Alles rund um die Sonne. Es gibt ein starkes Magnetfeld. Die Energiequelle der Sonne

So - Beschreibung, bekannte Parameter.

Parametertabelle der Sonne:

Unsere Sonne ist ein normaler G2-Stern, einer von über 100 Milliarden Sternen in unserer Galaxie.

Die Sonne ist mit Abstand das größte Objekt im Sonnensystem. Es enthält mehr als 99,8 % der Gesamtmasse Sonnensystem(Jupiter enthält mehr von den anderen Planeten).

Wir sagen oft, dass die Sonne ein "gewöhnlicher" Stern ist. Dies gilt insofern, als es viele andere Stars wie ihn gibt. Aber es gibt immer noch viele kleinere Sterne, und es gibt viel größere. Wenn alle Sterne der Reihe nach nach Masse vom größten zum kleinsten angeordnet sind, tritt die Sonne in die ersten 10 % aller Sterne ein. Die durchschnittliche Größe Die Masse der Sterne in unserer Galaxie beträgt wahrscheinlich weniger als die Hälfte der Masse der Sonne.

Die Sonne spiegelt sich in vielen Mythologien wider: Die Griechen nannten sie Helios und die Römer nannten sie Sol.

Die Sonne besteht derzeit zu etwa 70 % aus Wasserstoff und zu 28 % aus Helium, alle anderen Elemente, hauptsächlich Metalle, machen weniger als 2 % der Sonnenmasse aus. Die Zusammensetzung der Sonne ändert sich langsam im Laufe der Zeit, da die Sonne in ihrem Kern Wasserstoff in Helium umwandelt.

Die äußeren Schichten haben eine differenzierte Rotation: Am Äquator macht die Oberfläche alle 25,4 Tage eine Umdrehung, in Polnähe in etwa 36 Tagen. Dieses seltsame Verhalten ist darauf zurückzuführen, dass die Sonne kein fester Körper wie auf der Erde ist. Ähnliche Effekte werden bei den Gasplaneten des Sonnensystems beobachtet. Die differenzierte Rotation erstreckt sich auch bis ins Innere der Sonne, aber der Kern der Sonne rotiert wie ein fester Körper.

Der Kern hat wahrscheinlich 25 % des Sonnenradius. Die Kerntemperatur beträgt 15.600.000 Grad Kelvin und der Druck 250.000.000.000 Atmosphären. Im Zentrum des Kerns ist die Dichte der Sonne 150-mal größer als die von Wasser.

Die Energieleistung der Sonne beträgt etwa 386.000.000.000 Milliarden MW. Jede Sekunde werden etwa 700.000.000 Tonnen Wasserstoff in 695.000.000 Tonnen Helium umgewandelt und 5.000.000 Tonnen Materie (= 3,86e33 erg) als Gammastrahlenenergie freigesetzt.

Die Oberfläche der Sonne, Photosphäre genannt, hat eine Oberflächentemperatur von etwa 5800 K. Die Temperatur an Sonnenflecken beträgt nur 3800 K (sie sehen im Vergleich zu den umliegenden Regionen der Sonne dunkel aus). Sonnenflecken können einen Durchmesser von bis zu 50.000 km haben. Sonnenflecken werden durch eine komplexe und noch nicht vollständig verstandene Wechselwirkung mit dem Magnetfeld der Sonne verursacht.

Oberhalb der Sonnenoberfläche liegt die Chromosphäre.

Eine stark verdünnte Region oberhalb der Chromosphäre, die als Korona bezeichnet wird, erstreckt sich über Millionen von Kilometern im Weltraum, ist aber nur während der Totalität sichtbar Sonnenfinsternis. Die Temperatur der Korona beträgt über 1.000.000 K.

Zufälligerweise haben der Mond und die Sonne einen Winkelgröße, von der Erde aus gesehen. Sonnenfinsternisse treten ein- oder zweimal im Jahr in bestimmten Gebieten der Erde auf.

Das Magnetfeld der Sonne ist sehr stark und komplex, und die Magnetosphäre der Sonne (auch als Heliosphäre bekannt) erstreckt sich weit über die Umlaufbahn von Pluto hinaus.

Zusätzlich zu Wärme und Licht sendet die Sonne einen Strom geladener Teilchen (hauptsächlich Protonen und Elektronen) aus, der als Sonnenwind bekannt ist und sich mit 450 km/s durch das Sonnensystem bewegt.

