Sonne

Sie liegt im Zentrum unseres Sonnensystems und besitzt 99,97 % der Masse unseres Sonnensystems (Das Sonnensystem ist das gravitativ gebundene System aus der Sonne und den Objekten, die sie direkt oder indirekt umkreisen). Es besteht zu 75% aus Wasserstoff (Wasserstoff ist ein chemisches Element mit chemischem Symbol H und Ordnungszahl 1) und zu 23% aus Helium . Ihre Energie wird in Form von Strahlung und Partikeln abgegeben.

In den Sonnen verschmelzen bei Temperaturen von etwa 15 Millionen Grad Wasserstoffkerne zu Heliumkernen, und die entstehende Energie wird hauptsächlich durch Strahlung transportiert. Mit Ausnahme der obersten Schicht, der Konvektionszone (Eine Konvektionszone, eine konvektive Zone oder ein konvektiver Bereich eines Sterns ist eine Schicht, die für Konvektion instabil ist), übertragen Gasströme die Wärme. In dieser Zone sinkt die Temperatur stark ab.

Die nächste Schicht heißt Photosphäre, die als Sonnenoberfläche betrachtet wird. Ihre Durchschnittstemperatur liegt bei etwa 6000 °C. Dort sieht man hellere und dunklere Flecken, die durch Temperaturunterschiede verursacht werden. Diese werden als Sonnenflecken bezeichnet. Sie werden durch starke Magnetfelder verursacht
(10.000 mal größer als das Erdmagnetfeld (das Erdmagnetfeld, auch Erdmagnetfeld genannt, ist das Magnetfeld, das sich vom Erdinneren in den Weltraum erstreckt, wo es auf den Sonnenwind trifft, einen Strom geladener Teilchen, der von der Sonne au

sgeht)) und treten besonders häufig alle 11 Jahre auf. Durch diese Sonnenflecken wird die Rotation genauer untersucht und es wurde festgestellt, dass sich die Sonne anders dreht als feste Körper. Denn sie für eine Umdrehung am Äquator (der Äquator bezieht sich in der Regel auf eine imaginäre Linie auf der Erdoberfläche, die vom Nordpol und Südpol äquidistant ist und die Erde in die nördliche Hemisphäre und die südliche Hemisphäre teilt) nur 25 Tage Tausend an den Polen 30 Tage. Während einer totalen Sonnenfinsternis (Von der Erde aus gesehen ist eine Sonnenfinsternis eine Art von Finsternis, die auftritt, wenn der Mond zwischen Sonne und Erde hindurchgeht und der Mond die Sonne ganz oder teilweise blockiert), bildet sich eine rötlich leuchtende Schicht über der Photosphäre (Die Photosphäre ist die Außenhülle eines Sterns, von der Licht abgestrahlt wird), die die Chromosphäre ist (Die Chromosphäre ist die zweite der drei Hauptschichten in der Sonnenatmosphäre und liegt etwa 3.000 bis 5.000 Kilometer tief). Dort finden Eruptionen von heißer Sonnenmasse, sogenannte Protuberanzen, statt. Sie sind etwa 300 000 km hoch und reichen weit in die Außenhülle der Sonne hinein. Diese Hülle ist die Korona, was keine genaue Abgrenzung ist. Es besteht aus heißem Plasma, das sich in einem vierten Aggregatzustand befindet (auf der Erde tritt es nur in Flammen auf). Gasatome werden durch die hohe Temperatur teilweise oder vollständig ionisiert, im Plasma wird die Materie ebenfalls elektrisch leitfähig. Die Erdatmosphäre (Die Erdatmosphäre ist die Gasschicht, allgemein bekannt als Luft, die den Planeten Erde umgibt und von der Erdanziehungskraft gehalten wird) wird von Licht und Teilchenstrahlung beeinflusst (Teilchenstrahlung ist die Strahlung der Energie mittels schnell bewegter subatomarer Teilchen) (Sonnenwind). Ein Teil der elektrisch geladenen Partikel wird durch das Magnetfeld abgelenkt (Ein Magnetfeld ist die magnetische Wirkung von elektrischen Strömen und magnetischen Materialien), andere werden gespeichert. Wenn viele Partikel eindringen, kann sich Aurora Borealis (Aurora, manchmal auch Polarlicht oder Nordlicht genannt, ist eine natürliche Lichtdarstellung am Himmel, vor allem in den Regionen mit hoher Breite) bilden, aber sie können auch den Funkverkehr stören. Haben Sie auch sehr viel Glück, denn unsere Sonne liegt genau zwischen 2 Spiralarmen. Das macht es für uns relativ ruhig. 