Erde Sonne: Fakten über die Sonne Alter, Größe und Geschichte
Die Sonne liegt im Herzen des Sonnensystems, wo es bei weitem das größte Objekt ist. Es hält 99,8 Prozent der Masse des Sonnensystems und ist etwa 109 mal der Durchmesser der Erde — etwa eine Million Erden in der Sonne passen könnte.,
Der sichtbare Teil der Sonne ist etwa 10.000 Grad Fahrenheit (5.500 Grad Celsius), während die Temperaturen im Kern erreichen mehr als 27 Millionen F (15 Millionen C), angetrieben durch Kernreaktionen. Laut NASA müsste man jede Sekunde 100 Milliarden Tonnen Dynamit explodieren, um der von der Sonne erzeugten Energie zu entsprechen.
Die Sonne ist einer von mehr als 100 Milliarden Sternen in der Milchstraße. Es umkreist etwa 25.000 Lichtjahre vom galaktischen Kern entfernt und vollendet alle 250 Millionen Jahre eine Revolution., Die Sonne ist relativ jung und gehört zu einer Generation von Sternen, die als Population I bekannt sind und relativ reich an Elementen sind, die schwerer als Helium sind. Eine ältere Generation von Sternen heißt Population II, und eine frühere Generation von Population III mag existiert haben, obwohl noch keine Mitglieder dieser Generation bekannt sind.
Bildung & Geschichte
Die Sonne geboren wurde rund 4,6 Milliarden Jahren. Viele Wissenschaftler denken, die Sonne und der Rest des Sonnensystems bildeten sich aus einer riesigen, rotierenden Gas-und Staubwolke, die als Sonnennebel bekannt ist., Als der Nebel wegen seiner Schwerkraft zusammenbrach, drehte er sich schneller und flachte zu einer Scheibe ab. Das meiste Material wurde in Richtung der Mitte gezogen, um die Sonne zu bilden.
Die Sonne hat genug Kernbrennstoff, um so lange zu bleiben, wie es jetzt für weitere 5 Milliarden Jahre ist. Danach wird es anschwellen, um ein roter Riese zu werden. Schließlich wird es seine äußeren Schichten abwerfen, und der verbleibende Kern wird zusammenbrechen, um ein weißer Zwerg zu werden. Langsam verblasst dies, um als dunkles, kühles theoretisches Objekt, das manchmal als schwarzer Zwerg bezeichnet wird, in seine Endphase einzutreten.,
Interne Struktur und Atmosphäre
Die Sonne und ihre Atmosphäre sind in mehrere Zonen und Schichten unterteilt. Das solare Innere besteht von innen nach außen aus Kern, Strahlungszone und Konvektionszone., Die Sonnenatmosphäre darüber besteht aus der Photosphäre, der Chromosphäre, einer Übergangsregion und der Korona. Darüber hinaus ist der Sonnenwind, ein Abfluss von Gas aus der Korona.
Der Kern erstreckt sich von der Mitte der Sonne auf etwa ein Viertel des Weges zu seiner Oberfläche. Obwohl es macht nur etwa 2 Prozent des Volumens der Sonne, es ist fast 15 mal die Dichte von Blei und hält fast die Hälfte der Masse der Sonne. Als nächstes ist die Strahlungszone, die erstreckt sich vom Kern bis 70 Prozent des Weges zur Oberfläche der Sonne, macht 32 Prozent des Volumens der Sonne und 48 Prozent ihrer Masse., Licht vom Kern wird in dieser Zone gestreut, so dass ein einzelnes Photon oft eine Million Jahre dauern kann.
