Wie Funktioniert Die Sonne?

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Die sonne wärmt unseren planeten jeden tag, gibt das licht, mit dem wir sehen und ist für das leben auf der erde notwendig. Erfahren sie mehr über die sonne.

Wann haben Sie das letzte Mal nach oben geschaut und die geheimnisvolle, lebensspendende Kraft der Sonne bestaunt?

Wenn Sie glauben, dass das Ganze anstarren kann, was Sie wirklich blind machen (was eigentlich wahr ist), dann machen Sie wahrscheinlich nicht viel Sonnenschein. Aber es ist ein echtes Wunder: Die Sonne wärmt unseren Planeten jeden Tag, gibt das Licht, mit dem wir sehen und ist für das Leben auf der Erde notwendig. Es kann auch zum Zelltod führen und uns blind machen. Es könnte 1,3 Millionen Erden in seine Sphäre passen [Quelle: SpaceDaily]. Es produziert sonnengerechte Gedichte und so viel Energie wie 1 Billion Megatonnen-Bomben pro Sekunde [Quelle: Boston Globe].

All dies, und unsere Sonne ist im Allgemeinen ein einfacher alter Durchschnittsstern. Es ist wirklich nur die Nähe, die es so besonders für die Erde macht. Wir wären nicht hier, wenn die Sonne nicht so nah wäre.

Wie nah ist die Sonne? Und wie viel Platz braucht es, um 1,3 Millionen Erde zu halten? Und wenn wir schon dabei sind:

  • Wenn sich die Sonne im Vakuum des Weltalls befindet, wie brennt sie?
  • Was hält das Gas davon ab, in den Weltraum zu gelangen?
  • Warum sendet die Sonne Sonneneruptionen aus?
  • Wird die Sonne jemals aufhören zu brennen? (Und wenn ja, wann? Und was passiert mit der Erde und ihren Bewohnern?)

In diesem Artikel untersuchen wir die faszinierende Welt unseres nächsten Sterns. Wir werden uns die Teile der Sonne ansehen, herausfinden, wie sie Licht und Wärme erzeugt, und ihre wichtigsten Eigenschaften erkunden.

Die Sonne hat seit mehr als 4,5 Milliarden Jahren "gebrannt". Es ist eine riesige Ansammlung von Gas, hauptsächlich Wasserstoff und Helium. Weil es so massiv ist, hat es eine immense Schwerkraft, genug Gravitationskraft, um den gesamten Wasserstoff und Helium zusammenzuhalten (und alle Planeten in ihren Umlaufbahnen um die Sonne zu halten).

Wir sagen, die Sonne brennt, brennt aber nicht wie Holzbrände. Stattdessen ist die Sonne ein gigantischer Atomreaktor.

Die Teile der Sonne

Abbildung 1. Grundlegende Übersicht über die Teile der Sonne. Das Flare, die Sonnenflecken und der Vorsprung werden von den tatsächlichen SOHO-Bildern abgeschnitten.

Abbildung 1. Grundlegende Übersicht über die Teile der Sonne. Das Flare, die Sonnenflecken und der Vorsprung werden von den tatsächlichen SOHO-Bildern abgeschnitten.

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Die Sonne ist ein Stern, genau wie die anderen Sterne, die wir nachts sehen. Der Unterschied ist die Entfernung - die anderen Sterne, die wir sehen, sind Lichtjahre entfernt, während unsere Sonne nur etwa 8 Lichtminuten entfernt ist - viele tausend Mal näher.

-Ofiziell wird die Sonne basierend auf ihrer Temperatur und den Wellenlängen oder als G2-Stern klassifiziert Spektrum Licht, das es ausstrahlt. Es gibt viele G2s da draußen und die Sonne der Erde ist nur eine von Milliarden von St-Ars, die das Zentrum unserer Galaxie umkreisen und aus derselben Substanz und Komponenten bestehen.

Die Sonne besteht aus Gas. Es hat keine feste Oberfläche. Es hat jedoch immer noch eine definierte Struktur. Die drei Hauptstrukturbereiche der Sonne sind in der oberen Hälfte von dargestellt Abbildung 1. Sie beinhalten:

  • Ader -- Der Sonnenmittelpunkt umfasst 25 Prozent seines Radius.
  • Strahlungszone - Der Abschnitt, der den Kern unmittelbar umgibt, umfasst 45 Prozent seines Radius.
  • Konvektionszone -- Der äußerste Sonnenring umfasst 30 Prozent seines Radius.

