SONNE: HERKUNFT, EIGENSCHAFTEN, STRUKTUR, ZUSAMMENSETZUNG, AKTIVITÄT - ARTE - 2025

Die Sonne ist der Stern, der das Zentrum des Sonnensystems bildet und der Erde am nächsten liegt. Er liefert Energie in Form von Licht und Wärme, wodurch die Jahreszeiten, das Klima und die Meeresströmungen des Planeten entstehen. Kurz gesagt, bietet die primären Bedingungen für das Leben.

Die Sonne ist das wichtigste Himmelsobjekt für Lebewesen. Es wird angenommen, dass es seinen Ursprung vor etwa 5 Milliarden Jahren aus einer riesigen Wolke von Sternmaterie hatte: Gas und Staub. Diese Materialien begannen dank der Schwerkraft zusammenzukleben.

Die Sonne versorgt den Planeten mit Energie und Wärme, damit sich dort Leben entwickeln kann. Quelle: Pexels

Höchstwahrscheinlich wurden dort die Überreste einiger Supernovae gezählt, Sterne, die durch eine kolossale Katastrophe zerstört wurden, wodurch eine Struktur namens Protostern entstand.

Durch die Schwerkraft sammelte sich immer mehr Materie an, und damit stieg auch die Temperatur des Protostars auf einen kritischen Punkt, etwa 1 Million Grad Celsius. Genau dort wurde der Kernreaktor beleuchtet, aus dem ein neuer stabiler Stern entstand: die Sonne.

Ganz allgemein kann die Sonne als ein ziemlich typischer Stern angesehen werden, obwohl Masse, Radius und einige andere Eigenschaften außerhalb dessen liegen, was als "Durchschnitt" unter den Sternen angesehen werden könnte. Später werden wir sehen, in welcher Kategorie die Sonne zu den Sternen gehört, die wir kennen.

Die Menschheit war schon immer von der Sonne fasziniert und hat viele Möglichkeiten geschaffen, sie zu studieren. Grundsätzlich erfolgt die Beobachtung über Teleskope, die lange Zeit auf der Erde waren und sich nun auch auf Satelliten befinden.

Zahlreiche Eigenschaften der Sonne sind durch Licht bekannt, zum Beispiel können wir durch Spektroskopie ihre Zusammensetzung erkennen, da jedes Element eine eigene Spur hinterlässt. Meteoriten sind eine weitere großartige Informationsquelle, da sie die ursprüngliche Zusammensetzung der Protostellarwolke beibehalten.

Allgemeine Charakteristiken

Hier sind einige der Hauptmerkmale der Sonne, die von der Erde aus beobachtet wurden:

-Ihre Form ist praktisch kugelförmig, sie flacht aufgrund ihrer Rotation an den Polen kaum leicht ab und wird von der Erde aus als Scheibe angesehen, daher wird sie manchmal als Sonnenscheibe bezeichnet.

-Die am häufigsten vorkommenden Elemente sind Wasserstoff und Helium.

- Von der Erde aus gemessen, beträgt die Winkelgröße der Sonne ungefähr ½ Grad.

-Der Radius der Sonne beträgt ungefähr 700.000 km und wird anhand seiner Winkelgröße geschätzt. Der Durchmesser beträgt daher ungefähr 1.400.000 km, ungefähr das 109-fache des Erddurchmessers.

-Die durchschnittliche Entfernung zwischen Sonne und Erde ist die astronomische Entfernungseinheit.

- Was seine Masse betrifft, ergibt es sich aus der Beschleunigung, die die Erde erhält, wenn sie sich um die Sonne und den Sonnenradius bewegt: ungefähr 330.000 Mal größer als die Erde oder ungefähr 2 x 10 ³⁰ kg.

-Erfahrungszyklen oder Perioden großer Aktivität im Zusammenhang mit Sonnenmagnetismus. Dann treten Sonnenflecken, Fackeln oder Fackeln und Eruptionen koronaler Masse auf.

-Die Dichte der Sonne ist viel geringer als die der Erde, da es sich um eine gasförmige Einheit handelt.

- Aufgrund seiner Leuchtkraft, die als die pro Zeiteinheit abgestrahlte Energiemenge definiert ist, entspricht sie 4 x 10 ³³ Erg / s oder mehr als 10 ²³ Kilowatt. Zum Vergleich strahlt eine Glühbirne weniger als 0,1 Kilowatt aus.

