Die Sonne: Eigenschaften, Teile, Struktur und Zusammensetzung

Die Sonne ist ein gasförmiger Körper mit einem stark komprimierten Kern, in dem durch thermonukleare Reaktionen Energie erzeugt wird.

Es ist der Stern, um den die Erde und andere Planeten kreisen und der Licht und Wärme spendet. Es wurde vor 4.600 Millionen Jahren geboren. Obwohl es einer der mehr als 1.000 Millionen Himmelskörper ist, die die Galaxie der Milchstraße ausmachen, ist es der Stern, der am hellsten leuchtet.

Alles Leben auf der Erde hängt von der Sonnenenergie ab, die der Stern liefert. Ohne die Sonne wäre die Erde ein dunkler, lebloser Ort, der in der Zeit erstarrt ist.

Obwohl nicht bekannt ist, was vor mehr als 4 Milliarden Jahren geschah, geht die derzeitige Theorie davon aus, dass sich eine riesige Staub- und Gaswolke langsam zu drehen begann.

Die Schwerkraft zog eine dichte Region in diese Wolke. Der Impuls erhöhte die Drehzahl. Diese Bewegung bewirkte eine Erwärmung des Gases in der Mitte, was Reaktionen auslöste, die Staub und Gas in Feststoffe verwandelten und die Planeten hervorbrachten.

Die zentrale Materie wurde sehr heiß und dicht, was zu einer Kernfusion führte, aus der die Sonne hervorging.

Die Sonne ist aufgrund ihrer großen Ausdehnung das dominierende Objekt im Sonnensystem, da sie 99% der Masse des Systems enthält.

Seine Gravitationskraft hält alle Planeten im Orbit. Es ist ein mittelgroßer Stern, der sein eigenes Licht und seine eigene Wärme erzeugt, indem er Brennstoffe wie Wasserstoff und Helium in einem als Kernfusion bekannten Prozess verbrennt.

Sterne haben eine begrenzte Lebensdauer und die Sonne ist keine Ausnahme. Sie befindet sich in der Mitte ihres Lebenszyklus von etwa zehn Milliarden Jahren. Es befindet sich im Zentrum der Galaxie, die spiralförmig ist.

Was ist die sonne Teile und Studien über den Stern

Aus der Ferne scheint die Sonne nicht sehr komplex zu sein. Für den gewöhnlichen Beobachter ist es nur eine glatte, gleichmäßige Gaskugel. Eine genaue Betrachtung zeigt jedoch, dass sich der Stern in ständigen Turbulenzen befindet. Die scheinbar ruhige Sonne ist ein ruheloser, zitternder und explosiver Körper, der von einem intensiven und variablen Magnetismus angefacht wird.

In der jüngeren Vergangenheit konnten Wissenschaftler nicht verstehen, wie die Sonne ihre Magnetfelder erzeugt, die für den größten Teil der Sonnenaktivität verantwortlich sind.

Sie wussten auch nicht, warum ein Teil dieses intensiven Magnetismus in den sogenannten Sonnenflecken konzentriert war, auf flachen dunklen Inseln, die so groß wie die Erde und tausendmal magnetischer waren.

Darüber hinaus konnten die Physiker nicht erklären, warum sich die magnetische Aktivität der Sonne drastisch ändert und etwa alle 11 Jahre abnimmt und sich wieder verstärkt. Die Antworten auf diese Fragen sind in der Sonne verborgen, wo ihr starker Magnetismus erzeugt wird.

Die Milchstraße hat einen Durchmesser von etwa 100.000 Lichtjahren und eine Dicke von 15.000 Lichtjahren. Innerhalb dieser Zeit bewegt sich die Sonne mit 210 km pro Sekunde, und es dauert 225 Millionen Jahre, um einen Reisezyklus abzuschließen.

Wissenschaftler haben einen Großteil ihres Wissens über die Sonne durch jahrelange Beobachtung von der Erde aus gewonnen. Ein Großteil des aktuellen Wissens stammt jedoch von Raumsonden, die zur Erforschung der Sonne eingesetzt wurden.

Diese Sonden haben genaue Informationen über Temperatur, Atmosphäre, Zusammensetzung, Magnetfeld, Fackeln, Vorsprünge, Sonnenflecken und innere Dynamik der Sonne geliefert, die im folgenden Kasten gezeigt werden.