Über der Oberfläche der Sonne befindet sich die Atmosphäre, die aus drei Teilen besteht, die in der unteren Hälfte von dargestellt sind Abbildung 1:

  • Photosphäre - Der innerste Teil der Sonnenatmosphäre und der einzige Teil, den wir sehen können.
  • Chromosphäre - der Bereich zwischen Photosphäre und Corona; heißer als die Photosphäre.
  • Corona - Die extrem heiße äußerste Schicht, die sich einige Millionen Meilen von der Chromosphäre nach außen erstreckt.

Alle Hauptmerkmale der Sonne lassen sich durch die Kernreaktionen erklären, die ihre Energie erzeugen, durch die Magnetfelder, die sich aus den Bewegungen des Gases ergeben, und durch seine immense Schwerkraft.

Es beginnt im Kern.

Das Innere der Sonne: Kern

Eine starke Sonneneruption brach am 28. Oktober 2003 aus Sunspot 486 aus. Die Strahlung schickte Röntgenstrahlen mit Lichtgeschwindigkeit auf die Erde zu und verursachte einen Radiosturm in der Ionosphäre.

Eine starke Sonneneruption brach am 28. Oktober 2003 aus Sunspot 486 aus. Die Strahlung schickte Röntgenstrahlen mit Lichtgeschwindigkeit auf die Erde zu und verursachte einen Radiosturm in der Ionosphäre.

Der Kern beginnt am Zentrum und erstreckt sich nach außen, um 25 Prozent des Sonnenradius zu umfassen. Ihre Temperatur liegt über 15 Millionen Grad Kelvin [Quelle: Montana]. Im Kern zieht die Schwerkraft die gesamte Masse nach innen und erzeugt einen starken Druck. Der Druck ist hoch genug, um Wasserstoffatome dazu zu zwingen, in Kernfusionsreaktionen zusammenzukommen - etwas, das wir hier auf der Erde nachahmen wollen. Zwei Wasserstoffatome werden in mehreren Schritten zu Helium-4 und Energie gebildet:

  1. Zwei Protonen bilden ein Deuteriumatom (Wasserstoffatom mit einem Neutron und einem Proton), ein Positron (ähnlich einem Elektron, aber mit einer positiven Ladung) und ein Neutrino.
  2. Ein Proton und ein Deuteriumatom bilden zusammen ein Helium-3-Atom (zwei Protonen mit einem Neutron) und einen Gammastrahl.
  3. Zwei Helium-3-Atome bilden ein Helium-4-Atom (zwei Protonen und zwei Neutronen) und zwei Protonen.

Diese Reaktionen machen 85 Prozent der Sonnenenergie aus. Die restlichen 15 Prozent stammen aus den folgenden Reaktionen:

  1. Ein Helium-3-Atom und ein Helium-4-Atom bilden zusammen ein Beryllium-7 (vier Protonen und drei Neutronen) und einen Gammastrahl.
  2. Ein Beryllium-7-Atom fängt ein Elektron ein, um daraus ein Lithium-7-Atom (drei Protonen und vier Neutronen) und ein Neutrino zu werden.
  3. Das Lithium-7 bildet mit einem Proton zwei Helium-4-Atome.

Die Helium-4-Atome sind weniger massiv als die beiden Wasserstoffatome, mit denen der Prozess begonnen hat. Die Massendifferenz wird in Energie umgewandelt, wie in Einsteins Relativitätstheorie (E = mc²) beschrieben. Die Energie wird in verschiedenen Formen von Licht abgegeben: ultraviolettes Licht, Röntgenstrahlen, sichtbares Licht, Infrarot, Mikrowellen und Radiowellen.

Die Sonne strahlt außerdem energiegeladene Teilchen (Neutrinos, Protonen) aus, aus denen sich die Sonne zusammensetzt Sonnenwind. Diese Energie trifft die Erde, wo sie den Planeten erwärmt, treibt unser Wetter und liefert Energie für das Leben. Wir werden durch die meiste Strahlung oder den Sonnenwind nicht geschädigt, weil die Erdatmosphäre uns schützt.

Das Innere der Sonne: Strahlungs- und Konvektionszonen

Nach dem Abdecken des Kerns ist es Zeit, sich in der Sonnenstruktur nach außen zu erstrecken. Als nächstes kommen die Strahlungs- und Konvektionszonen.