3.2 Das Ende der Sonne Die Temperatur und der Druck im Zentrum stiegen bis zur Kernfusion (In der Kernphysik ist die Kernfusion eine Reaktion, bei der zwei oder mehr Atomkerne nahe genug kommen, um einen oder mehrere verschiedene Atomkerne und subatomare Partikel zu bilden) Prozesse begannen. So wurde ein Strahlungsdruck (Strahlungsdruck ist der Druck, der auf jede Oberfläche ausgeübt wird, die elektromagnetischer Strahlung ausgesetzt ist) wirksam, der der Schwerkraft entgegenwirkt. Die weitere Kontraktion wurde gestoppt, der Stern stabilisiert. Die Sonne hatte das Stadium einer sogenannten Hauptsequenz erreicht (In der Astronomie ist die Hauptsequenz ein kontinuierliches und unverwechselbares Sternenband, das auf Plänen mit Sternenfarbe und Helligkeit erscheint) Stern. In dieser Phase dauert es 11 Milliarden Jahre. Während dieser Zeit verdreifacht sich die Leuchtkraft von 0,7 L0 auf 2,2 L0 und der Radius verdoppelt sich fast von 0,9 R0 auf 1,6 R0. Im Alter von 5,5 Milliarden Jahren, d.h. in 0,9 Milliarden Jahren ab heute, überschreitet die mittlere Temperatur an der Erdoberfläche den kritischen Wert von 30 °C für höhere Organismen (Lit.: Bounama, 2004). Eine weitere Milliarde Jahre später werden 100 °C erreicht. Im Alter von 9,4 Milliarden Jahren trocknet der Wasserstoff im Zentrum der Sonne aus, und die Fusionszone verschiebt sich in einen schalenförmigen Bereich um das Zentrum, der sich im Laufe der Zeit weiter nach außen bewegt. Dieser Prozess führt jedoch vorerst nicht zu einer Veränderung der äußerlich sichtbaren Solarparameter. Im Zeitraum von 11 bis 11,7 Milliarden Jahren beginnt eine Kontraktionsphase der ausgebrannten Kernzone aus Helium . Der daraus resultierende Temperaturanstieg erhöht die Energieumwandlung in der Wasserstoffhülle. Der Radius der Sonne (Sonnenradius ist eine Entfernungseinheit, die verwendet wird, um die Größe der Sterne in der Astronomie auszudrücken) erhöht sich auf 2,3 R0. Die Sonne wird röter und beginnt, sich von der Hauptserie im sogenannten Hertzsprung-Russel-Diagramm zu entfernen (Das Hertzsprung-Russel-Diagramm, abgekürztes H-R-Diagramm oder HRD, ist eine Streudiagramm von Sternen, das den Zusammenhang zwischen den absoluten Größen oder Luminositäten der Sterne und ihren stellaren Klassifikationen oder effektiven Temperaturen zeigt). Bis zu diesem Zeitpunkt beträgt der Massenverlust durch den Sonnenwind (Ein Sternwind ist ein aus der oberen Atmosphäre eines Sterns ausgeworfener Gasstrom) weniger als ein Tausendstel. Durch die Vergrößerung der Oberfläche scheint die Sonne noch röter. In der Endphase dieser Entwicklung erreicht die Sonne eine Leuchtkraft von 2.300 L0 und einen Radius von 166 R0. Dies entspricht in etwa dem Radius der Venusbahn. Venus und Merkur werden zerstört. Von der Erde aus gesehen nimmt die Sonne heute einen großen Teil des Himmels ein, und die Erdkruste wird zu einem einzigen Lavameer geschmolzen. Aufgrund der geringen Gravitation (Gravitation ist ein natürliches Phänomen, durch das alle Dinge mit Masse aufeinander zu gebracht werden, einschließlich Planeten, Sterne und Galaxien) an der Sonnenoberfläche verliert die Sonne in dieser Phase durch den Sonnenwind 28 % ihrer Masse. Gegen Ende dieser Phase fließt ein Bruchteil von bis zu 1,3-10-7 M0 pro Jahr als interstellares Gas in den Raum, wobei M0 die Masse der heutigen Sonne bezeichnet. Aufgrund der geringeren Sonnenmasse (Die Sonnenmasse ist eine Standardmasseeinheit