Fünf Eigenschaften der Sonne

Die Sonne ist nur einer von Milliarden und Abermilliarden von Sternen in dem Teil des Universums, den wir sehen können, aber Es ist der Stern, der der Erde Leben schenkt, also ist es der, in dem die Menschen zu Recht am meisten sind interessiert. Wenn jedoch Wesen aus Zivilisationen in anderen Teilen der Galaxis jemals öffentlich mit uns kommunizieren, werden sie wahrscheinlich alle Illusionen von Größe zerstören, die wir über unseren Heimatstern haben könnten.

Von hier aus sieht es zwar groß und heiß aus, aber im Vergleich zu anderen Sternen ist es klein und relativ cool. Es mag ein Weltensystem beherbergen, aber das ist selbstverständlich, was Sterne angeht. "Hier gibt es nichts zu sehen, Leute", könnten die Außerirdischen witzeln, während sie ihre interdimensionalen Raumkapseln auf dramatischere Sternensysteme richten.

Es wäre nicht nötig, sich von einer so abgestumpften Begegnung entmutigen zu lassen, sollte sie jemals stattfinden. Die physikalischen Eigenschaften der Sonne sind im Vergleich zu anderen Sternen vielleicht nicht besonders, aber diese Eigenschaften haben menschliches Leben hervorgebracht, und das ist nicht nur etwas Besonderes; es ist ein Wunder.

Es gibt unzählige Merkmale der Sonne zu schätzen, aber hier sind fünf der bemerkenswertesten, plus ein Bonusblick in die Zukunft der Sonne.

Astrophysiker klassifizieren die Sonne als gelben Zwerg, was einem sofort eine Vorstellung davon gibt, wo sie in Bezug auf die anderen Sterne steht, die das Universum bevölkern, von denen einige Riesen sind. Wissenschaftlich betrachtet wird die Sonne als Bevölkerung I, G2V-Stern (V ist die römische Zahl 5).

Die meisten Sterne in unserem Teil der Galaxie sind Sterne der Population I. Sie sind metallreich, also relativ jung. Metalle werden während des Absterbens großer Sterne produziert, und Sterne der Population I werden aus den Trümmern dieser Sterne geboren. Sterne der Population I sind in der Regel nicht älter als ein paar Milliarden Jahre. Das Alter der Sonne wird auf 5 Milliarden Jahre geschätzt.

Der Buchstabe G bezieht sich auf die spektrale Klassifizierung der Sonne, die ein Maß dafür ist, wie heiß und hell sie im Vergleich zu anderen Sternen ist. Es gibt sieben Sternklassifizierungen, gekennzeichnet durch die Buchstaben O, B, A, F, G, K und M. O bezeichnet riesige Sterne, die so heiß sind, dass sie blaues Licht aussenden, und M bezeichnet kühle Zwergsterne, die Licht im Infrarotbereich emittieren. Als Gelber Zwerg hat die Sonne eine unterdurchschnittliche Größe und Temperatur.

Die römische Ziffer V bedeutet, dass die Sonne ein Hauptreihenstern ist, das heißt, sie befindet sich in der Mitte ihres Lebens. bei der die Verschmelzung von Wasserstoff zu Helium im Kern genügend Druck erzeugt, um Gravitation zu verhindern Zusammenbruch. Die Zahl 2 bezieht sich genauer auf spektrale Eigenschaften.

Die Verweildauer eines Sterns in der Hauptreihe hängt hauptsächlich von seiner Masse ab. Die Sonne steht seit 5 Milliarden Jahren in der Hauptreihe und wird dort weitere 5 Milliarden Jahre bleiben.

Die Sonne ist weit davon entfernt, nur eine große Kugel aus brennendem Gas zu sein, sondern hat eine komplexe innere Struktur, die vier verschiedene Schichten bildet. Wissenschaftler teilen die äußere Schicht, die Atmosphäre, weiter in drei Unterschichten auf. Die sechs Schichten der Sonne umfassen den Kern, die Strahlungszone, die Konvektionszone, die Photosphäre, die Chromosphäre und die Korona.

Der Kern: Der heißeste Teil der Sonne, der Kern, ist der Ort, an dem die Wasserstofffusion stattfindet. Die Gravitationskräfte sind im Kern so stark, dass sie Wasserstoff in eine Flüssigkeit mit etwa der 150-fachen Dichte von Wasser pressen. Die Temperatur im Kern beträgt 15 Millionen Grad Celsius oder 28 Millionen Grad Fahrenheit.

