konfiguration während des Ereignisses. Die während dieser Aufflackern solcher großen Verhältnisse ausgestrahlten Energien können 10 J erreichen.

Bezüglich der zeitlichen Dynamik sind drei verschiedene Phasen allgemein bemerkenswert, wessen Dauer nicht vergleichbar sind. Diese Zeiten können außerdem von der Reihe von Wellenlängen abhängen, die verwendet sind, um das Ereignis sogar beträchtlich zu beobachten:

• eine anfängliche impulsive Phase, deren Dauer von der Ordnung von Minuten ist. Starke Emissionen der Energie werden häufig sogar in den Mikrowellen an EUV Wellenlängen und in den harten Röntgenstrahlen beobachtet.
• eine maximale Phase
• eine Zerfall-Phase, die mehrere Stunden dauern kann.

Manchmal auch kann eine Phase, die dem Aufflackern vorangeht, beobachtet, gewöhnlich als "Voraufflackern"-Phase genannt werden.

Übergangsprozesse

Das Begleiten von Sonnenaufflackern oder großen Sonnenbekanntheiten, "werden Kranz-Übergangsprozesse" (auch genannt Kranz-Massenausweisungen) manchmal befreit. Das sind enorme Schleifen des Kranz-Materials das Reisen äußer von der Sonne an mehr als einer Million Kilometern pro Stunde, ungefähr 10mal die Energie des Sonnenaufflackerns oder der Bekanntheit enthaltend, die sie begleitet. Einige größere Ausweisungen können Hunderte von Millionen von Tonnen des Materials in zum Raum an ungefähr 1.5 Millionen Kilometern pro Stunde antreiben.

Ein Sonnensturm

Dieses Kino ist vom Satelliten-SOHO während zwei Wochen im Oktober und Novembers 2003 genommen worden. Die Images sind zur gleichen Zeit durch die verschiedenen Instrumente SOHO an Bord genommen worden: Der MDI, magnetograms, das Äußerste ultraviolette Bildaufbereitungsfernrohr (EIT) erzeugend, der die Korona in den Ultravioletts, und den LASCO, den coronograph fotografiert.

Das erste Video oben links (im Grau) zeigt den magnetograms, weil sie sich rechtzeitig ändern. Oben rechts (im Gelb) kann der Photobereich im weißen Licht, wie genommen, vom MDI gesehen werden.

Außerdem hat der EIT das Ereignis in seinen vier Filtern gefilmt, die zu verschiedenen Wellenlängen empfindlich sind, Plasma bei verschiedenen Temperaturen auswählend. Die Images im Orange beziehen sich (links) auf chromospheric Plasma, während dieses im Grün (rechts) zur Korona.

Im letzten Film am Zentrum sind die Images der Sonne, die im ultravioletten Filter vom EIT genommen sind, mit denjenigen verbunden worden, die vom coronograph LASCO genommen sind, blau und weiß in diesem Film.

Alle Instrumente haben den Sturm eingeschrieben, der als eines der größten Sonnentätigkeitsereignisse betrachtet wird, die durch SOHO und vielleicht seit dem Advent von im Weltraum vorhandenen Sonnenbeobachtungen beobachtet sind. Der Sturm hat das ganze Plasma der Sonnenatmosphäre vom chromosphere bis die Korona eingeschlossen, wie aus dem Kino gesehen werden kann, das vom linken bis Recht von oben bis unten in der äußeren Richtung der zunehmenden Temperatur auf der Sonne bestellt wird: Photobereich (gelb), Chromosphere-Transistorübergangsbereich (orange), niedrige Korona (grüne) und verlängerte (blaue) Korona.

Die Korona ist zum SOHO/LASCO coronagraph Instrumente sichtbar, die die helle Platte der Sonne blockieren, so kann die bedeutsam schwächere Korona gesehen werden. In diesem Film wird der innere coronagraph (hat C2 benannt), mit dem Außencoronagraph (C3) verbunden.

Da der Film spielt, können wir mehrere Eigenschaften der aktiven Sonne beobachten. Lange Luftschlangen strahlen äußer von der Sonne und Welle freundlich wegen ihrer Wechselwirkung mit dem Sonnenwind aus.