in der Astronomie , die etwa 1,99 × 1030 Kilogramm entspricht) nimmt auch die Anziehungskraft auf die Planeten ab, so dass ihre Umlaufradien jeweils um 38 % zunehmen. Da die Kernzone der Sonne keine Energie mehr produziert, weicht sie der Schwerkraft und zieht sich zusammen, bis schließlich die Dichte auf das etwa 10.000fache des heutigen Wertes gestiegen ist. Heliumblitz- und Brennphase. Die Kontraktion des Zentralbereichs erhöht schließlich die Temperatur dort auf 108 K. Bei diesem Wert beginnt die Fusion von Helium zu Kohlenstoff. Aufgrund der extremen Dichte von 106 g/cm3 im Zentrum und dem damit verbundenen Neutrino (A-Neutrino ist ein Fermion, das nur über die schwache subatomare Kraft und Schwerkraft interagiert) Kühlung entzündet sich die Fusionsreaktion zunächst innerhalb einer heißeren kugelförmigen Zone (In der Geometrie ist ein kugelförmiges Segment der Feststoff, der durch das Schneiden einer Kugel mit einem Paar paralleler Ebenen definiert ist) um das Zentrum herum. In der Regel würde die freigesetzte Energie zu einer Ausdehnung des Kerns führen, die die Temperatur stabilisieren würde. Allerdings befindet sich die Kernzone in einem speziellen quantenmechanischen (Quantenmechanik, einschließlich der Quantenfeldtheorie, ist ein Zweig der Physik, der die grundlegende Theorie der Natur auf kleinen Skalen und niedrigen Energien von Atomen und subatomaren Teilchen ist) Entartungszustand, was bedeutet, dass die Energie zuerst in die Auflösung der Entartung investiert wird. Daher ist zunächst kein stabiler Zustand möglich, so dass die Heliumfusion in Form einer gigantischen Explosion, dem sogenannten Heliumblitz, beginnt. Für einige Sekunden erhöht sich die Solarleistung auf 1010 L0. Dies entspricht etwa 10 % der Leuchtkraft der gesamten Milchstraße (Die Milchstraße ist die Galaxie, die unser Sonnensystem enthält). Paradoxerweise nimmt die Leuchtkraft als äußere Folge des Heliumblitzes innerhalb der nächsten 10.000 Jahre um den Faktor 100 ab. Es folgt eine Phase von 1 Million Jahren, in der die Solarparameter schwingen, bis im Zentrum ein stabiler Zustand der Heliumfusion erreicht ist, der dann 110 Millionen Jahre dauert. Gleichzeitig brennt die schalenförmige Wasserstoff-Fusionszone weiter nach außen. Während dieser Zeit bleibt die Helligkeit bei 44 L0 nahezu konstant und der Radius bei 10 R0. Helium -Schalenverbrennung. Danach wird das Helium im Sonnenzentrum verbraucht und eine Phase von Helium (Helium ist ein chemisches Element mit dem Symbol He und der Ordnungszahl 2) – die Schalenverbrennung beginnt, die 20 Millionen Jahre dauert. Damit existieren nun zwei verschachtelte schalenförmige Fusionszonen. Kohlenstoff sammelt sich im Zentrum und zieht sich gravitativ zusammen. Dies ist verbunden mit einer weiteren enormen Steigerung der Leuchtkraft auf 2.000 L0 und einer Erhöhung des Radius auf 130 R0. Gegen Ende verliert die Sonne einen Massenanteil von 0,1 M0. In den letzten 500.000 Jahren dieser Phase werden weitere instabile Situationen im Zusammenhang mit der Wechselwirkung zwischen dem kontrahierenden Kern und der Heliumfusionszone erwartet, in denen kurzfristige Leistungsexkursionen durch Heliumfusion mit etwa 106 L0 auftreten können. Ein wahrscheinliches Szenario wären beispielsweise vier solche Heliumblitze im Abstand von etwa 100.000 Jahren. Durch jedes dieser Heliumblitze und die damit verbundene Ausdehnung der Wasserstoffhülle kann die Fusion dort in den nächsten 200 Jahren zu einem vorübergehenden völligen Stillstand kommen. Die äußere Folge eines Heliumblitzes wäre daher eine Abnahme der Leuchtkraft. Nach 400 Jahren erreicht die Energie des Heliumblitzes die