Die Konvektionszone reicht bis zur Oberfläche der Sonne und macht 66 Prozent des Sonnenvolumens aus, aber nur etwas mehr als 2 Prozent ihrer Masse. Roiling „Konvektionszellen“ von Gas dominieren diese Zone. Es gibt zwei Haupttypen von Solarkonvektionszellen-Granulationszellen mit einer Breite von etwa 1.000 Kilometern und Supergranulationszellen mit einem Durchmesser von etwa 30.000 km.,
Die Photosphäre ist die unterste Schicht der Atmosphäre der Sonne, und strahlt das Licht, das wir sehen. Es ist etwa 300 Meilen (500 km) dick, obwohl das meiste Licht aus dem untersten Drittel kommt. Die Temperaturen in der Photosphäre reichen von 11.000 F (6.125 C) unten bis 7.460 F (4.125 C) oben. Als nächstes ist die Chromosphäre, die heißer ist, bis zu 35,500 F (19,725 C), und besteht anscheinend vollständig aus stacheligen Strukturen, die als Spicules bekannt sind, typischerweise etwa 600 Meilen (1,000 km) über und bis zu 6,000 Meilen (10,000 km) hoch.,
Danach ist der Übergangsbereich einige hundert bis einige tausend Meilen dick, der von der Korona darüber erhitzt wird und den größten Teil seines Lichts als ultraviolette Strahlen abgibt. An der Spitze befindet sich die superheiße Korona, die aus Strukturen wie Schleifen und Strömen ionisierten Gases besteht. Die Korona reicht im Allgemeinen von 900.000 F (500.000 C) bis 10,8 Millionen F (6 Millionen C) und kann sogar zig Millionen Grad erreichen, wenn eine Sonneneruption auftritt. Materie aus der Korona wird als Sonnenwind weggeblasen.,
Magnetfeld
Die Stärke des Magnetfeldes der Sonne ist typischerweise nur etwa doppelt so stark wie das Feld der Erde. Es wird jedoch in kleinen Bereichen hochkonzentriert und erreicht bis zu 3.000 mal stärker als üblich. Diese Knicke und Wendungen im Magnetfeld entwickeln sich, weil sich die Sonne am Äquator schneller dreht als in den höheren Breiten und weil sich die inneren Teile der Sonne schneller drehen als die Oberfläche. Diese Verzerrungen erzeugen Merkmale, die von Sonnenflecken bis hin zu spektakulären Eruptionen reichen, die als Fackeln und koronale Massenauswürfe bekannt sind., Fackeln sind die heftigsten Eruptionen im Sonnensystem, während koronale Massenauswürfe weniger heftig sind, aber außergewöhnliche Mengen an Materie beinhalten — ein einzelner Ausstoß kann ungefähr 20 Milliarden Tonnen (18 Milliarden Tonnen) Materie in den Weltraum ausstoßen.
Chemische Zusammensetzung
Wie die meisten anderen Sterne besteht die Sonne hauptsächlich aus Wasserstoff, gefolgt von Helium. Fast die gesamte verbleibende Materie besteht aus sieben anderen Elementen-Sauerstoff, Kohlenstoff, Neon, Stickstoff, Magnesium, Eisen und Silizium., Für jeweils 1 Million Wasserstoffatome in der Sonne gibt es 98.000 Helium, 850 Sauerstoff, 360 Kohlenstoff, 120 Neon, 110 Stickstoff, 40 Magnesium, 35 Eisen und 35 Silizium. Dennoch ist Wasserstoff das leichteste aller Elemente, so dass es nur etwa 72 Prozent der Masse der Sonne ausmacht, während Helium etwa 26 Prozent ausmacht.
Sonnenflecken und Sonnenzyklen
Sonnenflecken sind relativ kühle, dunkle Merkmale auf der Sonnenoberfläche, die oft grob kreisförmig sind. Sie entstehen dort, wo dichte Bündel von Magnetfeldlinien aus dem Inneren der Sonne die Oberfläche durchbrechen.
Die Anzahl der Sonnenflecken variiert je nach magnetischer Sonnenaktivität — die Änderung dieser Zahl von mindestens keiner auf maximal etwa 250 Sonnenflecken oder Sonnenfleckhaufen und dann zurück auf ein Minimum wird als Sonnenzyklus bezeichnet und beträgt durchschnittlich etwa 11 Jahre., Am Ende eines Zyklus kehrt das Magnetfeld schnell seine Polarität um.