Die neuesten Daten der Raumsonde Ulysses zeigen, dass sich der von den Polarpolen ausgestrahlte Sonnenwind während des Minimums des Sonnenzyklus mit 750 Kilometern pro Sekunde bewegt, was halb so schnell ist wie der am Äquator ausgestrahlte Sonnenwind.

Auch die Zusammensetzung des Sonnenwindes scheint in den Polarregionen unterschiedlich zu sein. Während des Sonnenmaximums bewegt sich der Sonnenwind jedoch mit einer mittleren Geschwindigkeit.

Der Sonnenwind hat einen großen Einfluss auf Kometenschweife und hat sogar einen spürbaren Einfluss auf Flugbahnen. Raumschiffe.

Das Alter der Sonne beträgt etwa 4,5 Milliarden Jahre. Seit seiner Geburt hat er bereits etwa die Hälfte des Wasserstoffs in seinem Kern verbraucht. Es wird noch weitere 5 Milliarden Jahre Wärme ausstrahlen. Aber irgendwann wird ihm der Wasserstoff ausgehen.

Die Sonne, der zentrale Körper des Sonnensystems, ist ein heißer Gasball. Er ist 750-mal massereicher als alle anderen Körper im Sonnensystem zusammen. Deshalb dreht sich alles im Sonnensystem grob um die Sonne. Die Sonne überwiegt die Erde um mehr als 330.000 Mal. Eine Kette von 109 Planeten wie unserer könnte auf dem Sonnendurchmesser platziert werden. Die Sonne ist der erdnächste Stern und der einzige Stern, dessen Scheibe mit bloßem Auge sichtbar ist. Alle anderen Sterne von uns entfernt Lichtjahre, auch wenn sie durch die leistungsstärksten Teleskope betrachtet werden, geben keine Details ihrer Oberfläche preis. Das Licht der Sonne erreicht uns in 8,3 Minuten.

Die Sonne rast in Richtung des Sternbildes Herkules in einer Umlaufbahn um das Zentrum unserer Galaxie und überwindet dabei jede Sekunde mehr als 200 km. Die Sonne und das Zentrum der Galaxie sind durch einen Abgrund von 25.000 Lichtjahren getrennt. Ein ähnlicher Abgrund liegt zwischen der Sonne und den Außenbezirken der Galaxis. Unser Stern befindet sich in der Nähe der galaktischen Ebene, nicht weit von der Grenze eines der Spiralarme entfernt.

Die Größe der Sonne (1392.000 km Durchmesser) ist für irdische Verhältnisse sehr groß, aber Astronomen nennen sie gleichzeitig einen gelben Zwerg - in der Welt der Sterne zeichnet sich die Sonne durch nichts Besonderes aus. Allerdings hinein letzten Jahren, gibt es immer mehr Argumente für eine Ungewöhnlichkeit unserer Sonne. Insbesondere sendet die Sonne weniger ultraviolette Strahlung aus als andere Sterne des gleichen Typs. Die Sonne hat mehr Masse als vergleichbare Sterne. Außerdem sind diese der Sonne am ähnlichsten Sterne in Unbeständigkeit zu sehen, sie ändern ihre Helligkeit, das heißt, sie sind variable Sterne. Die Sonne ändert ihre Helligkeit nicht merklich. All dies ist kein Grund für Stolz, sondern die Basis für genauere Recherchen und seriöse Kontrollen.

Die Strahlungsleistung der Sonne beträgt 3,8 * 1020 MW. Nur etwa ein halbes Milliardstel der gesamten Sonnenenergie erreicht die Erde. Stellen Sie sich eine Situation vor, in der 15 Standardwohnungen von 45 qm. bis unter die Decke mit Wasser geflutet. Wenn diese Wassermenge die gesamte Leistung der Sonne ist, dann wird die Erde weniger als einen Teelöffel haben. Aber dank dieser Energie entsteht der Wasserkreislauf auf der Erde, Winde wehen, Leben hat sich entwickelt und entwickelt sich. Auch die gesamte Energie, die in fossilen Brennstoffen (Öl, Kohle, Torf, Gas) steckt, ist ursprünglich Sonnenenergie.

Die Sonne strahlt ihre Energie in allen Wellenlängen ab. Aber auf eine andere Weise. 48 % der Strahlungsenergie liegen im sichtbaren Teil des Spektrums, und das Maximum entspricht der gelbgrünen Farbe. Etwa 45 % der von der Sonne verlorenen Energie wird durch Infrarotstrahlen abgeführt. Gammastrahlen, Röntgenstrahlen, Ultraviolett- und Radiostrahlung machen nur 8 % aus. Die Strahlung der Sonne in diesen Bereichen ist jedoch so stark, dass sie auf Entfernungen von sogar Hunderten von Sonnenradien sehr gut wahrnehmbar ist. Die Magnetosphäre und die Erdatmosphäre schützen uns vor den schädlichen Auswirkungen der Sonnenstrahlung.

