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Was sind die Teile der Sonne?

Von hier auf der Erde erscheint die Sonne wie eine glatte Lichtkugel. Und vor Galileis Entdeckung der Sonnenposten dachten Astronomen sogar, es sei eine perfekte Kugel ohne Unvollkommenheiten. Dank verbesserter Instrumente und vieler Jahrhunderte des Studiums wissen wir jedoch, dass die Sonne den Planeten unseres Sonnensystems sehr ähnlich ist.

Neben Unvollkommenheiten an ihrer Oberfläche besteht die Sonne auch aus mehreren Schichten, von denen jede ihren eigenen Zweck erfüllt. Es ist diese Struktur der Sonne, die diesen massiven Motor antreibt, der die Planeten mit all dem Licht und der Wärme versorgt, die sie erhalten. Und hier auf der Erde versorgt es alle Lebensformen mit der Energie, die sie zum Gedeihen und Überleben brauchen.

Komposition:

Wenn Sie die Sonne auseinandernehmen und ihre verschiedenen Elemente stapeln könnten, würden Sie feststellen, dass die Sonne aus Wasserstoff (74%) und Helium (ca. 24 %) besteht. Astronomen betrachten alles, was schwerer als Helium ist, als Metall. Der Rest der Sonne besteht aus Eisen, Nickel, Sauerstoff, Silizium, Schwefel, Magnesium, Kohlenstoff, Neon, Kalzium und Chrom. Tatsächlich besteht die Sonne zu 1% aus Sauerstoff; und alles andere kommt aus den letzten 1%.



Woher kamen diese Elemente? Der Wasserstoff und das Helium stammten aus dem Urknall. In den frühen Momenten des Universums bildete sich das erste Element, Wasserstoff, aus der Suppe von Elementarteilchen. Der Druck und die Temperaturen waren immer noch so stark, dass das gesamte Universum die gleichen Bedingungen wie der Kern eines Sterns hatte.

Wasserstoff wurde zu Helium verschmolzen, bis das Universum so weit abgekühlt war, dass diese Reaktion nicht mehr stattfinden konnte. Die Verhältnisse von Wasserstoff und Helium, die wir heute im Universum sehen, wurden in den ersten Momenten nach dem Urknall geschaffen. Die anderen Elemente wurden in anderen Sternen erstellt. Sterne verschmelzen in ihren Kernen ständig Wasserstoff zu Helium.



Sobald der Wasserstoff im Kern aufgebraucht ist, wechseln sie dazu, immer schwerere Elemente wie Helium, Lithium und Sauerstoff zu verschmelzen. Die meisten der schwereren Metalle, die wir in der Sonne sehen, wurden am Ende ihres Lebens in anderen Sternen gebildet. Die schwersten Elemente, wie Gold und Uran, wurden gebildet, als Sterne in Supernova-Explosionen explodierten, die um ein Vielfaches massereicher waren als unsere Sonne.

Im Bruchteil einer Sekunde, als sich ein Schwarzes Loch bildete, wurden Elemente in der intensiven Hitze und dem Druck zusammengedrückt, um die schwersten Elemente zu bilden. Die Explosion verstreute diese Elemente in der gesamten Region, wo sie zur Bildung neuer Sterne beitragen könnten.

Unsere Sonne besteht aus Elementen, die vom Urknall übrig geblieben sind, Elementen, die aus sterbenden Sternen gebildet wurden, und Elementen, die in Supernovae entstanden sind. Das ist ziemlich erstaunlich.



Struktur:

Obwohl die Sonne meistens nur eine Kugel aus Wasserstoff und Helium ist, ist sie tatsächlich in verschiedene Schichten aufgeteilt. Die Sonnenschichten entstehen, weil die Temperaturen und der Druck zunehmen, wenn Sie sich in Richtung Sonnenzentrum bewegen. Wasserstoff und Helium verhalten sich unter den sich ändernden Bedingungen unterschiedlich.