-Die effektive Temperatur der Sonne beträgt 6000 ºC. Es ist eine Durchschnittstemperatur, wir werden später sehen, dass der Kern und die Korona Regionen sind, die viel heißer sind.

Klassifikation der Sonne

Die Sonne gilt als gelber Zwergstern. In dieser Kategorie befinden sich Sterne mit einer Masse zwischen dem 0,8-1,2-fachen der Sonnenmasse.

Sterne haben je nach Leuchtkraft, Masse und Temperatur bestimmte spektrale Eigenschaften. Ein Diagramm kann erstellt werden, indem der Stern auf einem Diagramm der Temperatur gegenüber der Leuchtkraft platziert wird, das als Hertzsprung-Russell-Diagramm bekannt ist.

Klassifikation der Sterne im Hertzsprung-Russell-Diagramm. Die Sonne ist in der Hauptsequenz. Quelle: Wikimedia Commons.

In diesem Diagramm gibt es eine Region, in der sich die meisten bekannten Sterne befinden: die Hauptsequenz.

Dort verbringen die Sterne fast ihr ganzes Leben und werden gemäß den genannten Merkmalen einem durch einen Großbuchstaben gekennzeichneten Spektraltyp zugeordnet. Unsere Sonne gehört zur Kategorie des Sterntyps G2.

Eine andere ziemlich allgemeine Methode zur Klassifizierung von Sternen besteht in drei großen Gruppen von Sternpopulationen: I, II und III, wobei nach der Menge der schweren Elemente in ihrer Zusammensetzung unterschieden wird.

Zum Beispiel gehören Population III-Sterne zu den ältesten, die zu Beginn des Universums kurz nach dem Urknall gebildet wurden. In ihnen überwiegen Helium und Wasserstoff.

Im Gegensatz dazu sind die Populationen I und II jünger und enthalten schwerere Elemente. Es wird daher angenommen, dass sie mit Materie gebildet wurden, die durch Supernova-Explosionen anderer Sterne entstanden ist.

Unter diesen ist Population II älter und besteht aus kälteren und weniger leuchtenden Sternen. Unsere Sonne wurde der Population I zugeordnet, einem relativ jungen Stern.

Struktur

Schichtstruktur der Sonne. Quelle: Wikimedia Commons.

Um das Studium zu erleichtern, ist die Struktur der Sonne in 6 Schichten unterteilt, die von innen beginnend in gut differenzierten Regionen verteilt sind:

-Der Solarkern

-Radiative Zone

-Konvektionszone

-Fotosphäre

-Chromosphäre

Ader

Seine Größe beträgt etwa 1/5 des Sonnenradius. Dort erzeugt die Sonne dank der hohen Temperaturen (15 Millionen Grad Celsius) und des vorherrschenden Drucks die Energie, die sie ausstrahlt, was sie zu einem Fusionsreaktor macht.

Die Schwerkraft wirkt als Stabilisator in diesem Reaktor, in dem Reaktionen stattfinden, in denen verschiedene chemische Elemente erzeugt werden. Im elementarsten Fall werden Wasserstoffkerne (Protonen) zu Heliumkernen (Alpha-Teilchen), die unter den im Kern vorherrschenden Bedingungen stabil sind.

Dann entstehen schwerere Elemente wie Kohlenstoff und Sauerstoff. Alle diese Reaktionen setzen Energie frei, die durch das Innere der Sonne wandert und sich im gesamten Sonnensystem, einschließlich der Erde, ausbreitet. Es wird geschätzt, dass die Sonne jede Sekunde 5 Millionen Tonnen Masse in reine Energie umwandelt.

Strahlungszone

Energie aus dem Kern bewegt sich durch einen Strahlungsmechanismus nach außen, so wie ein Feuer in einem Lagerfeuer die Umgebung erwärmt.

In diesem Bereich befindet sich die Materie in einem Plasmazustand bei einer Temperatur, die nicht so hoch ist wie im Kern, aber sie erreicht etwa 5 Millionen Kelvin. Die Energie in Form von Photonen - die Pakete oder "Quanten" des Lichts - wird von den Teilchen, aus denen das Plasma besteht, viele Male übertragen und resorbiert.