Die Strahlungszone: Die den Kern direkt umgebende Zone nimmt mit zunehmendem Radius an Dichte ab, ist aber immer noch dicht genug, um das Entweichen von Licht zu verhindern. Die Strahlung, die durch die im Kern kontinuierlich stattfindende Fusionsreaktion erzeugt wird, braucht 100.000 Jahre, um in der Strahlungszone herumzuprallen, bevor sie in den Weltraum entweicht.

Die Konvektionszone: Die Konvektionszone ist ein Bereich hoher Turbulenzen, der sich aus einer Tiefe von 200.000 km bis zur sichtbaren Oberfläche erstreckt. In dieser Zone sinkt die Dichte auf ein Niveau, das es ermöglicht, Licht aus dem Kern in Wärme umzuwandeln. Überhitzte Gase und Plasmen steigen auf, kühlen ab und fallen wieder ab und bilden einen komplexen Kessel aus großen Blasen, die Konvektionszellen genannt werden.

Die Photosphäre: Die von der Erde aus sichtbare Schicht der Sonnenatmosphäre ist die Photosphäre. Die Temperatur hat sich auf 5.800 C (10.000 F) abgekühlt. Die Photosphäre ist von Sonneneruptionen und Sonnenflecken übersät, dunkle, kühle Bereiche, die entstehen, wenn das Magnetfeld der Sonne an die Oberfläche durchbricht.

Die Chromosphäre: In der Chromosphäre, die sich etwa 2.000 km über der Photosphäre erstreckt, steigt die Temperatur auf 20.000 C (36.032 F). Diese Schicht hat ihren Namen, weil die Farbe des emittierten Lichts rötlich wird.

Die Korona: Die äußerste Schicht der Sonne, die Korona, ist normalerweise unsichtbar, wird jedoch während einer totalen Sonnenfinsternis von der Erde aus sichtbar. Die Dichte der Gase ist etwa eine Milliarde Mal geringer als die von Wasser, aber die Temperatur kann bis zu 2 Millionen C (3,6 Millionen F) betragen. Der Grund für diesen Anstieg ist nicht vollständig geklärt, Wissenschaftler vermuten jedoch, dass er mit den dort ständig auftretenden magnetischen Stürmen zusammenhängt.

Für andere Sterne im Universum mag die Sonne ein Zwerg sein, aber für die Menschen auf der Erde ist sie unfassbar groß. Eines der am häufigsten zitierten Merkmale der Sonne ist, dass man 1,3 Millionen erdgroße Planeten in sie stopfen könnte. Wenn Sie diese Planeten nebeneinander anordnen, benötigen Sie 109 von ihnen, um den Durchmesser der Sonne zu überspannen.

Statistisch gesehen beträgt der Durchmesser der Sonne etwa 1,4 Millionen km (864.000 Meilen) und ihr Umfang beträgt etwa 4,4 Millionen km (2,7 Millionen Meilen). Es hat ein Volumen von 1,4 × 10²⁷ Kubikmeter und eine Masse von 2 × 10³⁰ Kilogramm, was etwa dem 330.000-fachen der Erdmasse entspricht.

Obwohl die Sonne im Vergleich zur Erde so groß ist, ist es wichtig, sich daran zu erinnern, dass Wissenschaftler um ein Vielfaches größere Sterne beobachtet haben. Einer der größten bisher beobachteten Sterne ist der Rote Riese Beteigeuze. Sie ist etwa 700-mal größer als die Sonne und etwa 14.000-mal heller. Wenn es den Platz der Sonne einnehmen würde, würde es bis zur Umlaufbahn des Saturn reichen.

Das Magnetfeld der Sonne wechselt alle 11 Jahre die Polarität, und dies erzeugt einen entsprechenden Zyklus von Sonnenflecken- und Sonneneruptionsaktivität. Am Anfang und am Ende jedes Zyklus ist die Sonnenfleckenaktivität schwach bis nicht vorhanden, und die Aktivität ist in der Mitte jedes Zyklus maximal.

Die Oberflächenaktivität der Sonne betrifft jeden auf der Erde. In Zeiten hoher Oberflächenaktivität, wenn Sonneneruptionen häufig sind, wird das Polarlicht stärker und eine erhöhte Strahlung beeinträchtigt die Kommunikation und kann sogar eine Gesundheitsgefahr darstellen.

