Ein Blick auf den Stern, der unseren Planeten seit Milliarden von Jahren erwärmt und beleuchtet hat, ist nur wenigen von uns bewusst, dass wir einen funktionierenden natürlichen Kernreaktor haben. Ein solch beeindruckender und erschreckender Vergleich hängt mit der Natur der Sonne zusammen, die aufgrund ihres Ursprungs und ihrer Zusammensetzung ein typischer Stern unserer Galaxie ist. Obwohl die Vorgänge auf der Sonne nicht als lebensspendend bezeichnet werden können, bringt uns dieser Stern Leben.
Was ist die sonne
Warum ist die Sonne, ein Stern, der Milliarden von anderen in der Milchstraße gleicht, so sehr an Astrophysikern und Atomwissenschaftlern interessiert? Tatsache ist, dass dies der nächstgelegene Stern ist, dank dessen wir die Essenz der Prozesse verstehen können, die im Universum von dem Moment seiner Geburt an toben. Wenn wir die Sonne studiert haben, werden wir verstehen, was die Sterne sind, wie sie leben und wie dieses glänzende Schauspiel endet. Andere Sterne können uns aufgrund ihrer erheblichen Entfernung von unserem Sonnensystem nicht die Besonderheiten ihres Aussehens zeigen.
Unser Stern ist das zentrale Objekt des Sonnensystems, um das sich acht Planeten, Asteroiden und Zwergplaneten, Kometen und andere Weltraumobjekte in ihren Umlaufbahnen drehen. Die Sonne gehört gemäß der Harvard-Klassifizierung zu den Sternen der G-Klasse. Entsprechend der Klassifizierung von Angelo Secchi ist die Sonne, genau wie Arcturus und Capella, ein gelber Zwerg der II. Klasse. Im Gegensatz zu anderen Sternen, in Dutzenden, Hunderten von Lichtjahren von unserem Planeten entfernt, befindet sich unser Stern fast nebenan. Die Erde ist 150 Millionen Kilometer von der Sonne getrennt - eine vernachlässigbare Entfernung im Vergleich zu den gewaltigen Entfernungen im Universum.
Der der Sonne am nächsten gelegene Stern, Proxima Centauri, der rote Zwerg, ist 4 Lichtjahre entfernt. Wir sind weit weg von Nebeln und Sternhaufen, den turbulentesten Gebieten der Galaxie. Diese Anordnung gewährleistet die ruhige Bewegung der Sonne in ihrer Umlaufbahn für 14 Milliarden Jahre, seitdem die Milchstraße und unser Universum insgesamt gebildet wurden. Die Geschwindigkeit des Sterns im Orbit um das galaktische Zentrum beträgt 200 km pro Sekunde.
150 Millionen Kilometer sind im Weltmaßstab eine große Entfernung. Aber selbst in einer solchen Entfernung spüren wir die Wärme, die von der Sonne abgestrahlt wird. Das Licht unseres Sterns kommt für 8 Sekunden zu uns und heizt und beleuchtet unseren Planeten weiter. Es geht um die Größe unseres Sterns. Trotz der Tatsache, dass unser Stern normalen Sternen mit einer durchschnittlichen Masse angehört, übersteigt seine Masse das 700-fache der Masse aller Himmelskörper des Sonnensystems. Die Größe der Sonnenscheibe ist heute definiert und beträgt 1 Million 392 Tausend km. Das ist das 109-fache des Durchmessers der Erde.
Der Ursprung der Sonne, ihr Leben und Tod
Unser Star wurde vor mehr als 4-5 Milliarden Jahren zusammen mit anderen Stars geboren. Die Gaswolke, die durch kosmische Katastrophen von enormem Ausmaß gebildet wurde, wurde zum Geburtshaus der Sonne. Einer Version zufolge entstanden Gaswolken infolge des Urknalls, der den Weltraum erschütterte. Gas- und Staubwolken bestanden zu 99% aus Wasserstoffatomen. Nur 1% stammte aus Heliumatomen und anderen Elementen. Die gesamte Gruppe von Elementen unter der Wirkung von Gravitationskräften erhielt den nötigen Impuls und begann, sich zu einer Substanz zu komprimieren.