Der Kern:Beginnen wir mit der innersten Schicht der Sonne, dem Kern der Sonne. Dies ist das Zentrum der Sonne, wo Temperaturen und Druck so hoch sind, dass eine Fusion stattfinden kann. Die Sonne kombiniert Wasserstoff zu Heliumatomen und diese Reaktion gibt das Licht und die Wärme ab, die wir hier auf der Erde sehen. Die Dichte des Kerns beträgt das 150-fache der Dichte von Wasser, und die Temperaturen werden auf 13.600.000 Grad Kelvin geschätzt.

Astronomen gehen davon aus, dass sich der Kern der Sonne vom Zentrum bis zu einem Sonnenradius von etwa 0,2 erstreckt. Und innerhalb dieser Region sind Temperaturen und Drücke so hoch, dass Wasserstoffatome auseinander gerissen werden, um getrennte Protonen, Neutronen und Elektronen zu bilden. Mit all diesen frei schwebenden Teilchen ist die Sonne in der Lage, sie in Heliumatome umzuwandeln.

Diese Reaktion ist exotherm. Das bedeutet, dass die Reaktion eine enorme Wärmemenge abgibt – 3,89 x 1033Erg Energie pro Sekunde. Der leichte Druck all dieser Energie, die aus dem Kern der Sonne strömt, verhindert, dass sie nach innen in sich zusammenfällt.

Strahlungszone:Die Strahlungszone der Sonne beginnt am Rand des Sonnenkerns (0,2 Sonnenradien) und reicht bis zu etwa 0,7 Radien. Innerhalb der Strahlungszone ist das Sonnenmaterial heiß und dicht genug, dass die Wärmestrahlung die Wärme des Kerns durch die Sonne nach außen transportiert.

Im Kern der Sonne finden Kernfusionsreaktionen statt – Protonen werden zu Heliumatomen verschmolzen. Diese Reaktion erzeugt eine enorme Menge an Gammastrahlung. Diese Energiephotonen werden emittiert, absorbiert und dann von verschiedenen Teilchen in der Strahlungszone wieder emittiert.

Der Weg, den Photonen nehmen, wird „Random Walk“ genannt. Anstatt in einem geraden Lichtstrahl zu gehen, bewegen sie sich in Zickzackrichtung und erreichen schließlich die Oberfläche der Sonne. Tatsächlich kann ein einzelnes Photon mehr als 200.000 Jahre brauchen, um die Reise durch die Strahlungszone der Sonne zu machen.

Beim Übergang von Teilchen zu Teilchen verlieren die Photonen Energie. Das ist auch gut so, denn wir möchten ja nicht nur Gammastrahlung von der Sonne strömen lassen. Sobald diese Photonen den Weltraum erreichen, brauchen sie nur 8 Minuten, um zur Erde zu gelangen.

Die meisten Sterne haben Strahlungszonen, aber ihre Größe hängt von der Größe des Sterns ab. Kleine Sterne haben viel kleinere Strahlungszonen und die Konvektionszone nimmt einen größeren Teil des Inneren des Sterns ein. Die kleinsten Sterne haben möglicherweise überhaupt keine Strahlungszone, wobei die Konvektionszone bis zum Kern reicht. Die größten Sterne hätten die umgekehrte Situation, bei der die Strahlungszone bis zur Oberfläche reicht.

Konvektionszone:Außerhalb der Strahlungszone befindet sich eine weitere Schicht, die als Konvektionszone bezeichnet wird, in der die Wärme aus dem Inneren der Sonne durch heiße Gassäulen nach oben getragen wird. Die meisten Sterne haben eine Konvektionszone. Im Fall der Sonne beginnt sie bei etwa 70 % des Sonnenradius und reicht bis zur äußeren Oberfläche (der Photosphäre).

Gas tiefer im Inneren des Sterns wird erhitzt, so dass es aufsteigt, wie Wachsklumpen in einer Lavalampe. An der Oberfläche verliert das Gas einen Teil seiner Wärme, kühlt ab und sinkt zurück ins Zentrum, um mehr Wärme aufzunehmen. Ein anderes Beispiel wäre ein Topf mit kochendem Wasser auf dem Herd.