Die hellweißen Gebiete sind wegen ihrer hohen Speicherdichte von freien Elektronen sichtbar, die das Licht vom Photobereich zum Beobachter streuen. Protone und andere ionisierte Atome sind dort ebenso, aber sind nicht so sichtbar, da sie mit Fotonen so stark nicht aufeinander wirken wie Elektronen. Kranz-Massenausweisungen (CMEs) werden gelegentlich beobachtet, von der Sonne losfahrend. Einige dieser Start-Partikel-Ereignisse können die Kameras mit einem Schnee ähnlichen Kunsterzeugnissen sättigen.

Auch sichtbar im coronagraphs sind Sterne und Planeten. Wie man gesehen wird, treiben Sterne langsam nach rechts, durch die Verhältnisbewegung der Sonne und der Erde getragen. Das Planet-Quecksilber ist als das helle der Sonne verlassene Punkt-Bewegen sichtbar.

Die horizontale "Erweiterung" im Image wird genannt blühend und ist wegen einer Anklage-Leckage entlang den Ausgabe-Leitungen im CCD imager in der Kamera.

Sternkoronen

Kranz-Sterne sind unter den Sternen in der kühlen Hälfte des Diagramms von Hertzsprung-Russell allgegenwärtig. Diese Koronen können mit Röntgenstrahl-Fernrohren entdeckt werden. Einige Sternkoronen, besonders in jungen Sternen, sind viel mehr leuchtend als die Sonne. Zum Beispiel FK ist Comae Berenices der Prototyp für den FK Com Klasse des variablen Sterns. Das sind Riesen von geisterhaften Typen G und K mit einer ungewöhnlich schnellen Folge und Zeichen der äußersten Tätigkeit. Ihre Röntgenstrahl-Koronen sind unter dem am meisten leuchtenden (L  10 Erg · s oder 10W) und das heißeste, das mit dominierenden Temperaturen bis zu 40 MK bekannt ist.

Die astronomischen Beobachtungen, die mit der Sternwarte von Einstein durch Giuseppe Vaiana und seiner Gruppe geplant sind, haben gezeigt, dass F-, G-, K- und M Sterne chromospheres und häufig Koronen viel wie unsere Sonne haben.

Die O-B Sterne, die Oberflächenkonvektionszonen nicht haben, haben eine starke Röntgenstrahl-Emission. Jedoch haben diese Sterne keine Korona, aber die Außensternumschläge strahlen diese Radiation während Stöße wegen Thermalinstabilitäten in schnell bewegenden Gastropfen aus.

Auch A-Sterne haben Konvektionszonen nicht, aber sie strahlen am UV und den Röntgenstrahl-Wellenlängen nicht aus. So scheinen sie, weder chromospheres noch Koronen zu haben.

Physik der Korona

Die Sache im Außenteil der Sonnenatmosphäre ist in Plasma, bei der sehr hohen Temperatur (einige Millionen Kelvins) und bei der sehr niedrigen Dichte (von der Ordnung von 10 Partikel/M).

Gemäß der Definition von Plasma ist es ein quasineutrales Ensemble von Partikeln, das ein gesammeltes Verhalten ausstellt.

Die Zusammensetzung ist dasselbe als dasjenige im Interieur der Sonne, hauptsächlich Wasserstoff, aber völlig ionisiert, darauf Protone und Elektronen, und ein kleiner Bruchteil der anderen Atome in denselben Prozentsätzen, wie sie im Photobereich anwesend sind.

Noch schwerere Metalle, wie Eisen, werden teilweise ionisiert und haben die meisten Außenelektronen verloren. Der Ionisationsstaat eines chemischen Elements hängt ausschließlich von der Temperatur ab und wird durch die Gleichung von Saha geregelt. Historisch hat die Anwesenheit der geisterhaften von hoch ionisierten Staaten von Eisen ausgestrahlten Linien Entschluss von der hohen Temperatur des Kranz-Plasmas erlaubt, offenbarend, dass die Korona viel heißer ist als die inneren Schichten des chromosphere.