Der Prozess ist langsam, obwohl es im Durchschnitt etwa einen Monat dauert, bis die Photonen vom Kern die Oberfläche erreichen. Manchmal kann es bis zu einer Million Jahre dauern, bis sie weiter in die Außenbereiche gelangen, damit wir sie in Form von Licht sehen können.

Konvektionszone

Da das Eintreffen von Photonen aus der Strahlungszone verzögert ist, fällt die Temperatur in dieser Schicht schnell auf 2 Millionen Kelvin ab. Der Energietransport erfolgt zufällig durch Konvektion, da die Materie hier nicht so ionisiert ist.

Der Energietransport durch Konvektion wird durch die Bewegung von Gaswirbeln bei unterschiedlichen Temperaturen erzeugt. Somit steigen die erhitzten Atome in Richtung der äußersten Schichten der Sonne und tragen diese Energie mit sich, jedoch auf inhomogene Weise.

Photosphäre

Diese "Lichtkugel" ist die scheinbare Oberfläche unseres Sterns, die wir von ihm aus sehen (Sie müssen immer spezielle Filter verwenden, um die Sonne direkt zu sehen). Es ist offensichtlich, dass die Sonne nicht fest ist, sondern aus Plasma (einem sehr heißen, hochionisierten Gas) besteht, weshalb ihr eine echte Oberfläche fehlt.

Die Photosphäre kann durch ein mit einem Filter ausgestattetes Teleskop betrachtet werden. Es sieht aus wie glänzendes Granulat auf einem etwas dunkleren Hintergrund, wobei die Helligkeit zu den Rändern hin leicht abnimmt. Das Granulat ist auf die zuvor erwähnten Konvektionsströme zurückzuführen.

Die Photosphäre ist bis zu einem gewissen Grad transparent, aber dann wird das Material so dicht, dass es nicht durchsichtig ist.

Chromosphäre

Es ist die äußerste Schicht der Photosphäre, die der Atmosphäre entspricht und eine rötliche Leuchtkraft aufweist, mit einer variablen Dicke zwischen 8.000 und 13.000 und einer Temperatur zwischen 5.000 und 15.000 ° C. Es wird während einer Sonnenfinsternis sichtbar und erzeugt gigantische glühende Gasstürme, deren Höhe Tausende von Kilometern erreicht.

Krone

Es ist eine unregelmäßig geformte Schicht, die sich über mehrere Sonnenradien erstreckt und mit bloßem Auge sichtbar ist. Die Dichte dieser Schicht ist geringer als die der übrigen, kann jedoch Temperaturen von bis zu 2 Millionen Kelvin erreichen.

Es ist noch nicht klar, warum die Temperatur dieser Schicht so hoch ist, aber in gewisser Weise hängt sie mit den intensiven Magnetfeldern zusammen, die die Sonne erzeugt.

Auf der Außenseite der Korona befindet sich eine große Menge Staub, die in der Äquatorialebene der Sonne konzentriert ist und das Licht aus der Photosphäre streut. Dabei entsteht das sogenannte Tierkreislicht, ein schwaches Lichtband, das nach Sonnenuntergang mit bloßem Auge gesehen werden kann. Sonne, nahe dem Punkt am Horizont, aus dem die Ekliptik hervorgeht.

Es gibt auch Schleifen, die von der Photosphäre zur Korona führen und aus Gas bestehen, das viel kälter ist als die anderen: Sie sind die Sonnenvorsprünge, die während der Sonnenfinsternisse sichtbar sind.

Heliosphäre

Eine diffuse Schicht, die sich über Pluto hinaus erstreckt und in der der Sonnenwind erzeugt wird und sich das Magnetfeld der Sonne manifestiert.

Komposition

Fast alle Elemente, die wir aus dem Periodensystem kennen, befinden sich in der Sonne. Helium und Wasserstoff sind die am häufigsten vorkommenden Elemente.

Aus der Analyse des Sonnenspektrums ist bekannt, dass die Chromosphäre aus Wasserstoff, Helium und Calcium besteht, während in der Corona Eisen, Nickel, Calcium und Argon in ionisiertem Zustand gefunden wurden.

Natürlich hat die Sonne im Laufe der Zeit ihre Zusammensetzung geändert und wird dies auch weiterhin tun, da sie ihre Versorgung mit Wasserstoff und Helium verbraucht.