Das Strahlungszone erstreckt sich vom Kern nach außen und macht 45 Prozent des Sonnenradius aus. In dieser Zone wird die Energie aus dem Kern durch Photonen oder Lichteinheiten nach außen getragen. Wenn ein Photon hergestellt wird, wandert es etwa 1 Mikrometer (1 Millionstel Meter), bevor es von einem Gasmolekül absorbiert wird. Bei der Absorption wird das Gasmolekül erhitzt und gibt ein anderes Photon derselben Wellenlänge wieder ab. Das erneut emittierte Photon wandert ein weiteres Mikrometer, bevor es von einem anderen Gasmolekül absorbiert wird, und der Zyklus wiederholt sich; Jede Wechselwirkung zwischen Photon und Gasmolekül braucht Zeit. Ungefähr 1025 Absorptionen und Reemissionen finden in dieser Zone statt, bevor ein Photon die Oberfläche erreicht. Daher besteht eine erhebliche Zeitverzögerung zwischen einem im Kern gebildeten Photon und einem Photonen, das die Oberfläche erreicht.

Das konvektive Zone, das sind die letzten 30 Prozent des Sonnenradius, wird von Konvektionsströmungen dominiert, die die Energie nach außen zur Oberfläche tragen. Diese Konvektionsströme sind steigende Bewegungen von heißem Gas neben abfallenden Bewegungen von kühlem Gas, und es sieht aus wie ein Glitzern in einem kochenden Wassertopf. Die Konvektionsströme tragen die Photonen schneller nach außen zur Oberfläche als der Strahlungstransfer im Kern und in der Strahlungszone. Bei so vielen Wechselwirkungen zwischen Photonen und Gasmolekülen in den Strahlungs- und Konvektionszonen braucht ein Photon etwa 100.000 bis 200.000 Jahre, um die Oberfläche zu erreichen.

Sun Fakten
  • Durchschnittliche Entfernung von der Erde: 93 Millionen Meilen (150 Millionen Kilometer)
  • Radius: 418.000 Meilen (696.000 Kilometer)
  • Masse: 1,99 x 1030 Kilogramm (330.000 Erdmassen)
  • Makeup (nach Masse): 74 Prozent Wasserstoff, 25 Prozent Helium, 1 Prozent andere Elemente
  • Durchschnittstemperatur: 5.800 Grad Kelvin (Oberfläche), 15,5 Millionen Grad Kelvin (Kern)
  • Durchschnittliche Dichte: 1,41 g pro cm3
  • Volumen: 1,4 x 1027 Kubikmeter
  • Rotationsperiode: 25 Tage (Mitte) bis 35 Tage (Stöcke)
  • Entfernung vom Zentrum der Milchstraße: 25.000 Lichtjahre
  • Umlaufgeschwindigkeit / Periode: 138 Meilen pro Sekunde / 200 Millionen Jahre

Die Atmosphäre der Sonne

Wir sind endlich an die Oberfläche gelangt. Lassen Sie uns als nächstes durch die Atmosphäre gehen. Wie die Erde bietet die Sonne eine Atmosphäre. Die Sonne besteht jedoch aus der Photosphäre, die Chromosphäre und das Corona.

Das Photosphäre ist die unterste Region der Sonnenatmosphäre und ist die Region, die wir sehen können. "Die Oberfläche der Sonne" bezieht sich typischerweise auf die Photosphäre, zumindest was die Lage angeht. Es ist 180-240 Meilen (300-400 Kilometer breit) und hat eine durchschnittliche Temperatur von 5.800 Grad Kelvin. Es wirkt granuliert oder sprudelnd, ähnlich wie die Oberfläche eines kochenden Wassertopfes. Die Höcker sind die oberen Oberflächen der darunter befindlichen Konvektionsstromzellen; Jede Körnung kann bis zu 600 Kilometer breit sein. Wenn wir durch die Photosphäre gehen, fällt die Temperatur und die Gase geben, da sie kühler sind, nicht so viel Lichtenergie ab. Dies macht sie für das menschliche Auge weniger undurchsichtig. Daher wirkt der äußere Rand der Photosphäre dunkel, was als Effekt bezeichnet wird Verdunkelung der Gliedmaßen das macht den klaren, scharfen Rand der Sonnenoberfläche aus.

