Die Sonneneigenschaften, Teile, Struktur und Zusammensetzung

Die Sonne es ist ein gasförmiger Körper, der einen stark komprimierten Kern hat, in dem die Energie durch thermonukleare Reaktionen erzeugt wird.

Es ist der Stern, um den die Erde und andere Planeten kreisen und dem sie Licht und Wärme liefern. Er 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 eingefroren ist.

Obwohl es nicht bekannt ist, was vor mehr als 4 Milliarden Jahren passiert ist, hält die gegenwärtige Theorie fest, dass sich eine riesige Wolke aus Staub und Gas langsam zu drehen begann.

Die Schwerkraft zog eine dichte Region in diese Wolke. Der Impuls erhöhte die Rotationsgeschwindigkeit. Diese Bewegung bewirkte, dass sich das Gas im Zentrum aufheizte, was Reaktionen verursachte, die den Staub und das Gas in Feststoffe verwandelten und so die Planeten hervorbrachten.

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

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 in der Umlaufbahn. Es ist ein mittelgroßer Stern, der sein eigenes Licht und Wärme erzeugt, indem er Brennstoffe wie Wasserstoff und Helium in einem Prozess, der als Kernfusion bekannt ist, verbrennt.

Die Sterne haben ein begrenztes Leben 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 eine Spiralform hat.

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 ein glatter und gleichmäßiger Gasball. Eine genaue Untersuchung zeigt jedoch, dass der Stern in konstanter Turbulenz ist. Die scheinbar ruhige Sonne ist ein ruheloser, zitternder und explosiver Körper, der von einem intensiven und variablen Magnetismus befeuert wird.

In der jüngsten Vergangenheit konnten Wissenschaftler nicht verstehen, wie die Sonne ihre Magnetfelder erzeugte, 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, flachen dunklen Inseln, die so groß wie die Erde und tausendmal magnetischer waren.

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

Die Milchstraße ist etwa 100.000 Lichtjahre im Durchmesser und 15.000 Lichtjahre dick. Die Sonne bewegt sich dabei 210 km pro Sekunde, und 225 Millionen Jahre braucht es, um einen Reisezyklus zu vollenden.

Wissenschaftler haben viel von ihrem Wissen über die Sonne durch Beobachtung von der Erde für viele Jahre erworben. Ein großer Teil des aktuellen Wissens stammt jedoch von Raumsonden, die auf Missionen zur Erkundung der Sonne geschickt wurden.

Diese Sonden haben genaue Informationen über die Temperatur, die Atmosphäre, die Zusammensetzung, das Magnetfeld, Flares, Protuberanzen, Sonnenflecken und die 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 enthält als die Erde.

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

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

Im Folgenden ist die Zusammensetzung der Sonne aus der Analyse des Sonnenspektrums zusammengestellt. Die Analyse stammt von den unteren Schichten der Sonnenatmosphäre, wird jedoch als repräsentativ für die gesamte Sonne mit Ausnahme ihres Kerns angesehen. Fast 67 Elemente wurden im Sonnenspektrum nachgewiesen.

Es wird angenommen, dass die Sonne vollständig gasförmig ist mit einer durchschnittlichen Dichte von 1,4-mal so viel wie Wasser. Da der Druck im Kern viel größer ist als an der Oberfläche, entspricht die Kerndichte dem Achtfachen der Golddichte, und der Druck beträgt 250 Milliarden Mal den Druck der Erdoberfläche.

Fast die gesamte Masse der Sonne ist auf ein Volumen beschränkt, das nur 60% der Entfernung vom Sonnenzentrum zu seiner Oberfläche ausmacht.

Struktur der Sonne

Wenn man die Struktur der Sonne studiert, teilen die Sonnenphysiker sie in zwei Hauptbereiche ein: das Innere und die Atmosphären.

Innenraum

Das Interieur besteht aus:

1- Kern

Es ist die zentrale Region der Sonne, in der die Kernreaktionen stattfinden, die Wasserstoff in Helium umwandeln.Diese Reaktionen setzen die Energie frei, die die Leuchtkraft der Sonne erzeugt.

Damit diese Reaktionen stattfinden können, ist eine sehr hohe Temperatur erforderlich. Die Temperatur nahe dem Zentrum beträgt ungefähr 15 Millionen Grad Celsius und die Dichte beträgt ungefähr 160 g / cm³ (das ist 160 mal die Dichte des Wassers).

Sowohl die Temperatur und die Dichte nimmt nach außen von der Mitte der Sonne. Der Kern 25% innersten Radius Sol einnimmt. A 175.000 km Mittentemperatur ist nur die Hälfte seiner zentralen Wert und niedriger Dichte 20 g / cm³.