Die bekannteste Sonneneruptionsstörung ereignete sich 1859. Bekannt als Carrington Super Flare, störte es die globalen Telegrafiesysteme. Wenn ein solches Ereignis heute eintreten würde, glauben einige Wissenschaftler, dass es eine globale Katastrophe verursachen würde.

Da die Sonnenaktivität einen solchen Einfluss auf die Erde haben kann, überwachen Wissenschaftler sie seit 1755, als der Beginn des ersten Zyklus beobachtet wurde. Seitdem hat die Sonne 24 komplette Zyklen durchlaufen. Der 25. Zyklus begann im Jahr 2019 und der Übergang von Zyklus 24 war ungewöhnlich ruhig, eine Tatsache, die Wissenschaftler, die die Sonnenaktivität verfolgen, verwirrte.

Astronomen glauben, dass die Sonne und alle Planeten aus einer Wolke aus Weltraumgas entstanden sind. Als sich das Gas unter der Schwerkraft zusammenzog, begann es sich zu drehen, und wie zu erwarten, dreht sich die Sonne immer noch. Als großer Gasball verrät es diese Tatsache nicht ohne weiteres. Wissenschaftler wissen es, weil sie die Bewegung von Sonnenflecken auf der Oberfläche beobachten können.

Da die Sonne hauptsächlich aus Gas besteht, rotieren verschiedene Teile davon mit unterschiedlichen Geschwindigkeiten. Die äquatoriale Region hat eine Rotationsperiode von 25 Tagen, während die Rotation in den Polarregionen 36 Tage dauert. Darüber hinaus verhalten sich Kern und Strahlungszone wie ein Festkörper und rotieren als Einheit, während die Rotation in der Konvektionszone und der Photosphäre chaotischer ist. Der Übergang zwischen diesen beiden Rotationszonen wird als bezeichnet Tachokline.

Denken Sie daran, dass die Sonne eine Sternpopulation ist, was bedeutet, dass sie Metalle enthält. Eines davon ist Eisen, und das Vorhandensein von Eisen in einem sich drehenden Körper ist das Rezept für ein Magnetfeld. Das Magnetfeld der Sonne ist etwa doppelt so stark wie das der Erde, aber weil die Sonne so viel größer ist, erstreckt sich ihr Feld viel weiter. Getragen von dem Strom geladener Teilchen, dem Sonnenwind, reicht dieses Magnetfeld am weitesten über den Rand des Sonnensystems hinaus.

Es wird wahrscheinlich niemand in der Nähe sein, also sehen Sie es sich an, aber die Sonne wird sich schließlich in eines der malerischsten Objekte im Weltraum verwandeln – einen planetarischen Nebel. Bevor dies jedoch geschieht, wird der Gelbe Zwerg, den wir kennen und von dem wir abhängig sind, wachsen und sich ausdehnen, bis sein äußerer Radius die Erdumlaufbahn überschreitet. Die Sonne wird die Erde verschlingen, die aufhören wird zu existieren, aber es gibt keine Tragödie. Genau das passiert mit Sternen von der Größe der Sonne.

Im Gegensatz zu sehr großen, heißen Sternen, die unter ihrem eigenen Gewicht kollabieren, um Supernova zu werden und sich zu Neutronen zusammenzuziehen Sterne oder sogar gravitative Singularitäten, die als Schwarze Löcher bekannt sind, altern Sterne von der Größe der Sonne viel länger ruhig.

Wenn der Sonne der Wasserstoff ausgeht, um in ihrem Kern zu brennen, beginnt sie zu kollabieren, aber die verstärkte Gravitationskräfte werden den Prozess der Heliumfusion beginnen, und der Kollaps wird zu einer neuen Periode von Erweiterung. Die äußere Hülle wird sich fast bis zur Umlaufbahn des Mars aufblähen und abkühlen, und die Sonne wird zu einem roten Riesen.

Wenn dem Kern das schmelzbare Material ausgeht, kollabiert er wieder, aber die äußere Hülle ist zu weit entfernt, um angezogen zu werden, und driftet einfach weg. In der Zwischenzeit wird der superheiße Kern ionisierende Strahlungsstrahlen aussenden, die die zerstreuende Wolke, die jetzt ein planetarischer Nebel ist, in ein rauschendes Farbenspektakel verwandeln.

Bekannte Bilder des Helixnebels, des Ringnebels und anderer interstellarer Wunder geben einen Vorgeschmack auf das, was die Sonne in etwa 5 Milliarden Jahren erwartet, je nachdem, was ein Äon lang ist.