Die Hauptmerkmale der Sonne

Wir alle sind es gewohnt, jeden Tag einen hellen Himmelskörper zu sehen, der uns Wärme und Licht spendet. Aber weiß jeder, was die Sonne ist? Wie ist es geregelt und wie ist es?

Die Sonne ist der erdnächste Stern, den sie besetzt zentrale Lage im Sonnensystem. Es ist ein riesiger heißer Gasball (meistens Wasserstoff). Die Größe dieses Sterns ist so groß, dass er problemlos eine Million Planeten wie unseren aufnehmen könnte.

Die Sonne spielte eine entscheidende Rolle bei der Entwicklung des Lebens auf unserem Planeten und schuf die Voraussetzungen für die Bildung anderer Körper in ihrem System. Die Beobachtung der Sonne war schon immer eine wichtige Beschäftigung. Seine lebensspendende Kraft war den Menschen schon immer bewusst, sie nutzten sie auch, um die Zeit zu berechnen. Das Interesse an Solarenergie und ihren Möglichkeiten wächst täglich. Solarwärme mit Kollektoren wird immer beliebter. Bedenkt man die Preise für Erdgas, so eine kostenlose Alternative scheint noch verlockender.

Was ist die Sonne? Hat es das schon immer gegeben?

Er leuchtet, wie Wissenschaftler herausfanden, viele Millionen Jahre lang und entstand zusammen mit den übrigen Planeten des Systems aus einer riesigen Staub- und Gaswolke. Die kugelförmige Wolke zog sich zusammen und ihre Rotation verstärkte sich, dann verwandelte sie sich in eine Scheibe (unter dem Einfluss von Alle Materie der Wolke verlagerte sich in die Mitte dieser Scheibe und bildete eine Kugel. So wurde wahrscheinlich die Sonne geboren. Zuerst es war kalt, aber durch ständige Kompression wurde es allmählich wärmer.

Es ist sehr schwer sich vorzustellen, was die Sonne wirklich ist. Im Zentrum dieses massiven selbstleuchtenden Körpers erreicht die Temperatur 15.000.000 Grad. Die strahlende Oberfläche wird Photosphäre genannt. Es hat eine körnige (körnige) Struktur. Jedes dieser „Korn“ ist eine glühende Substanz von der Größe Deutschlands, die an die Oberfläche gestiegen ist. Auf der Sonnenoberfläche sind oft dunkle Regionen zu beobachten.

Spektralanalyse Sonnenstrahlen zeigte, dass in unserem Stern vor allem Wasserstoff (73 % der Masse des Sterns) und Helium (25 %) enthalten sind. Die restlichen Elemente (Eisen, Sauerstoff, Nickel, Stickstoff, Silizium, Schwefel, Kohlenstoff, Magnesium, Neon, Chrom, Calcium, Natrium) machen nur 2 % aus. Alle auf der Sonne gefundenen Substanzen existieren sowohl auf der Erde als auch auf anderen Planeten, was auf ihren gemeinsamen Ursprung hinweist. Die durchschnittliche Dichte der Materie der Sonne beträgt 1,4 g/cm3.

Wie die Sonne studiert wird

Die Sonne ist "" mit vielen Schichten andere Zusammensetzung und Dichte finden in ihnen unterschiedliche Prozesse statt. Es ist unmöglich, einen Stern in dem dem menschlichen Auge vertrauten Spektrum zu beobachten, aber es wurden inzwischen Teleskope, Radioteleskope und andere Instrumente entwickelt, die die ultraviolette, infrarote und Röntgenstrahlung der Sonne erfassen. Von der Erde aus ist die effektivste Beobachtung während einer Sonnenfinsternis. Darin kurzer Zeitraum Astronomen auf der ganzen Welt studieren die Korona, Protuberanzen, Chromosphäre und verschiedene Phänomene auf dem einzigen Stern, der für eine so detaillierte Studie zur Verfügung steht.