Die Korona benimmt sich wie ein Benzin, das sehr heiß, aber zur gleichen Zeit sehr leicht ist: Der Druck im Photobereich ist gewöhnlich nur 0.1 0.6 Papa in aktiven Gebieten, während auf der Erde der atmosphärische Druck ungefähr 100 kPa annähernd eine Million Male höher ist als auf der Sonnenoberfläche.

Jedoch ist es nicht richtig ein Benzin, weil es aus beladenen Partikeln, grundsätzlich Protone und Elektronen gemacht wird, sich an verschiedenen Geschwindigkeiten bewegend.

Angenommen, dass sie dieselbe kinetische Energie durchschnittlich haben

(für den equipartition Lehrsatz), Elektronen haben eine Masse, die ungefähr 1800mal kleiner ist als Protone, deshalb erwerben sie mehr Geschwindigkeit. Metallionen sind immer langsamer. Diese Tatsache hat relevante physische Folgen irgendein auf Strahlungsprozessen (die von den photohimmlischen Strahlungsprozessen sehr verschieden sind), oder auf der Wärmeleitung.

Außerdem veranlasst die Anwesenheit von elektrischen Anklagen die Generation von elektrischen Strömen und hohen magnetischen Feldern.

Wellen von Magnetohydrodynamic (MHD Wellen) können sich auch in diesem Plasma fortpflanzen, selbst wenn es nicht noch klar ist, wie sie übersandt oder in der Korona erzeugt werden können.

Radiation

Die Korona strahlt Radiation hauptsächlich in den Röntgenstrahlen, erkennbar nur vom Raum aus.

Das Plasma ist zu seiner eigenen Radiation und zu derjenigen durchsichtig, die unten herkommt, deshalb sagen wir, dass es optisch dünn ist. Das Benzin ist tatsächlich sehr rarefied, und der bösartige freie Pfad von Fotonen überwindet bei weitem alle anderen Länge-Skalen einschließlich der typischen Größen der Kranz-Eigenschaften.

Verschiedene Prozesse der Radiation finden in der Emission hauptsächlich dank Prozesse von binären Kollisionen zwischen Plasmapartikeln statt, während die Wechselwirkungen mit den Fotonen, die unten herkommen, sehr selten sind.

Da die Emission wegen Kollisionen zwischen Ionen und Elektronen ist, ist die Energie, die von einem Einheitsvolumen in der Zeiteinheit ausgestrahlt ist, zur quadrierten Zahl von Partikeln in einem Einheitsvolumen, oder mehr genau, zum Produkt der Elektrondichte und Protonendichte proportional.

Wärmeleitung

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In der Korona kommt Wärmeleitung von der heißeren Außenatmosphäre zu den inneren kühleren Schichten vor. Verantwortlich für den Diffusionsprozess der Hitze sind die Elektronen, die viel leichter sind als Ionen und sich schneller, wie erklärt, oben bewegen.

Wenn es ein magnetisches Feld gibt, wird das Thermalleitvermögen des Plasmas höher in der Richtung, die zu den Feldlinien aber nicht in der rechtwinkligen Richtung parallel ist.

Eine beladene Partikel, die sich in der Richtungssenkrechte zur magnetischen Feldlinie bewegt, ist der Kraft von Lorentz unterworfen, die zum Flugzeug normal ist, das durch die Geschwindigkeit und das magnetische Feld individualisiert ist. Diese Kraft biegt den Pfad der Partikel. Im Allgemeinen, da Partikeln auch einen Geschwindigkeitsbestandteil entlang der magnetischen Feldlinie haben, zwingt die Kraft von Lorentz sie, sich zu biegen und Spiralen um die Feldlinien an der Zyklotron-Frequenz voranzukommen.

Wenn Kollisionen zwischen den Partikeln sehr häufig sind, werden sie in jeder Richtung gestreut. Das geschieht im Photobereich, wohin das Plasma das magnetische Feld in seiner Bewegung trägt. In der Korona, im Gegenteil, ist der bösartige freie Pfad der Elektronen der Ordnung von Kilometern und noch mehr, so kann jedes Elektron eine helicoidal Bewegung tun es ist nach einer Kollision gestreut worden. Deshalb wird die Wärmeübertragung entlang den magnetischen Feldlinien erhöht und in der rechtwinkligen Richtung gehemmt.