Je schneller die Masse wuchs, desto schneller wurde die Drehzahl. Atome wurden zu großen Verbindungen vereinigt und bildeten molekularen Wasserstoff und Helium. Durch physikalische Prozesse und schnelle Rotation bildete sich im Zentrum der Wolke eine sphärische Formation. Ein Protostar erschien - die älteste Form, die der nachfolgenden Bildung eines vollwertigen Sterns vorausgeht. Die anfängliche Menge an kosmischem Gas übertraf die derzeitige Größe unseres Sonnensystems. In der Zukunft begann die Sternsubstanz unter dem Einfluss von Gravitationskräften stark zu schrumpfen und die Masse des zukünftigen Sterns zu vergrößern.
Zusammen mit einer Abnahme der Größe des Protostars erhöhte sich der Druck innerhalb der Sternsubstanz. Dies wiederum führte zu einem raschen Temperaturanstieg innerhalb der Gasformation. Hohe Dichte und Temperatur von 100 Millionen Kelvin leitete den Prozess der thermonuklearen Fusion von Wasserstoff ein.
Die thermonukleare Reaktion erzeugt eine enorme Menge an Wärme und Lichtenergie, die sich von den inneren Sonnenregionen bis zu ihrer Oberfläche ausbreitet. Jede Sekunde von seiner Oberfläche verdampfen mehr als 4 Millionen Tonnen in den freien Raum. In Anbetracht der Tatsache, dass unser Stern seit über einer Milliarde Jahren existiert und weiterhin ohne sichtbare und signifikante Änderungen leuchtet, können wir schließen, dass die Wasserstoffreserven unserer Sonne enorm sind. Wenn diese Reserve erschöpft ist, muss man nur noch mathematische Berechnungen anstellen. Den Berechnungen der Wissenschaftler nach zu urteilen, wird sich die Sonne noch ein Dutzend Milliarden Jahre lang erwärmen und leuchten, bis der Vorrat an thermonuklearen Brennstoffen erschöpft ist.
Wenn die Intensität thermonuklearer Prozesse abklingt, beginnt die letzte Phase des Lebens des Sterns. Die Dichte des Sterns nimmt ab, aber seine Größe nimmt erheblich zu. Anstelle eines gelben Zwerges wird die Sonne zum Roten Riesen. In diesem Stadium wird unser Stern die Hauptsequenz verlassen und ruhig auf seinen Tod warten. Die Menschheit kann nicht bis zum Ende dieses Dramas warten, da die gigantische Rote Sonne mit ihrem Feuer praktisch alles Leben auf unserem Planeten zerstören wird. Die Oberfläche einer großen roten Scheibe kann bis zu einer Temperatur von 5800 K erhitzt werden. Der Radius der Sonne wird 250 Mal größer als die aktuellen Werte.
Allmählich nimmt die Oberflächentemperatur ab und der Stern wird größer. Seine Leuchtkraft wird ebenfalls deutlich zunehmen, um das 2.700-fache der aktuellen Helligkeit. Die ersten, die verschwinden, sind Merkur und Venus. Der Planet Erde wird unvermeidlich in zig Milliarden Jahren aufhören zu existieren. Die Atmosphäre des Planeten wird unter dem Einfluss des Sonnenwindes verschwinden, das Wasser wird verdunsten und die Oberfläche des Planeten wird zu einem heißen Steinblock.
In dieser Phase bleibt unser Stern mehrere zehn Millionen Jahre. Nachdem die Temperatur im Zentrum des Solarkerns 100 Millionen Kelvin erreicht hat, beginnt die Verbrennung von Helium und Kohlenstoff. Eine neue Runde von Kettenreaktionen erschöpft schließlich die Sonne. Die stark reduzierte Masse des Sterns kann die äußere Hülle nicht halten, wodurch pulsierende thermonukleare Prozesse im Weltraum verteilt werden. Anstelle eines roten Riesen bildet sich ein planetarischer Nebel, in dessen Zentrum der Kern des ehemaligen Sterns, ein weißer Zwerg, verbleibt. Mit anderen Worten, in zehn Milliarden Jahren wird unser gastfreundlicher Stern zu einem kleinen, dichten und heißen Objekt von der Größe unseres Planeten. In diesem Zustand bleibt der Stern lange Zeit sterbend und schwelend.