Aufbau der Sonne

Die Korona ist die äußere Hülle der Sonne. Es hat eine sehr geringe Dichte, weshalb es nur während einer Sonnenfinsternis sichtbar ist. Die Dicke der äußeren Atmosphäre ist ungleichmäßig, sodass von Zeit zu Zeit Löcher darin auftreten. Durch diese Löcher rauscht der Sonnenwind mit einer Geschwindigkeit von 300-1200 m/s ins All – ein gewaltiger Energiefluss, der auf der Erde Nordlichter und Magnetstürme hervorruft.

Die Chromosphäre ist eine Gasschicht, die eine Dicke von 16.000 km erreicht. Darin kommt es zur Konvektion heißer Gase, die von der Oberfläche der unteren Schicht (Photosphäre) wieder zurückfallen. Sie „durchbrennen“ die Korona und bilden Sonnenwindströme mit einer Länge von bis zu 150.000 km.

Die Photosphäre ist eine dichte, undurchsichtige Schicht von 500–1.500 km Dicke, in der die stärksten Feuerstürme mit bis zu 1.000 km Durchmesser auftreten. Die Temperatur der Gase der Photosphäre beträgt 6.000 °C. Sie nehmen Energie aus der darunter liegenden Schicht auf und geben sie in Form von Wärme und Licht ab. Die Struktur der Photosphäre ähnelt Körnchen. Brüche in der Schicht werden als Flecken auf der Sonne wahrgenommen.

Die Konvektionszone mit einer Dicke von 125-200.000 km ist die Sonnenhülle, in der Gase ständig Energie mit der Strahlungszone austauschen, sich erwärmen, zur Photosphäre aufsteigen und beim Abkühlen wieder für eine neue Portion Energie absteigen.

Die Strahlungszone hat eine Dicke von 500.000 km und eine sehr hohe Dichte. Dabei wird Materie mit Gammastrahlen beschossen, die in weniger radioaktive ultraviolette (UV) und Röntgenstrahlen (Röntgen) umgewandelt werden.

Die Kruste oder der Kern ist der solare „Kessel“, in dem ständig thermonukleare Proton-Proton-Reaktionen stattfinden, dank derer der Stern Energie erhält. Wasserstoffatome verwandeln sich bei einer Temperatur von 14 x 10 °C in Helium. Hier beträgt der titanische Druck eine Billion kg pro Kubikzentimeter, jede Sekunde werden hier 4,26 Millionen Tonnen Wasserstoff in Helium umgewandelt.

Die Sonne ist der einzige Stern im Sonnensystem, alle Planeten des Systems sowie ihre Satelliten und andere Objekte bewegen sich um sie herum, bis hin zu kosmischem Staub. Wenn wir die Masse der Sonne mit der Masse des gesamten Sonnensystems vergleichen, dann beträgt sie etwa 99,866 Prozent.

Die Sonne ist einer der 100.000.000.000 Sterne in unserer Galaxis und der viertgrößte unter ihnen. Der sonnennächste Stern, Proxima Centauri, ist vier Lichtjahre von der Erde entfernt. Von der Sonne zum Planeten Erde 149,6 Millionen km, das Licht des Sterns reicht in acht Minuten. Aus der Mitte Milchstraße Der Stern ist 26.000 Lichtjahre entfernt, während er sich mit einer Geschwindigkeit von 1 Umdrehung in 200 Millionen Jahren um ihn dreht.

Präsentation: So

Der Stern gehört laut Spektralklassifizierung zum Typ „Gelber Zwerg“, sein Alter beträgt nach groben Berechnungen etwas mehr als 4,5 Milliarden Jahre, er befindet sich in der Mitte seines Lebenszyklus.

Die Sonne, die zu 92 % aus Wasserstoff und zu 7 % aus Helium besteht, ist sehr komplex aufgebaut. In seinem Zentrum befindet sich ein Kern mit einem Radius von etwa 150.000-175.000 km, was bis zu 25% des Gesamtradius des Sterns ausmacht; in seinem Zentrum nähert sich die Temperatur 14.000.000 K.

Kern mit schnelle Geschwindigkeit erzeugt eine Rotation um die Achse, und diese Geschwindigkeit übersteigt die Indikatoren der äußeren Hüllen des Sterns erheblich. Hier tritt die Reaktion der Bildung von Helium aus vier Protonen auf, wodurch eine große Energiemenge gewonnen wird, die alle Schichten durchdringt und von der Photosphäre in Form strahlt kinetische Energie und Licht. Oberhalb des Kerns befindet sich eine Strahlungsübertragungszone, in der Temperaturen im Bereich von 2-7 Millionen K liegen. Dann folgt eine Konvektionszone mit einer Dicke von etwa 200.000 km, in der keine Rückstrahlung mehr zur Energieübertragung stattfindet, sondern eine Plasmamischung. An der Oberfläche der Schicht beträgt die Temperatur etwa 5800 K.