In der zum magnetischen Feld längs gerichteten Richtung ist das Thermalleitvermögen der Korona

k = 20 \left (\frac {2} {\\Pi }\\Recht) ^ {3/2 }\\frac {\\sind (k_B T \right) ^ {5/2} k_B} {m_e^ {1/2} E^4 \ln \Lambda} \approx 1.8~10^ {-10} ~ \frac {T^ {5/2}} {\\ln \Lambda} ~ W m^ {-1} K^ {-1 }\abgereist

</Mathematik>

wo der Boltzmann unveränderlich, ist

ist die Temperatur in Kelvin,

die Elektronmasse,

die elektrische Anklage des Elektrons,

der Ampere-Sekunde-Logarithmus und

die Länge von Debye des Plasmas mit der Partikel-Dichte.

Der Ampere-Sekunde-Logarithmus ist ungefähr 20 in der Korona, mit einer Mitteltemperatur von 1 MK und einer Dichte von 10 Partikeln/M und ungefähr 10 im chromosphere, wo die Temperatur annähernd 10kK ist und die Partikel-Dichte von der Ordnung von 10 Partikeln/M ist, und in der Praxis es unveränderlich angenommen werden kann.

Darauf, wenn wir mit der Hitze für eine Volumen-Einheit anzeigen, die in der J M ausgedrückt ist, wird die Gleichung von Fourier der Wärmeübertragung, um nur entlang der Richtung der Feldlinie geschätzt zu werden,

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Numerische Berechnungen haben gezeigt, dass das Thermalleitvermögen der Korona mit diesem von Kupfer vergleichbar ist.

Kranz-Seismologie

Kranz-Seismologie ist eine neue Weise, das Plasma der Sonnenkorona mit dem Gebrauch von magnetohydrodynamic (MHD) Wellen zu studieren. Magnetohydrodynamics studiert die Dynamik, elektrisch Flüssigkeiten — in diesem Fall zu führen, die Flüssigkeit ist das Kranz-Plasma. Philosophisch ist Kranz-Seismologie der Seismologie der Erde, dem helioseismology der Sonne und MHD Spektroskopie von Laborplasmageräten ähnlich. In allen diesen Annäherungen werden Wellen der verschiedenen Art verwendet, um ein Medium zu untersuchen. Das Potenzial der Kranz-Seismologie nach der Bewertung des Kranzes magnetisches Feld, Dichte-Skala-Höhe, Feinstruktur und Heizung ist von verschiedenen Forschungsgruppen demonstriert worden.

Kranz-Heizungsproblem

Das Kranz-Heizungsproblem in der Sonnenphysik bezieht sich auf die Frage dessen, warum die Temperatur der Korona der Sonne Millionen von kelvin höher ist als diese der Oberfläche. Die hohen Temperaturen verlangen, dass Energie vom Sonneninterieur bis die Korona durch Nichtthermalprozesse getragen wird, weil das zweite Gesetz der Thermodynamik Hitze davon abhält, direkt vom Sonnenphotobereich oder Oberfläche an ungefähr 5800 K zu fließen, zur viel heißeren Korona an ungefähr 1 bis 3 MK (können Teile der Korona sogar 10 MK erreichen).

Das dünne Gebiet der Temperaturzunahme vom chromosphere bis die Korona ist als der Transistorübergangsbereich bekannt und kann sich von Zehnen bis Hunderte von dicken Kilometern erstrecken. Eine Analogie davon würde eine Glühbirne sein, die die Luft heizt, die es heißer umgibt als seine Glasoberfläche. Das zweite Gesetz der Thermodynamik würde übertreten.