Struktur und Struktur der Sonne
Durch die Nähe der Sonne können Sie sich ein Bild von ihrer Struktur und Struktur machen, um Informationen darüber zu erhalten, wie dieser natürliche Fusionsreaktor funktioniert und welche Prozesse darin ablaufen. Es wird interessant sein, die Struktur zu zerlegen, die aus folgenden Komponenten besteht:
- Kern;
- Strahlungsenergiezone;
- konvektive Zone;
- Tachocline
Als nächstes beginnen die Schichten der Sonnenatmosphäre:
- Photosphäre;
- Chromosphäre;
- Prominenzen
Der Stern ist kein fester Stoff, da es sich um ein heißes Gas handelt, das eng in eine Kugelregion komprimiert ist. Bei solchen Temperaturen ist die Existenz einer Substanz in fester Form physikalisch unmöglich. Das helle Licht und die Wärme, die von der Sonne abgegeben werden, sind das Ergebnis der gleichen Prozesse, die eine Person beim Erstellen einer Atombombe durchlaufen hat. Ie Materie unter dem Einfluss von enormem Druck und hohen Temperaturen wird in Energie umgewandelt. Der Hauptbrennstoff ist Wasserstoff, der in der Sonne 73,5-75% beträgt. Die Hauptwärmequelle ist der Prozess der thermonuklearen Fusion von Wasserstoff, der hauptsächlich im Kern, dem zentralen Teil des Sterns, konzentriert ist.
Der Solarkern hat einen Sonnenradius von ungefähr 0,2. Hier laufen die Hauptprozesse ab, durch die die Sonne lebt und den umgebenden Raum mit Licht und kinetischer Energie versorgt. Die Übertragung der Strahlungsenergie vom Zentrum des Sterns in die oberen Schichten erfolgt in der Strahlungsübertragungszone. Hier werden Photonen, die vom Kern zur Oberfläche aufsteigen, mit ionisierten Gaspartikeln (Plasma) gemischt. Dadurch wird Energie ausgetauscht. In diesem Teil der Sonnenkugel gibt es eine spezielle Zone - die Tachocline, die für die Bildung des Magnetfelds unseres Sterns verantwortlich ist.
Dann beginnt die großräumigste Region der Sonne - die konvektive Zone. Diese Fläche beträgt fast 2/3 des Sonnendurchmessers. Nur der Radius der konvektiven Zone entspricht nahezu dem Durchmesser unseres Planeten - 140.000 Kilometer. Konvektion ist ein Prozess, bei dem ein dichtes und erhitztes Gas gleichmäßig über das gesamte innere Volumen eines Sterns zur Oberfläche verteilt wird, wodurch Wärme an die nächsten Schichten abgegeben wird. Dieser Vorgang läuft kontinuierlich ab und kann durch Beobachtung der Sonnenoberfläche mit einem leistungsstarken Teleskop beobachtet werden.
An der Grenze der inneren Struktur und Atmosphäre des Sterns befindet sich die Photosphäre - eine dünne, nur 400 km tiefe Schale. Das sehen wir in unseren Beobachtungen der Sonne. Die Photosphäre besteht aus Granulaten und ist in ihrer Struktur heterogen. Dunkle Flecken werden durch helle Bereiche ersetzt. Diese Heterogenität ist mit unterschiedlichen Abkühlungsperioden der Sonnenoberfläche verbunden. Was den unsichtbaren Teil des Spektrums der Oberfläche unserer Leuchte betrifft, haben wir es in diesem Fall mit der Chromosphäre zu tun. Dies ist eine dichte Schicht der Sonnenatmosphäre und kann nur während einer Sonnenfinsternis gesehen werden.