Die Atmosphäre der Sonne besteht aus der Photosphäre, die die sichtbare Oberfläche des Sterns bildet, der etwa 2000 km dicken Chromosphäre und der Korona, der letzten äußeren Sonnenhülle, deren Temperatur im Bereich von 1.000.000 bis 20.000.000 K liegt Ionisierte Teilchen, Sonnenwind genannt, treten aus dem äußeren Teil der Korona aus.

Wenn die Sonne ein Alter von etwa 7,5 - 8 Milliarden Jahren erreicht (also nach 4-5 Milliarden Jahren), verwandelt sich der Stern in einen "roten Riesen", seine äußeren Hüllen werden sich ausdehnen und die Erdumlaufbahn erreichen, möglicherweise den Planet in größerer Entfernung.

Unter dem Einfluss hoher Temperaturen wird ein Leben im heutigen Sinne einfach unmöglich. Die Sonne wird den letzten Zyklus ihres Lebens im Zustand eines "Weißen Zwergs" verbringen.

Die Sonne ist die Quelle des Lebens auf der Erde

Die Sonne ist die wichtigste Wärme- und Energiequelle, dank der es mit Hilfe anderer günstiger Faktoren Leben auf der Erde gibt. Unser Planet Erde dreht sich um seine Achse, sodass wir jeden Tag auf der Sonnenseite des Planeten die Morgendämmerung und die erstaunliche Schönheit des Sonnenuntergangs beobachten können, und nachts, wenn ein Teil des Planeten in die Schattenseite fällt, Sie kann die Sterne am Nachthimmel beobachten.

Die Sonne hat einen großen Einfluss auf das Leben auf der Erde, sie ist an der Photosynthese beteiligt und hilft bei der Bildung von Vitamin D im menschlichen Körper. Der Sonnenwind verursacht geomagnetische Stürme und ist sein Eindringen in die Schichten Erdatmosphäre erinnert an so ein schönes ein natürliches Phänomen, wie das Nordlicht, auch Polarlicht genannt. Sonnenaktivitätändert sich etwa alle 11 Jahre in Richtung Abnahme oder Zunahme.

Zunaechst Weltraumzeitalter Forscher interessierten sich für die Sonne. Für die professionelle Beobachtung werden spezielle Teleskope mit zwei Spiegeln entwickelt Internationale Programme, aber die genauesten Daten können außerhalb der Schichten der Erdatmosphäre gewonnen werden, daher wird die Forschung meistens von Satelliten und Raumfahrzeugen aus durchgeführt. Erste derartige Untersuchungen wurden bereits 1957 in mehreren Spektralbereichen durchgeführt.

Heutzutage werden Satelliten in Umlaufbahnen gebracht, die Miniatur-Observatorien sind, mit denen Sie sehr weit kommen können interessante Materialien den Stern zu studieren. In den Jahren der ersten Weltraumforschung durch den Menschen wurden mehrere Raumfahrzeuge zur Erforschung der Sonne entwickelt und gestartet. Der erste davon war eine Reihe amerikanischer Satelliten, die 1962 gestartet wurden. 1976 wurde der westdeutsche Apparat Helios-2 gestartet, der sich dem Stern zum ersten Mal in der Geschichte in einer Mindestentfernung von 0,29 AE näherte. Zur gleichen Zeit, das Erscheinen von Lungenkerne Helium während Sonneneruptionen sowie magnetische Schockwellen, die den Bereich von 100 Hz bis 2,2 kHz abdecken.

Ein weiteres interessantes Gerät ist die 1990 eingeführte Sonnensonde Ulysses. Es wird in eine sonnennahe Umlaufbahn gebracht und bewegt sich senkrecht zum Ekliptikstreifen. 8 Jahre nach dem Start absolvierte das Gerät die erste Umlaufbahn um die Sonne. Er registrierte die Spiralform des Magnetfelds des Sterns sowie dessen stetige Zunahme.

Im Jahr 2018 plant die NASA den Start des Solar Probe + -Apparats, der sich der Sonne in möglichst geringer Entfernung nähern wird - 6 Millionen km (das ist 7-mal weniger als die von Helius-2 erreichte Entfernung) und eine kreisförmige Umlaufbahn einnehmen wird. Zum Schutz vor höchste Temperatur Es ist mit einem Kohlefaserschild ausgestattet.