2- Zwischenzone (oder radioaktiver Transport).

Um den Kern herum befindet sich die intermediäre oder radioaktive Transportzone. Dieser Bereich nimmt 45% des Sonnenradius und ist der Bereich, in dem die Energie als Photonen von Gammastrahlen, nach außen durch den Strahlungsfluss in dem Kern erzeugte getragen wird.

Hochenergetische Gammastrahlenphotonen werden kontinuierlich geschlagen, wenn sie die Zwischenzone passieren, einige werden absorbiert, andere werden 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 beträgt ungefähr 0,2 g / cm³. Dieses Limit wird aufgerufen Schnittstellenschicht o Tacocline.

Es wird angenommen, dass das Magnetfeld der Sonne durch einen natürlichen Dynamo in dieser Schicht erzeugt wird. Änderungen der Strömungsgeschwindigkeiten durch diese Schicht dehnen die Magnetfeldlinien 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. Sie erstreckt sich von einer Tiefe von etwa 210.000 km bis zur sichtbaren Oberfläche und nimmt etwa 30% des Sonnenradius ein.

In diesem Bereich steigt das Plasmagas, erhitzte in der Zwischenzone an die Oberfläche durch die Wirkung von Konvektionsströmen, erstreckt, abgekühlt und dann schrumpft (ähnlich siedendes Wasser in einem Topf).

Die Zunahme an Gaspartikeln ist an der Oberfläche als ein körniges Muster sichtbar. Das Granulat hat einen Durchmesser von etwa 1.000 km. Die Konvektionszellen setzen in der Sonnenatmosphäre Energie frei, an der Oberfläche liegt die Temperatur bei ca. 5600 ° C und die Dichte ist praktisch Null.

Sobald das Plasmagas die Oberfläche der Sonne erreicht, kühlt es ab und lagert sich an der Basis der Konvektionszone ab, wo es mehr Wärme aufnimmt.

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

Niedrigere Temperaturen in der Konvektionszone ermöglichen es, dass schwerere Ionen von Elementen wie Kohlenstoff, Stickstoff, Sauerstoff, Kalzium und Eisen einen Teil ihrer Elektronen zurückhalten. Dies macht das Material undurchsichtiger, was den Durchgang von Strahlung erschwert.

Atmosphären der Sonne

Die Atmosphären der Sonne bestehen aus:

1- Photosphäre

Das Photo ist die niedrigste der drei Schichten, die die Sonnenatmosphäre bilden. Da die beide oberen Schichten zu dem meisten Wellenlängen des sichtbaren Lichts transparent sind, kann das Photo leicht geschätzt werden.

Wir können nicht über die hellen Gase der Photosphäre hinaussehen, also wird alles darunter als das Innere der Sonne betrachtet.

Es ist eine dünne Hülle aus heißen ionisierten Gasen oder Plasma von etwa 400 km Dicke, deren unterer Teil die sichtbare Oberfläche der Sonne bildet. Die meiste von der Sonne abgestrahlte Energie durchdringt diese Schicht.

Von der Erde scheint die Oberfläche glatt, aber in Wirklichkeit ist sie aufgrund von Konvektionsströmen turbulent und körnig. Das Material, das auf der Oberfläche der Sonne gekocht wird, wird vom Sonnenwind ausgeführt.

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

2- Chromosphäre

Direkt über der Photosphäre befindet sich die Chromosphäre (farbige Kugel). Diese dünne Gasschicht hat eine Dichte, die viel niedriger ist als die der Photosphäre.

Es ist etwa 2.500 km dick und seine Temperatur variiert von 6.000 ° C knapp oberhalb der Photosphäre bis zu einem Bereich von 20.000 bis 30.000 ° C im oberen Bereich.

Die Chromosphäre ist visuell transparenter als die Photosphäre. Seine rötlich-rosa Farbe entsteht, weil seine Emission hauptsächlich aus gasförmigem Alpha-Wasserstoff besteht.

Diese Farbe kann während einer totalen Sonnenfinsternis zu sehen ist, wenn kurz als Blitz der Farbe gesehen cromosfera ebenso wie die sichtbare Kante der Photosphäre hinter dem Mond verschwindet.

3- Korona

Es ist die oberste Schicht der Sonnenatmosphäre und erstreckt sich mehrere Millionen Kilometer von der Spitze der Chromosphäre bis zum Weltraum. Es gibt keine klar definierte Obergrenze für die Krone.

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

Referenzen

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