Das Chromosphäre erstreckt sich oberhalb der Photosphäre auf etwa 2.200 Kilometer. Die Temperatur steigt in der Chromosphäre von 4.500 Grad Kelvin auf etwa 10.000 Grad Kelvin. Es wird angenommen, dass die Chromosphäre durch Konvektion in der darunter liegenden Photosphäre erhitzt wird. Während die Gase in der Photosphäre abkühlen, erzeugen sie Stoßwellen, die das umgebende Gas erwärmen und es in Millionen von winzigen heißen Gasspitzen durch die Chromosphäre dringen lassen spicules. Jeder Dorn erhebt sich auf etwa 5000 Kilometer über die Photosphäre und dauert nur wenige Minuten. Spicules können auch Magnetfeldlinien der Sonne folgen, die durch die Bewegungen von Gasen in der Sonne entstehen.

Das Corona ist die letzte Sonnenschicht und erstreckt sich mehrere Millionen Kilometer oder Kilometer von den anderen Sphären nach außen. Es ist am besten während einer Sonnenfinsternis und in Röntgenbildern der Sonne zu sehen. Die Temperatur der Korona beträgt durchschnittlich 2 Millionen Grad Kelvin. Obwohl niemand sicher ist, warum die Korona so heiß ist, wird angenommen, dass sie durch den Magnetismus der Sonne verursacht wird. Die Corona hat helle Bereiche (heiße Bereiche) und dunkle Bereiche koronale Löcher. Koronale Löcher sind relativ kühl und gelten als Bereiche, in denen Partikel des Sonnenwinds austreten.

Während der Teleskopaufnahmen sehen wir einige interessante Merkmale der Sonne, die hier auf der Erde Auswirkungen haben können. Schauen wir uns drei davon an: Sonnenflecken, Sonnenvorsprünge und Sonneneruptionen.

Die Eigenschaften der Sonne: Sonnenflecken, Sonnenstrahlen und Sonneneruptionen

Nach vielen Wochen leerer Sonne ohne Sonnenflecken tauchte am 23. September 2008 ein kleiner neuer Sonnenfleck auf, der einen neuen Sonnenzyklus markiert.

Nach vielen Wochen leerer Sonne ohne Sonnenflecken tauchte am 23. September 2008 ein kleiner neuer Sonnenfleck auf, der einen neuen Sonnenzyklus markiert.

Natürlich sind die Sphären mit interessanten Merkmalen und Aktivitäten geschmückt. Wir werden sie uns hier ansehen.

Dunkle, kühle Gegenden genannt Sonnenflecken erscheinen auf der Photosphäre. Sonnenflecken treten immer paarweise auf und sind intensive Magnetfelder (etwa 5.000 Mal größer als das Erdmagnetfeld), die die Oberfläche durchbrechen.Feldlinien verlassen einen Sonnenfleck und treten durch den anderen wieder ein. Das Magnetfeld wird durch Bewegungen von Gasen im Inneren der Sonne verursacht.

Sonnenfleckenaktivität tritt als Teil eines 11-jährigen Zyklus auf, der Sonnenzyklus genannt wird, in dem Zeiträume mit maximaler und minimaler Aktivität vorhanden sind.

Es ist nicht bekannt, was diesen elfjährigen Zyklus verursacht, aber es wurden zwei Hypothesen vorgeschlagen:

  • Eine ungleichmäßige Rotation der Sonne verzerrt und verdreht die magnetischen Feldlinien im Inneren. Die verdrehten Feldlinien durchbrechen die Oberfläche und bilden Sonnenfleckenpaare. Schließlich zerfallen die Feldlinien und die Sonnenfleckenaktivität nimmt ab. Der Zyklus beginnt von neuem.
  • Riesige Gasröhren umkreisen das Innere der Sonne in großen Breiten und beginnen, sich auf den Äquator zu bewegen. Wenn sie gegeneinander rollen, bilden sie Flecken. Wenn sie den Äquator erreichen, brechen sie auf und die Sonnenflecken sinken.

- Gelegentlich steigen Gaswolken aus der Chromosphäre auf und orientieren sich entlang der magnetischen Linien von Sonnenfleckenpaaren. Diese Gasbögen heißen Solar- Prominenzen.

Prominenzen können zwei bis drei Monate andauern und können sich über 50.000 Kilometer oder mehr über die Sonnenoberfläche erstrecken. Bei Erreichen dieser Höhe können sie für einige Minuten bis Stunden ausbrechen und große Mengen Material mit 600 Meilen pro Sekunde (1.000 Kilometer pro Sekunde) durch die Corona nach außen in den Weltraum schicken. diese Ausbrüche werden genannt koronale Massenauswürfe.

In komplexen Sonnenfleckengruppen treten abrupte, heftige Explosionen der Sonne auf. Diese nennt man Sonneneruptionen.