Die interessantesten Sonnenobjekte für die Beobachtung sind Vorsprünge, die wie lange Fasern aussehen, und die Sonnenkorona. Diese Formationen sind gigantische Wasserstoffemissionen. Es gibt Vorsprünge und bewegt sich mit einer enormen Geschwindigkeit von 300 km / s entlang der Oberfläche der Sonne. Die Temperatur dieser Schleifen überschreitet die Marke von 10 Tausend Grad. Die Sonnenkorona ist die äußere Schicht der Atmosphäre, die um ein Vielfaches größer ist als der Durchmesser des Sterns. Die genaue Grenze der Sonnenkorona ist nicht. Seine sichtbare Grenze ist nur ein Teil dieser großartigen Ausbildung.
Die letzte Phase der Sonnenaktivität ist der Sonnenwind. Dieser Prozess ist mit dem natürlichen Abfluss von Sternmaterie durch die äußeren Schichten in den umgebenden Raum verbunden. Der Sonnenwind besteht hauptsächlich aus geladenen Elementarteilchen - Protonen und Elektronen. Abhängig vom Sonnenaktivitätszyklus kann die Sonnenwindgeschwindigkeit von 300 km pro Sekunde bis zur Marke von 1500 km / s variieren. Diese Substanz ist im Sonnensystem verteilt und beeinflusst alle Himmelskörper unseres nahen Weltraums.
Andere Sterne in der Hauptsequenz haben ungefähr die gleiche Struktur. Andere Himmelskörper, die wir am Nachthimmel sehen, können eine andere Struktur haben. Unterschiede können nur in der Masse des Sterns bestehen, was in diesem Fall ein Schlüsselfaktor für die Sternaktivität ist.
Merkmale unseres Sterns
Wie alle normalen Sterne, von denen die Mehrheit im Universum die Sonne ist, ist sie das Hauptobjekt unseres Planetensystems. Die riesige Masse des Sterns und seine Abmessungen sorgen für ein Gleichgewicht der Gravitationskräfte und sorgen für eine geordnete Bewegung der Himmelskörper um ihn herum. Auf den ersten Blick ist unser Stern nichts Besonderes. In den letzten Jahren wurde jedoch eine Reihe von Entdeckungen gemacht, die es ermöglichen, die Einzigartigkeit der Sonne durchzusetzen. Beispielsweise erzeugt die Sonne im ultravioletten Bereich eine um eine Größenordnung geringere Strahlung als andere Sterne desselben Typs. Ein weiteres Merkmal ist der Zustand unseres Stars. Die Sonne gehört zu variablen Sternen, aber anders als bei den Schwestern im Weltraum, die in Intensität und Helligkeit des Lichts variieren, scheint unser Stern weiterhin mit einem gleichmäßigen Licht.
Es gibt auch eine enorme Menge an Energie frei, von der nur 48% sichtbar sind. Für das menschliche Auge unsichtbare Infrarotstrahlung macht 45% der Sonnenenergie aus. Von all den enormen Mengen an Sonnenstrahlung erhält unser Planet rund ein halbes Milliardstel Anteil an Krümeln. Dies reicht jedoch aus, um das Gleichgewicht der auf der Erde geschaffenen Bedingungen aufrecht zu erhalten.
Fazit
Bei der Schätzung der bisher erhaltenen Daten zur Sonne kann nicht gesagt werden, dass wir die Natur unseres Sterns genau kennen. Alle Ideen zur Struktur und Struktur der Sonne basieren auf mathematischen und physikalischen Modellen, die vom Menschen erstellt wurden. Durch die Analyse der Vorgänge in unserem Stern und auf seiner Oberfläche können wir die Vorgänge und Phänomene auf unserem Planeten erklären. Die Sonne ist nicht nur ein Energieträger, der unseren Planeten erwärmt, sondern auch die stärkste Quelle für Radioemission und elektromagnetische Wellen, die die Biosphäre der Erde beeinflussen. Jede Änderung der Sonnenaktivität spiegelt sofort den Zustand des Erdklimas und unser Wohlbefinden wider.