Der Betrag der Macht, die erforderlich ist, die Sonnenkorona zu heizen, kann als der Unterschied zwischen Kranz Strahlungsverluste und Heizung durch die Wärmeleitung zum chromosphere durch den Transistorübergangsbereich leicht berechnet werden. Es ist ungefähr 1 Kilowatt für jeden Quadratmeter der Fläche auf der Sonne oder 1/40000 des Betrags der leichten Energie, die der Sonne entkommt.

Viele Kranz-Heizungstheorien sind vorgeschlagen worden, aber zwei Theorien sind als die wahrscheinlichsten Kandidaten, Welle-Heizung und magnetische Wiederverbindung (oder nanoflares) geblieben. Im Laufe der meisten letzten 50 Jahre ist keine Theorie im Stande gewesen, für die äußersten Kranz-Temperaturen verantwortlich zu sein. Die meisten Sonnenphysiker glauben jetzt, dass eine Kombination der zwei Theorien wahrscheinlich Kranz-Heizung erklären kann, obwohl die Details noch nicht abgeschlossen sind.

Sonnenuntersuchung der Mission der NASA + ist beabsichtigt, um sich der Sonne zu einer Entfernung von etwa 9.5 Sonnenradien zu nähern, um Kranz-Heizung und den Ursprung des Sonnenwinds zu untersuchen.

Welle-Heizungstheorie

Die Welle-Heizungstheorie, vorgeschlagen 1949 von Evry Schatzman, schlägt vor, dass Wellen Energie vom Sonneninterieur bis den Sonnenchromosphere und die Korona tragen. Die Sonne wird aus gewöhnlichem aber nicht Plasmabenzin gemacht, so unterstützt es mehrere Typen von Wellen, die Schallwellen in Luft analog sind. Die wichtigsten Typen der Welle sind mit dem Magnetzünder akustische Wellen und Wellen von Alfvén. Mit dem Magnetzünder akustische Wellen sind Schallwellen, die durch die Anwesenheit eines magnetischen Feldes modifiziert worden sind, und Wellen von Alfvén ULF Funkwellen ähnlich sind, die durch die Wechselwirkung mit der Sache im Plasma modifiziert worden sind. Beide Typen von Wellen können durch die Turbulenz des Körnens und Superkörnens am Sonnenphotobereich gestartet werden, und beide Typen von Wellen können Energie für eine Entfernung durch die Sonnenatmosphäre vor dem Verwandeln in Stoß-Wellen tragen, die ihre Energie als Hitze zerstreuen.

Ein Problem mit der Welle-Heizung ist Übergabe der Hitze zum passenden Platz. Mit dem Magnetzünder akustische Wellen können genügend Energie aufwärts durch den chromosphere zur Korona sowohl wegen der Tiefdruck-Gegenwart im chromosphere nicht tragen, als auch weil sie dazu neigen, zurück zum Photobereich widerspiegelt zu werden. Wellen von Alfvén können genug Energie tragen, aber zerstreuen diese Energie schnell genug nicht, sobald sie in die Korona eingehen. Wellen in plasmas sind notorisch schwierig, zu verstehen und analytisch zu beschreiben, aber Computersimulationen, die von Thomas Bogdan und Kollegen 2003 ausgeführt sind, zu um scheinen zu zeigen, dass Wellen von Alfvén in andere Welle-Weisen an der Basis der Korona umwandeln können, einen Pfad zur Verfügung stellend, der große Beträge der Energie vom Photobereich in die Korona tragen und es dann als Hitze zerstreuen kann.

Ein anderes Problem mit der Welle-Heizung ist die ganze Abwesenheit, bis zum Ende der 1990er Jahre von jedem unmittelbaren Beweis von Wellen gewesen, die sich durch die Sonnenkorona fortpflanzen. Die erste direkte Beobachtung von Wellen, die sich in und durch die Sonnenkorona fortpflanzen, wurde 1997 mit dem SOHO raumgeborene Sonnensternwarte, die erste Plattform gemacht, die dazu fähig ist, die Sonne im Extrem zu beobachten, ultraviolett (EUV) seit langen Zeitspannen mit der stabilen Fotometrie. Diejenigen waren mit dem Magnetzünder akustische Wellen mit einer Frequenz von ungefähr 1 millihertz (MHz, entsprechend einer 1,000 zweiten Welle-Periode), die nur ungefähr 10 % der Energie tragen, die erforderlich ist, die Korona zu heizen. Viele Beobachtungen bestehen lokalisierter Welle-Phänomene wie durch Sonnenaufflackern gestartete Wellen von Alfvén, aber jene Ereignisse sind vergänglich und können die gleichförmige Kranz-Hitze nicht erklären.