Es wird angenommen, dass Sonneneruptionen durch plötzliche Magnetfeldänderungen in Bereichen verursacht werden, in denen das Magnetfeld der Sonne konzentriert ist. Sie werden begleitet von der Freisetzung von Gas, Elektronen, sichtbarem Licht, ultraviolettem Licht und Röntgenstrahlen. Wenn diese Strahlung und diese Partikel das Magnetfeld der Erde erreichen, interagieren sie an den Polen mit der Strahlung, um das zu erzeugen Auroras (borealis und australis). Sonneneruptionen können auch die Kommunikation, Satelliten, Navigationssysteme und sogar Stromnetze stören. Die Strahlung und die Partikel ionisieren die Atmosphäre und verhindern die Bewegung von Funkwellen zwischen Satelliten und dem Boden oder zwischen Boden und Boden. Die ionisierten Partikel in der Atmosphäre können elektrische Ströme in Stromleitungen induzieren und Stromstöße verursachen. Diese Überspannungen können ein Stromnetz überlasten und Stromausfälle verursachen. Sie können mehr über Sonneneruptionen erfahren, indem Sie lesen. Kann eine extrem starke Sonneneruption die gesamte Elektronik der Erde zerstören?

Alle diese Aktivitäten erfordern Energie, die nur begrenzt zur Verfügung steht. Schließlich wird der Sonne der Brennstoff ausgehen.

Das Schicksal der Sonne

Wenn unsere Sonne zu einem roten Riesen wird, wird ihr Radius etwa 100 Mal so groß sein wie jetzt. Planetarische Nebel sind die Überreste sonnenähnlicher Sterne, die das Ende ihres roten Riesenstadiums erreicht haben.

Wenn unsere Sonne zu einem roten Riesen wird, wird ihr Radius etwa 100 Mal so groß sein wie jetzt. Planetarische Nebel sind die Überreste sonnenähnlicher Sterne, die das Ende ihres roten Riesenstadiums erreicht haben.

-Die Sonne scheint seit etwa 4,5 Milliarden Jahren [Quelle: Berkeley]. Die Größe der Sonne ist ein Gleichgewicht zwischen dem nach außen gerichteten Druck, der durch die Freisetzung von Energie aus der Kernfusion erzeugt wird, und dem nach innen gerichteten Zug der Schwerkraft. In den 4,5 Milliarden Jahren des Lebens ist der Radius der Sonne um etwa 6 Prozent größer geworden [Quelle: Berkeley]. Es hat genug Wasserstoffbrennstoff, um etwa 10 Milliarden Jahre lang zu "brennen", was bedeutet, dass noch etwas mehr als 5 Milliarden Jahre übrig sind, und in dieser Zeit wird es mit der gleichen Geschwindigkeit weiter wachsen [Quelle: Berkeley].

Wenn der Kern des Wasserstoffbrennstoffs ausgeht, zieht er sich unter dem Gewicht der Schwerkraft zusammen. In den oberen Schichten tritt jedoch eine gewisse Wasserstofffusion auf. Wenn sich der Kern zusammenzieht, erwärmt er sich und dies erwärmt die oberen Schichten, so dass sie sich ausdehnen. Wenn sich die äußeren Schichten ausdehnen, wird der Radius der Sonne größer und es wird zu einer roter Riese, ein älterer Star.

Der Radius der roten Riesensonne wird 100 Mal so groß sein wie jetzt, direkt hinter der Erdumlaufbahn, so dass die Erde in den Kern der roten Riesensonne eintauchen und verdampft werden wird [Quelle: NASA]. Irgendwann wird der Kern heiß genug, um das Helium zu Kohlenstoff zu verschmelzen.

Wenn der Heliumbrennstoff erschöpft ist, dehnt sich der Kern aus und kühlt sich ab. Die oberen Schichten dehnen sich aus und werfen Material aus.

Schließlich kühlt sich der Kern in ein weißer Zwerg.

Schließlich kühlt es sich weiter in ein fast unsichtbares Gebiet ab schwarzer Zwerg. Dieser gesamte Prozess wird einige Milliarden Jahre dauern.

Für die nächsten Milliarden Jahre ist die Menschheit also sicher - zumindest was die Existenz der Sonne angeht. Andere Debakeln lassen jeden vermuten.

Weitere Informationen zur Sonne und verwandten Themen finden Sie auf den Links auf der nächsten Seite.


Videoergänzungsan: Wie funktioniert die Sonne? [Compact Physics].




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