Zusammensetzung der Sonne

Die Sonne ist eine riesige Kugel aus Plasma, heißem ionisiertem Gas, das 300.000-mal mehr Masse als die Erde enthält.

Der Durchmesser der Sonne ist 1, 4 Millionen Kilometer lang, übersteigt den Durchmesser der Erde von 12.760 km und sogar den Durchmesser des größten Planeten im System, Jupiter, der nur ein Zehntel des Durchmessers der Sonne darstellt.

Die Hauptelemente der Sonne sind Wasserstoff (92%), gefolgt von Helium (7, 8%) und weniger als 1% schwererer Elemente wie Sauerstoff, Kohlenstoff, Stickstoff und Neon.

Unten sehen Sie die Zusammensetzung der Sonne, die sich aus der Analyse des Sonnenspektrums zusammensetzt. Die Analyse stammt aus den unteren Schichten der Sonnenatmosphäre, wird jedoch als repräsentativ für die gesamte Sonne mit Ausnahme ihres Kerns angesehen. Im Sonnenspektrum wurden etwa 67 Elemente nachgewiesen.

Es wird angenommen, dass die Sonne mit einer durchschnittlichen Dichte von 1, 4-mal so viel Wasser vollständig gasförmig ist. Da der Druck im Kern viel größer ist als auf der Oberfläche, entspricht die Dichte des Kerns der achtfachen Dichte von Gold, und der Druck ist 250 Milliarden Mal so hoch wie der Druck auf der Erdoberfläche.

Fast die gesamte Masse der Sonne ist auf ein Volumen beschränkt, das sich nur über 60% des Abstandes vom Sonnenmittelpunkt bis zu ihrer Oberfläche erstreckt.

Struktur der Sonne

Bei der Untersuchung der Struktur der Sonne teilen die Sonnenphysiker diese in zwei Hauptbereiche ein: das Innere und die Atmosphäre.

Interieur

Der Innenraum besteht aus:

1- Kern

Es ist der zentrale Bereich der Sonne, in dem die Kernreaktionen stattfinden, die Wasserstoff in Helium umwandeln. Diese Reaktionen setzen die Energie frei, die die Helligkeit der Sonne verursacht.

Damit diese Reaktionen stattfinden, ist eine sehr hohe Temperatur erforderlich. Die Temperatur in der Nähe des Zentrums beträgt etwa 15 Millionen Grad Celsius und die Dichte beträgt etwa 160 g / cm3 (dh das 160-fache der Dichte des Wassers).

Sowohl die Temperatur als auch die Dichte nehmen vom Zentrum der Sonne nach außen ab. Der Kern nimmt den 25% innersten Radius der Sonne ein. In etwa 175.000 km Entfernung vom Zentrum beträgt die Temperatur nur die Hälfte seines zentralen Wertes und die Dichte sinkt auf 20 g / cm³.

2- Zwischenzone (oder radioaktiver Transport).

Um den Kern herum befindet sich die Zwischen- oder radioaktive Transportzone. Dieser Bereich nimmt 45% des Sonnenradius ein und ist der Bereich, in dem Energie in Form von Gammaphotonen durch den im Kern erzeugten Strahlungsfluss nach außen transportiert wird.

Hochenergetische Gammastrahlenphotonen werden kontinuierlich geschlagen, wenn sie die Zwischenzone passieren, einige werden absorbiert, andere ausgestoßen und andere kehren zum Kern zurück. Photonen können 100.000 Jahre brauchen, um ihren Weg durch die Zwischenzone zu finden.

An der äußersten Grenze der Zwischenzone beträgt die Temperatur ungefähr 1, 5 Millionen Grad Celsius und die Dichte ungefähr 0, 2 g / cm³. Diese Grenze wird als Grenzschicht oder Tacocline bezeichnet .

Es wird angenommen, dass das Magnetfeld der Sonne durch einen in dieser Schicht vorhandenen natürlichen Dynamo erzeugt wird. Änderungen der Strömungsgeschwindigkeiten durch diese Schicht strecken die Stärkelinien des Magnetfelds und verstärken sie. Es scheint auch plötzliche Änderungen in der chemischen Zusammensetzung durch diese Schicht zu geben.

3- Konvektionszone

Es ist die äußerste Zone der Sonne, sie wird Konvektionszone genannt, weil die Energie durch einen Konvektionsprozess an die Oberfläche gebracht wird. Es erstreckt sich von einer Tiefe von ungefähr 210.000 km bis zur sichtbaren Oberfläche und nimmt ungefähr 30% des Radius der Sonne ein.