Es ist genau noch nicht bekannt, wie viel Welle-Energie verfügbar ist, um die Korona zu heizen. 2004 veröffentlichte Ergebnisse mit Daten vom SPUR-Raumfahrzeug scheinen anzuzeigen, dass es Wellen in der Sonnenatmosphäre an Frequenzen nicht weniger als 100 MHz (die 10 zweite Periode) gibt. Maße der Temperatur von verschiedenen Ionen im Sonnenwind mit dem UVCS Instrument an Bord von SOHO geben starke indirekte Beweise, dass es Wellen an Frequenzen nicht weniger als 200 Hz gut in die Reihe des menschlichen Hörens gibt. Diese Wellen sind sehr schwierig, unter normalen Verhältnissen zu entdecken, aber Beweise, die während Sonneneklipsen durch Mannschaften von der Universität von Williams gesammelt sind, deuten die Anwesenheit solcher Wellen in der 1-10-Hz-Reihe an.

Kürzlich sind Bewegungen von Alfvénic in der niedrigeren Sonnenatmosphäre gefunden worden

und auch an der ruhigen Sonne, an Kranz-Löchern und in aktiven Gebieten mit Beobachtungen mit AIA an Bord die Sonnendynamik-Sternwarte.

Diese Alfvénic Schwingungen haben bedeutende Macht und scheinen, mit den chromospheric Schwingungen von Alfvénic verbunden zu werden, vorher hat mit dem Raumfahrzeug von Hinode berichtet

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Sonnenwindbeobachtungen mit dem WIND (Raumfahrzeug) haben kürzlich Beweise gezeigt, um Theorien der Alfvén-Zyklotron-Verschwendung zu unterstützen, zu lokaler Ion-Heizung führend.

Magnetische Wiederverbindungstheorie

Die magnetische Wiederverbindungstheorie verlässt sich auf das magnetische Sonnenfeld, um elektrische Ströme in der Sonnenkorona zu veranlassen. Die Ströme brechen dann plötzlich zusammen, Energie als Hitze und Welle-Energie in der Korona veröffentlichend. Dieser Prozess wird "Wiederverbindung" wegen der eigenartigen Weise genannt, wie sich magnetische Felder in einem Plasma (oder jede elektrisch leitende Flüssigkeit wie Quecksilber oder Meerwasser) benehmen. In einem Plasma werden magnetische Feldlinien normalerweise an individuelle Stücke der Sache gebunden, so dass die Topologie des magnetischen Feldes dasselbe bleibt: Wenn ein besonderer magnetischer und Nordsüdpol durch eine einzelne Feldlinie verbunden wird, dann selbst wenn das Plasma gerührt wird, oder wenn die Magnete bewegt werden, wird diese Feldlinie fortsetzen, jene besonderen Pole zu verbinden. Die Verbindung wird durch elektrische Ströme aufrechterhalten, die im Plasma veranlasst werden. Unter bestimmten Bedingungen können die elektrischen Ströme zusammenbrechen, dem magnetischen Feld erlaubend, zu anderen magnetischen Polen und Ausgabe-Hitze und Welle-Energie im Prozess "in Verbindung wiederzustehen".

Wie man

Hypothese aufstellt, ist magnetische Wiederverbindung der Mechanismus hinter Sonnenaufflackern, den größten Explosionen in unserem Sonnensystem. Außerdem wird die Oberfläche der Sonne mit Millionen von kleinen magnetisierten Gebieten 50-1.000 km darüber bedeckt. Diese kleinen magnetischen Pole werden herumgestoßen und durch das unveränderliche Körnen verbuttert. Das magnetische Feld in der Sonnenkorona muss fast unveränderliche Wiederverbindung erleben, um die Bewegung dieses "magnetischen Teppichs" zu vergleichen, so ist die durch die Wiederverbindung veröffentlichte Energie ein natürlicher Kandidat für die Kranz-Hitze vielleicht als eine Reihe von "Mikroaufflackern", die individuell sehr wenig Energie zur Verfügung stellen, aber zusammen für die erforderliche Energie verantwortlich sind.