Die Oberfläche der Sonne sieht granuliert aus. Diese Körnchen sind die heißen Gassäulen, die Wärme an die Oberfläche transportieren. Sie können einen Durchmesser von mehr als 1.000 km haben und dauern in der Regel etwa 8 bis 20 Minuten, bevor sie sich auflösen. Astronomen gehen davon aus, dass massearme Sterne wie Rote Zwerge eine Konvektionszone haben, die bis in den Kern reicht. Im Gegensatz zur Sonne haben sie überhaupt keine Strahlungszone.

Photosphäre:Die Sonnenschicht, die wir von der Erde aus sehen können, wird Photosphäre genannt. Unterhalb der Photosphäre wird die Sonne undurchsichtig für sichtbares Licht, und Astronomen müssen andere Methoden anwenden, um ihr Inneres zu untersuchen. Die Temperatur der Photosphäre beträgt etwa 6.000 Kelvin und gibt das gelb-weiße Licht ab, das wir sehen.

Über der Photosphäre befindet sich die Atmosphäre der Sonne. Die vielleicht dramatischste davon ist die Korona, die während einer totalen Sonnenfinsternis sichtbar ist.

Diese Grafik zeigt ein Modell der Sonnenschichten mit ungefähren Laufleistungsbereichen für jede Schicht: für die inneren Schichten stammt die Laufleistung vom Sonnenkern; für die äußeren Schichten ist der Kilometerstand von der Sonnenoberfläche. Die inneren Schichten sind der Kern, die Strahlungszone und die Konvektionszone. Die äußeren Schichten sind die Photosphäre, die Chromosphäre, die Übergangsregion und die Korona. Bildnachweis: NASA

Grafik, die ein Modell der Sonnenschichten mit ungefähren Kilometerständen für jede Schicht zeigt. Bildnachweis: NASA

Diagramm:

Unten ist ein Diagramm der Sonne, das ursprünglich von der NASA zu Bildungszwecken entwickelt wurde.