Oberfläche. Leuchtkraft und Radius nehmen in den folgenden 10.000 Jahren zu und entspannen sich. Es werden Schwankungen der Helligkeit zwischen 500 L0 und 5.000 L0 und Radiusschwankungen zwischen 50 R0 und 200 R0 erwartet. In den Phasen der maximalen Ausdehnung erreicht die Sonnenoberfläche die aktuelle Umlaufbahn der Erde. Nur durch die Vergrößerung des Durchmessers der Erdumlaufbahn entkommt die Erde der völligen Zerstörung. Gleichzeitig stößt die Sonne in diesen Phasen eine Masse von weiteren 0,05 M0 ab. Weiße Zwerge und planetarische Nebel Die oben genannten Massenverluste führen dazu, dass die Sonne die gesamte Außenhülle verliert, einschließlich der Wasserstoff- und Heliumfusion (Der Triple-Alpha-Prozess ist eine Reihe von Kernfusionsreaktionen, bei denen drei Helium-4-Kerne in Kohlenstoff umgewandelt werden) Zonen. Etwa 100.000 Jahre nach dem letzten Heliumblitz wird der heiße innere Kern freigelegt, der im Wesentlichen aus hochverdichtetem Kohlenstoff und Sauerstoff besteht. Sein Radius beträgt nur 0,08 R0, aber seine Oberflächentemperatur beträgt 120.000 K. Seine Anfangsleuchtstärke beträgt 3.500 L0. Diese Strahlung enthält aufgrund der hohen Temperatur eine enorme Menge an ultravioletter Strahlung, die nun die abgestoßene Gaswolke der Sonne zum Leuchten anregt. Da die Geschwindigkeit des Sonnenwindes (der Sonnenwind ist ein Strom von geladenen Teilchen, die aus der oberen Atmosphäre der Sonne freigesetzt werden) ständig zunimmt, werden die früher emittierten Gase von den späteren aufgefangen und oft zu einer kugelförmigen Gashülle verdichtet. Für einen Außenstehenden erscheinen die Leuchtgase in diesem Fall als Ring, der als planetarischer Nebel bezeichnet wird (Ein planetarischer Nebel, oft abgekürzt als PN oder Plural PNe, ist eine Art Emissionsnebel, der aus einer sich ausdehnenden, leuchtenden Hülle ionisierten Gases besteht, das spät in ihrem Leben aus alten roten Riesensternen ausgestoßen wird). Wenn das Gas verdampft, verschwindet dieses Phänomen nach einigen 10.000 Jahren wieder, und der strahlende Rest der Sonne, bekannt als Weißer Zwerg (Ein Weißer Zwerg, auch als entarteter Zwerg bezeichnet, ist ein sternförmiger Kernüberrest, der hauptsächlich aus elektronenzerstörender Materie besteht), bleibt im Zentrum. Sie hat nur etwa die Größe der Erde, aber eine Masse von 0,55 M0. Seine Dichte beträgt daher etwa eine Tonne (Die britische Tonne, die der metrischen Tonne in den Vereinigten Staaten entspricht, ist eine metrische Nicht-SI-Einheit mit einer Masse von 1.000 Kilogramm oder ein Megagramm; sie entspricht etwa Pfund oder 0,984 langen Tonnen) pro Kubikzentimeter (Ein Kubikzentimeter ist eine gebräuchliche Volumeneinheit, die sich über die abgeleitete SI-Einheit Kubikmeter erstreckt und dem Volumen eines Kubus von 1 cm × 1 cm × 1 cm entspricht). Es hat keine innere Energie (in der Thermodynamik ist die innere Energie eines Systems die im System enthaltene Energie, mit Ausnahme der kinetischen Bewegungsenergie des Systems als Ganzes und der potentiellen Energie des Systems als Ganzes aufgrund externer Kraftfelder) Quelle, so dass seine Strahlung zu Wärmeverlust führt. Nach einer vergleichsweise schnellen Abkühlung in der Anfangsphase aufgrund der extremen Leuchtkraft sinkt die Oberflächentemperatur auf Werte, bei denen aufgrund der deutlich geringeren Leuchtkraft eine Strahlung über mehrere zehn Milliarden Jahre möglich ist, bevor die Sonne als Schwarzer Zwerg vollständig verschwindet (Ein schwarzer Zwerg ist ein theoretischer stellarer Überrest, insbesondere ein Weißer Zwerg, der so weit abgekühlt ist, dass er keine nennenswerte Wärme oder Licht emittiert) im optischen Spektralbereich.