Die Idee, dass nanoflares die Korona heizen könnte, wurde von Eugene Parker in den 1980er Jahren vorgebracht, aber ist noch umstritten. Insbesondere ultraviolette Fernrohre wie SPUR und SOHO/EIT können individuelle Mikroaufflackern als kleiner brightenings im äußersten ultravioletten Licht beobachten, aber dort scheinen, zu wenige dieser kleinen Ereignisse zu sein, um für die in die Korona veröffentlichte Energie verantwortlich zu sein. Die zusätzliche nicht verantwortlich gewesene Energie konnte durch die Welle-Energie, oder durch die allmähliche magnetische Wiederverbindung zusammengesetzt werden, die Energie glatter veröffentlicht als Mikroaufflackern und deshalb gut in den SPUR-Daten nicht erscheint. Schwankungen auf der Mikroaufflackern-Hypothese verwenden andere Mechanismen, das magnetische Feld zu betonen oder die Energie zu veröffentlichen, und sind ein Thema der aktiven Forschung 2005.

Spicules (Typ II)

Seit Jahrzehnten haben Forscher geglaubt, dass spicules Hitze in die Korona senden konnte. Jedoch, im Anschluss an die Beobachtungsforschung in den 1980er Jahren, wurde es gefunden, dass spicule Plasma Kranz-Temperaturen nicht erreicht hat, und so wurde die Theorie rabattiert.

Laut Studien durchgeführt 2010 am Nationalen Zentrum für die Atmosphärische Forschung in Colorado, in der Kollaboration mit dem Lockheed Martin Sonnen- und Astrophysik-Laboratorium (LMSAL) und das Institut für die Theoretische Astrophysik der Universität Oslos, kann eine neue Klasse von spicules 2007 entdeckter (TYP II), die schneller (bis zu 100 km/sec) reisen und kürzere Lebensspanne haben, für das Problem verantwortlich sein. Diese Strahlen Einsatz haben Plasma in die Außenatmosphäre der Sonne geheizt.

So kann ein viel größeres Verstehen der Korona und Verbesserung in den Kenntnissen des feinen Einflusses der Sonne auf die obere Atmosphäre der Erde künftig erwartet werden. Der Atmosphärische Bildaufbereitungszusammenbau auf der kürzlich gestarteten Sonnendynamik-Sternwarte der NASA und dem Im Brennpunkt stehenden Flugzeug-Paket der NASA für das Optische Sonnenfernrohr auf dem japanischen Hinode Satelliten, die verwendet wurden, um diese Hypothese zu prüfen. Die hohe räumliche und zeitliche Entschlossenheit der neueren Instrumente offenbart diese Kranz-Massenversorgung.

Diese Beobachtungen offenbaren eine isomorphe Verbindung zwischen Plasma, das zu Millionen von Graden und den spicules geheizt wird, die dieses Plasma in die Korona einfügen.

Was Physik bereits erklärt

Physiker erklären bereits die falsche Auffassung zwischen der Temperatur- und Hitzeenergie. In seinem blog hat Ethan Siegel, theoretischer Astrophysiker, die falsche Auffassung über das Kranz-Heizungsproblem wie folgt erklärt.

"während die Oberfläche der Sonne, an etwas ungefähr 5800 K sehr heiß ist, geht die Korona bei Temperaturen mehr als eine Million Kelvin ein.

Mysteriös, umwerfend und unerklärlich nach den Gesetzen der Physik, richtig?"