In dieser Zone steigt das in der Zwischenzone erwärmte Plasmagas durch Einwirkung der Konvektionsströme an die Oberfläche, dehnt sich aus, kühlt ab und schrumpft dann (ähnlich wie beim Kochen von Wasser in einem Topf).

Die Zunahme der Gaspartikel ist an der Oberfläche als körniges Muster sichtbar. Das Granulat hat einen Durchmesser von etwa 1.000 km. Die Konvektionszellen setzen in der Sonnenatmosphäre Energie frei: An der Oberfläche beträgt die Temperatur ca. 5.600 ° C und die Dichte praktisch null.

Sobald das Plasmagas die Oberfläche der Sonne erreicht, kühlt es ab und lagert sich am Boden der Konvektionszone ab, wo es mehr Wärme erhält.

Der Vorgang wird dann wiederholt. Die Photonen, die der Sonne entkommen, haben auf ihrem Weg vom Kern Energie verloren und ihre Wellenlänge geändert, so dass der größte Teil der Emission im sichtbaren Bereich des elektromagnetischen Spektrums liegt.

Niedrigere Temperaturen in der Konvektionszone ermöglichen es den schwereren Ionen von Elementen wie Kohlenstoff, Stickstoff, Sauerstoff, Calcium und Eisen, einen Teil ihrer Elektronen zurückzuhalten. Dies macht das Material undurchsichtiger und erschwert den Durchtritt von Strahlung.

Atmosphären der Sonne

Die Atmosphären der Sonne bestehen aus:

1- Photosphere

Die Photosphäre ist die unterste der drei Schichten, aus denen sich die Sonnenatmosphäre zusammensetzt. Da die beiden oberen Schichten für die meisten Wellenlängen des sichtbaren Lichts transparent sind, kann die Photosphäre leicht erkannt werden.

Wir können nicht über die hellen Gase der Photosphäre hinaus sehen, daher wird alles darunter als das Innere der Sonne betrachtet.

Es ist eine dünne Schicht aus heißen ionisierten Gasen oder etwa 400 km dickem Plasma, deren unterer Teil die sichtbare Oberfläche der Sonne bildet. Der größte Teil der von der Sonne ausgestrahlten Energie gelangt durch diese Schicht.

Von der Erde aus scheint die Oberfläche glatt zu sein, aber in Wirklichkeit ist sie aufgrund von Konvektionsströmen turbulent und körnig. Das auf der Sonnenoberfläche gekochte Material wird vom Sonnenwind getragen.

Die Dichte der Photosphäre ist gemäß den Standards der Erde niedrig, ihr Wert ähnelt der Dichte der Luft, die wir atmen, und ihre durchschnittliche Temperatur beträgt nur 5.600 ° C. Die Zusammensetzung der Photosphäre beträgt 74, 9% Wasserstoff und 23, 8% Helium. Alle schwereren Elemente machen weniger als 2% der Masse aus.

2- Chromosphäre

Unmittelbar über der Photosphäre befindet sich die Chromosphäre (farbige Kugel). Diese dünne Gasschicht hat eine viel geringere Dichte als die Photosphäre.

Sie ist ungefähr 2.500 km dick und hat eine Temperatur, die von 6.000 ° C knapp über der Photosphäre bis zu einem Bereich von 20.000 bis 30.000 ° C im oberen Teil reicht.

Die Chromosphäre ist visuell transparenter als die Photosphäre. Die rötlich-rosa Farbe entsteht, weil hauptsächlich gasförmiger Alpha-Wasserstoff emittiert wird.

Diese Farbe kann während einer totalen Sonnenfinsternis gesehen werden, wenn die Chromosphäre kurz als ein Farbblitz gesehen wird, genau wie der sichtbare Rand der Photosphäre hinter dem Mond verschwindet.

3- Krone

Es ist die obere Schicht der Sonnenatmosphäre und erstreckt sich über mehrere Millionen Kilometer von der Spitze der Chromosphäre bis in den Weltraum. Es gibt keine genau definierte Obergrenze für die Krone.

Die Krone kann nur während einer totalen Sonnenfinsternis oder durch ein spezielles Teleskop, das als Koronagraph bezeichnet wird, gesehen werden, wenn die Photosphäre blockiert ist. Die Krone erscheint als heller, hellweißer Bereich um die Sonne.