Sonnenaktivität

Aus unserer Sicht scheint die Sonne ziemlich ruhig zu sein. In Wirklichkeit ist es jedoch ein Ort voller Aktivität, an dem Phänomene in unvorstellbarem Ausmaß auftreten. Alle Störungen, die kontinuierlich auf der Sonne auftreten, werden als Sonnenaktivität bezeichnet.

Magnetismus spielt bei dieser Aktivität eine sehr wichtige Rolle. Zu den Hauptphänomenen, die auf der Sonne auftreten, gehören:

Solare Vorsprünge

Vorsprünge, Beulen oder Filamente bilden sich in der Krone und bestehen aus Hochtemperatur-Gasstrukturen, die eine große Höhe erreichen.

Sie sind am Rand der Sonnenscheibe in Form von länglichen Strukturen zu sehen, die ineinander greifen und durch das Magnetfeld der Sonne kontinuierlich modifiziert werden.

Koronale Massenauswürfe

Wie der Name schon sagt, wird eine große Menge Materie von der Sonne mit hoher Geschwindigkeit und einer Geschwindigkeit von etwa 1000 km / s ausgestoßen. Dies liegt daran, dass sich die Magnetfeldlinien miteinander und um einen solaren Vorsprung verflechten und das Material entweichen lässt.

Sie dauern normalerweise Stunden, bis die Magnetfeldlinien auseinander brechen. Koronale Massenauswürfe erzeugen einen großen Partikelstrom, der innerhalb weniger Tage die Erde erreicht.

Dieser Partikelfluss interagiert mit dem Erdmagnetfeld und manifestiert sich unter anderem als Nordlichter und Südlichter.

Sonnenflecken

Sie sind Regionen der Photosphäre, in denen das Magnetfeld sehr stark ist. Sie sehen aus wie dunkle Flecken auf der Sonnenscheibe und haben eine niedrigere Temperatur als die anderen. Sie treten im Allgemeinen in sehr variablen Gruppen auf, deren Periodizität 11 Jahre beträgt: dem berühmten Sonnenzyklus.

Die Gruppen von Punkten sind sehr dynamisch und folgen der Rotationsbewegung der Sonne. Ein größerer Punkt geht nach vorne und ein anderer schließt die Gruppe. Wissenschaftler haben versucht, die Anzahl der Punkte in jedem Zyklus mit relativem Erfolg vorherzusagen.

Flammen

Sie treten auf, wenn die Sonne Material aus der Chromosphäre und der Korona ausstößt. Sie werden als Lichtblitz gesehen, der einige Regionen der Sonne heller erscheinen lässt.

Tod

Wie jeder Stern wird die Sonne eines Tages verschwinden, aber nicht in naher Zukunft. Quelle: Pxhere.

Solange der Kernbrennstoff reicht, bleibt die Sonne bestehen. Unser Stern erfüllt kaum die Bedingungen, um bei einer großen Katastrophe vom Typ Supernova zu sterben, denn dafür braucht ein Stern eine viel größere Masse.

Wenn die Reserven erschöpft sind, schwillt die Sonne an und verwandelt sich in einen roten Riesen, der die Ozeane der Erde verdunstet.

Die Schichten der Sonne werden sich um ihn herum ausbreiten, den Planeten verschlingen und einen Nebel bilden, der aus sehr hellem Gas besteht, ein Anblick, den die Menschheit schätzen könnte, wenn sie sich bis dahin auf einem fernen Planeten niedergelassen hat.

Der Rest der alten Sonne, der im Nebel verbleiben wird, wird ein sehr kleiner weißer Zwerg sein, ungefähr so ​​groß wie die Erde, aber viel dichter. Es wird sehr, sehr langsam abkühlen, in diesem Stadium kann es noch etwa 1 Milliarde Jahre dauern, bis es ein schwarzer Zwerg wird.

Aber im Moment gibt es keinen Grund zur Sorge. Die Sonne hat zu diesem Zeitpunkt schätzungsweise weniger als die Hälfte ihres Lebens gelebt und es wird zwischen 5000 und 7000 Millionen Jahre dauern, bis die rote Riesenbühne beginnt.

Verweise

1. Alles über den Weltraum. 2016.Tour des Universums. Stellen Sie sich das Veröffentlichen vor.
2. Wie es funktioniert. 2016. Buch des Weltraums. Stellen Sie sich das Veröffentlichen vor.
3. Oster, L. 1984. Moderne Astronomie. Editorial Reverté.
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