Außer dass Temperatur nicht dasselbe Ding wie Hitze ist! Die Oberfläche der Sonne ist viel, viel dichter als unglaublich rarified Korona, so dass, wenn auch der Photobereich der Sonne weniger als 1 % der Temperatur der Korona ist, es Energie an einer Rate ausstrahlt, ist es mehr als 40,000mal der Betrag, der erforderlich ist, die Korona bis zu seiner hohen Temperatur zu heizen. Wir denken sogar, dass wir warum wissen: Die Welle-Heizungstheorie, wohin Energie über lange Entfernungen vom Sonneninterieur bis die Korona übertragen werden kann.

Erinnern Sie sich daran, wie Temperatur ist: ein Maß der Mittelgeschwindigkeit der Partikeln. Ähnlich, wie zwei Bälle — ein winziger und ein sehr massiver — ein oben auf dem anderen gefallen sind, wird den winzigen Ball dazu bringen, aufwärts mit einer unglaublichen Geschwindigkeit in die Höhe zu schnellen, das Problem veranlasst nicht, dass einige Partikeln eine sehr große Geschwindigkeit haben. Das Problem ist auch zur Sonne nicht einzigartig; wenn wir die obere Atmosphäre der Erde ansehen, wo es wirklich rarified kommt (oben 80 km), finden wir, dass es in Bezug auf die Temperatur dasselbe macht!

Das Problem besteht darin, dass wir Temperatur mit der Hitze in unseren Meinungen vereinigen, aber die "sehr hohe" Temperaturkorona enthält fast keine Hitze! Aber wenn wir in Bezug auf die Hitze schauen, enthält der Photobereich der Sonne viel mehr als die Korona; die Korona erreicht bloß höhere Temperaturen.

Siehe auch

• Fortgeschrittener Zusammensetzungsforscher
• Wellen von Alfvén
• Chromosphere
• Kranz-Loch
• Kranz-Schleife
• Kranz-Massenausweisung
• Kranz Strahlungsverluste
• Kranz-Seismologie
• Heliosphere
• Helm-Luftschlange
• Magnetische Wiederverbindung
• Wellen von Magnetohydrodynamic
• Magnetohydrodynamics
• Nanoflares
• Photobereich
• Heliospheric und Sonnensternwarte (SOHO)
• Sonnenzyklus
• Aufflackern
• Sonnenbekanntheit
• Sonnenwind
• STEREO-
• Sonne
• Transistorübergangsbereich
• WIND (Raumfahrzeug)
• Röntgenstrahl-Astronomie

Weiterführende Literatur

• Thorsten Dambeck: Kochender Großer Kessel im Brennofen der Sonnen, MaxPlanckResearch, 2/2008, p. 28-33
• B. N. Dwivedi und A. K. Srivastava Coronal, der durch den Welle-STROM von Alfvén 296 WISSENSCHAFT, VOL heizt. 98, Nr. 3, am 10. Februar 2010, Seiten 295-296

Außenverbindungen

• Beschreibung von NASA der Sonnenkorona
• Kranz-Heizungsproblem an Neuerungsberichten
• NASA/GSFC Beschreibung des Kranz-Heizungsproblems
• Häufig gestellte Fragen über den Kranz, der heizt
• Heliospheric und Sonnensternwarte, einschließlich Nah-Echtzeitimages der Sonnenkorona
• Kranz-Röntgenstrahl-Images vom Hinode XRT
• das Nasa.gov-Astronomie-Bild des Tages am 26. Juli 2009 - eine Kombination von dreiunddreißig Fotographien der Korona der Sonne, die digital bearbeitet wurden, um schwache Eigenschaften einer Gesamteklipse hervorzuheben, die im März 2006 vorgekommen

ist

• Belebte Erklärung des Kerns der Sonne (Universität von Glamorgan)
• Belebte Erklärung der Temperatur der Korona (Universität von Glamorgan)
• Raum, Zeit, Sache und Vakuum: Die Sonnenkorona. Ein Zeichen des Quant-Ernstes? (Spanischer)
• Wellen von Alfvén können die Korona der Sonne heizen
• Neuer Hinweis kann Sonnenmysterium lösen
• Die Ursprünge von heißem Plasma in der Sonnenkorona
• Sonnenschnittstelle-Gebiet - Bart de Pontieu (SETI Gespräche) Video