Beobachtung & Geschichte
Alte Kulturen modifizierten oft natürliche Felsformationen oder bauten Steindenkmäler, um die Bewegungen von Sonne und Mond zu markieren, die Jahreszeiten zu kartieren, Kalender zu erstellen und Finsternisse zu überwachen. Viele glaubten, die Sonne drehte sich um die Erde, mit dem antiken griechischen Gelehrten Ptolemäus Formalisierung dieses „geozentrischen“ Modell in 150 B. C., Dann, in 1543, Nicolaus Kopernikus beschrieb ein heliozentrisches, sonnenzentriertes Modell des Sonnensystems, und in 1610, Galileo Galileis Entdeckung von Jupitermonden zeigte, dass nicht alle Himmelskörper die Erde umkreisten.
Um mehr darüber zu erfahren, wie die Sonne und andere Sterne funktionieren, begannen Wissenschaftler nach frühen Beobachtungen mit Raketen, die Sonne aus der Erdumlaufbahn zu untersuchen. Die NASA startete eine Reihe von acht umlaufenden Observatorien, die zwischen 1962 und 1971 als Orbiting Solar Observatory bekannt waren., Sieben von ihnen waren erfolgreich, analysierten die Sonne bei ultravioletten und Röntgenwellenlängen und fotografierten unter anderem die superheiße Korona.
1990 starteten die NASA und die Europäische Weltraumorganisation die Ulysses-Sonde, um die ersten Beobachtungen ihrer Polarregionen zu machen. Im Jahr 2004 kehrte NASA Genesis Raumschiff Proben des Sonnenwinds auf die Erde für die Studie. Im Jahr 2007, NASA Doppel-Raumschiff Solar Terrestrial Relations Observatory (STEREO) Mission kehrte die ersten dreidimensionalen Bilder der Sonne., Die NASA verlor 2014 den Kontakt zu STEREO-B, was bis auf einen kurzen Zeitraum im Jahr 2016 außer Kontakt bleibt. STEREO-A “ bleibt voll funktionsfähig.
Eine der wichtigsten Solarmissionen war bisher das Sonnen – und Heliosphärenobservatorium (SOHO), das den Sonnenwind sowie die äußeren Schichten und die innere Struktur der Sonne untersuchen sollte. Es hat die Struktur von Sonnenflecken unter der Oberfläche abgebildet, die Beschleunigung des Sonnenwinds gemessen, koronale Wellen und Sonnentornados entdeckt, mehr als 1,000 Kometen gefunden und unsere Fähigkeit zur Vorhersage von Weltraumwetter revolutioniert., Vor kurzem, NASA ‚ s Solar Dynamics Observatory (SDO), das fortschrittlichste Raumschiff noch entwickelt, um die Sonne zu studieren, hat nie zuvor gesehene Details von Material Streaming nach außen und weg von Sonnenflecken, sowie extreme Nahaufnahmen der Aktivität auf der Oberfläche der Sonne und die ersten hochauflösenden Messungen von Sonneneruptionen in einem breiten Bereich von extremen ultravioletten Wellenlängen zurückgegeben.
In den nächsten Jahren sind weitere Missionen zur Beobachtung der Sonne geplant. Der Solar Orbiter der Europäischen Weltraumorganisation wird 2018 starten und bis 2021 im operativen Orbit um die Sonne sein., Seine nächste Annäherung an die Sonne wird 26 Millionen Meilen (43 Millionen km) betragen — etwa 25 Prozent näher als Merkur. Solar Orbiter wird Partikel, Plasma und andere Gegenstände in einer Umgebung relativ nahe der Sonne betrachten, bevor diese Dinge durch den Transport über das Sonnensystem modifiziert werden. Ziel ist es, die Sonnenoberfläche und den Sonnenwind besser zu verstehen.
Die Parker Solarsonde wird 2018 starten, um der Sonne extrem nahe zu kommen und sich bis zu 4 Millionen Meilen (6, 5 Millionen km) zu nähern., Das Raumschiff wird sich die Korona — die überhitzte äußere Atmosphäre der Sonne-ansehen, um mehr darüber zu erfahren, wie Energie durch die Sonne fließt, wie der Sonnenwind aufgebaut ist und wie energetische Teilchen beschleunigt und transportiert werden.
Zusätzliche Berichterstattung von Elizabeth Howell und Nola Taylor Redd, Space.com Mitwirkende