  • Sichtbare IR- und UV-Strahlung – Das Licht, das wir von der Sonne sehen, ist sichtbar, aber wenn Sie die Augen schließen und nur die Wärme spüren, ist das IR- oder Infrarotstrahlung. Und das Licht, das einen Sonnenbrand verursacht, ist ultraviolette (UV) Strahlung. Die Sonne produziert alle diese Wellenlängen gleichzeitig.
  • Photosphäre 6000 K – Die Photosphäre ist die Oberfläche der Sonne. Dies ist die Region, in der Licht aus dem Inneren schließlich in den Weltraum gelangt. Die Temperatur beträgt 6000 K, was 5.700 Grad C entspricht.
  • Photosphäre 6000 K – Die Photosphäre ist die Oberfläche der Sonne. Dies ist die Region, in der Licht aus dem Inneren schließlich in den Weltraum gelangt. Die Temperatur beträgt 6000 K, was 5.700 Grad C entspricht.
  • Radioemissionen – Neben sichtbarem, IR und UV gibt die Sonne auch Radioemissionen ab, die mit einem Radioteleskop nachgewiesen werden können. Diese Emissionen steigen und fallen je nach Anzahl der Sonnenflecken auf der Sonnenoberfläche.
  • Koronales Loch – Dies sind Regionen auf der Sonne, in denen die Korona kühler und dunkler ist und weniger dichtes Plasma hat.
  • 2100000 – Dies ist die Temperatur der Strahlungszone der Sonne.
  • Konvektive Zone/Turbulente Konvektion – Dies ist die Region der Sonne, in der Wärme vom Kern durch Konvektion übertragen wird. Warme Plasmasäulen steigen in Säulen an die Oberfläche, geben ihre Wärme ab und fallen dann wieder herunter, um sich wieder aufzuheizen.
  • Koronale Schleifen – Dies sind Plasmaschleifen in der Sonnenatmosphäre, die magnetischen Flusslinien folgen. Sie sehen aus wie große Bögen, die sich über Hunderttausende von Kilometern von der Sonnenoberfläche erstrecken.
  • Kern – Das ist das Herz der Sonne, wo die Temperaturen und Drücke so hoch sind, dass Kernfusionsreaktionen stattfinden können. Die gesamte Energie, die von der Sonne kommt, stammt aus dem Kern.
  • 14500000 K – Die Temperatur des Sonnenkerns.
  • Strahlungszone – Die Region der Sonne, in der Energie nur durch Strahlung übertragen werden kann. Es kann 200.000 Jahre dauern, bis ein einzelnes Photon vom Kern durch die Strahlungszone zur Oberfläche und in den Weltraum gelangt.
  • Neutrinos – Neutrinos sind nahezu masselose Teilchen, die im Rahmen der Fusionsreaktionen von der Sonne gesprengt werden. Jede Sekunde passieren Millionen von Neutrinos durch Ihren Körper, aber sie interagieren nicht, sodass Sie sie nicht spüren können.
  • Chromosphärisches Flare – Das Magnetfeld der Sonne kann verdreht werden und dann eine andere Konfiguration annehmen. Wenn dies geschieht, können starke Röntgenstrahlen von der Oberfläche der Sonne ausgehen.
  • Magnetfeldschleife – Das Magnetfeld der Sonne erstreckt sich über ihre Oberfläche und kann gesehen werden, weil heißes Plasma in der Atmosphäre den Feldlinien folgt.
  • Spot – Ein Sonnenfleck. Dies sind Bereiche auf der Sonnenoberfläche, in denen die magnetischen Feldlinien die Sonnenoberfläche durchdringen, und sie sind relativ kühler als die Umgebung.
  • Prominenz – Ein helles Merkmal, das sich über die Sonnenoberfläche erstreckt, oft in Form einer Schleife.
  • Energetische Partikel – Es können energetische Partikel von der Oberfläche der Sonne abgestrahlt werden, um den Sonnenwind zu erzeugen. In Sonnenstürmen können energiereiche Protonen auf nahezu Lichtgeschwindigkeit beschleunigt werden.
  • Röntgenstrahlen – Zusätzlich zu den Wellenlängen, die wir sehen können, gibt es unsichtbare Röntgenstrahlen von der Sonne, insbesondere während Flares. Die Erdatmosphäre schützt uns vor dieser Strahlung.
  • Helle Flecken und kurzlebige magnetische Regionen – Die Oberfläche der Sonne hat viele hellere und dunklere Flecken, die durch Temperaturschwankungen verursacht werden. Die Temperatur ändert sich durch das sich ständig ändernde Magnetfeld.

Ja, die Sonne ist wie eine Zwiebel. Ziehen Sie eine Schicht zurück und Sie werden viele mehr finden. Aber in diesem Fall ist jede Schicht für eine andere Funktion verantwortlich. Und was sie hinzufügen, ist ein riesiger Ofen und eine Lichtquelle, die uns Lebewesen hier auf der Erde warm und beleuchtet hält!

Und genießen Sie dieses Video vom NASA Goddard Center mit dem Titel „Snapshots from the Edge of the Sun“:

Wir haben viele interessante Artikel darüber geschrieben Die Sonne hier bei Universe Today. Hier ist Zehn interessante Fakten über die Sonne , Welche Farbe hat die Sonne? , Was ist der Lebenszyklus der Sonne? , Was für ein Stern ist die Sonne? , Wie weit ist die Erde von der Sonne entfernt? , und Könnten wir die Sonne terraformieren?

Weitere Informationen finden Sie auf der Seite der NASA auf Die Sonne , und Fakten zur Sonne bei Acht Planeten.

Astronomy Cast hat auch eine Episode zu diesem Thema: Folge 320: Die Schichten der Sonne

Quellen: