Sonne: Aufbau, Wirkung und Bedeutung unseres Zentralsterns

Herkunft

Wissenschaftler gehen davon aus, dass die Sonne vor etwa 4,567 Milliarden Jahren aus einer sehr großen Wolke aus Staub und kleinen Eisbrocken entstand.

Im Zentrum dieser riesigen Wolke führte die Schwerkraft dazu, dass sich das Material zu einem Ball aufbaute. Sobald dieser groß genug wurde, löste der enorme Druck im Inneren eine Fusionsreaktion aus. Die dabei freigesetzte Energie führte dazu, dass sich der Ball erhitzte und glänzte.

Die von der Sonne abgestrahlte Energie drängte den Rest der Wolke von sich weg, und die Planeten bildeten sich aus dem Rest dieser Wolke.

Wie es funktioniert

• In seinem Zentrum stoßen Wasserstoffatome bei hoher Temperatur und großem Druck zusammen, so dass sie zu Heliumatomen verschmelzen. Dieser Prozess wird als Kernfusion bezeichnet.

Die Sonne kann auch als Solarenergiequelle genutzt werden.

Die Sonne und alles, was sie umkreist, befindet sich in der Milchstraße. So wie die Sonne umkreist, nimmt sie alles im Sonnensystem ein. Die Sonne bewegt sich mit 820.000 km pro Stunde. Bei dieser Geschwindigkeit dauert es immer noch 230 Millionen Jahre für eine vollständige Umkreisung.

Da die Sonne nur aus Gas besteht, kommen und gehen Oberflächenmerkmale. Wenn man die Sonne durch ein spezielles Sonnenteleskop betrachtet, kann man dunkle Bereiche, Sonnenflecken genannt, sehen. Diese Bereiche werden durch das Magnetfeld der Sonne verursacht. Die Sonnenflecken sehen nur deshalb dunkel aus, weil der Rest der Sonne sehr hell ist.

Einige Weltraumteleskope, einschließlich derer, die die Sonne umkreisen, haben gesehen, wie sich riesige Bögen der Sonnenmaterie plötzlich von der Sonne ausbreiten. Diese Bögen werden als Sonnenprotuberanzen bezeichnet. Sonnenprotuberanzen gibt es in vielen verschiedenen Formen und Größen. Einige von ihnen sind so groß, dass die Erde in sie hineinpassen könnte, und einige wenige haben die Form von Händen. Sonneneruptionen kommen und gehen auch.

Sonnenflecken, Protuberanzen und Flares werden selten, und dann zahlreich, und dann wieder selten, alle 11 Jahre.

Fotosphäre

Dies ist die Oberfläche der Sonne. Das Licht, das die Erde von der Sonne empfängt, wird von dieser Schicht abgestrahlt. Unterhalb dieser Schicht ist die Sonne undurchsichtig oder nicht transparent für Licht.

Fünf Schichten bilden die Atmosphäre der Sonne. Die Chromosphäre, die Übergangsregion und die Korona sind viel heißer als die äußere Photosphärenoberfläche der Sonne. Es wird vermutet, dass Alfvén-Wellen hindurchtreten können, um die Korona zu erwärmen.

Die Zone mit der niedrigsten Temperatur, die kühlste Schicht der Sonne, liegt etwa 500 Kilometer (310 Meilen) über der Photosphäre. Sie hat eine Temperatur von etwa 4.100 K (3.830 °C; 6.920 °F). Dieser Teil der Sonne ist kühl genug, um die Bildung einfacher Moleküle wie Kohlenmonoxid und Wasser zu ermöglichen. Diese Moleküle können auf der Sonne mit speziellen Instrumenten, Spektroskopen genannt, gesehen werden.

Die Chromosphäre ist die erste Schicht der Sonne, die man sehen kann, insbesondere während einer Sonnenfinsternis, wenn der Mond den größten Teil der Sonne bedeckt und das hellste Licht blockiert.

Die solare Übergangsregion ist der Teil der Sonnenatmosphäre, der sich zwischen der Chromosphäre und dem äußeren Teil, der Korona genannt wird, befindet. Sie kann vom Weltraum aus mit Teleskopen gesehen werden, die ultraviolettes Licht wahrnehmen können. Der Übergang liegt zwischen zwei sehr unterschiedlichen Schichten. Im unteren Teil berührt er die Photosphäre und die Schwerkraft formt die Merkmale. Im oberen Teil berührt die Übergangsschicht die Korona.

Die Korona ist die äußere Atmosphäre der Sonne und ist viel größer als der Rest der Sonne. Die Korona dehnt sich kontinuierlich in den Raum aus und bildet den Sonnenwind, der das gesamte Sonnensystem ausfüllt. Die durchschnittliche Temperatur der Korona und des Sonnenwindes beträgt etwa 1.000.000-2.000.000 K (1.800.000-3.600.000 °F). In den heißesten Regionen beträgt sie 8.000.000.000-20.000.000 K (14.400.000-36.000.000 °F). Wir verstehen nicht, warum die Korona so heiß ist. Sie kann während einer Sonnenfinsternis oder mit einem Instrument namens Koronagraphen gesehen werden.

Die Heliosphäre ist die dünne äußere Atmosphäre der Sonne, die mit dem Plasma des Sonnenwindes gefüllt ist. Sie erstreckt sich über die Umlaufbahn des Pluto hinaus bis zur Heliopause, wo sie eine Grenze bildet, an der sie mit dem interstellaren Medium kollidiert.

Eine Sonnenfinsternis entsteht, wenn sich der Mond zwischen Erde und Sonne befindet. Die letzte partielle Sonnenfinsternis in Großbritannien fand am 21. August 2017 statt.

Eine Mondfinsternis tritt auf, wenn der Mond durch den Erdschatten geht, was nur bei Vollmond vorkommen kann. Die Anzahl der Mondfinsternisse in einem einzigen Jahr kann zwischen 0 und 3 liegen, wobei die Anzahl der partiellen Finsternisse die der totalen Finsternisse um 7 bis 6 leicht übersteigt.

Astrophysiker sagen, unsere Sonne sei ein Hauptreihenstern des G-Typs in der Mitte seines Lebens. In etwa einer Milliarde Jahren wird die erhöhte Sonnenenergie die Erdatmosphäre und die Ozeane zum Kochen bringen. In ein paar weiteren Milliarden Jahren, so glauben sie, wird die Sonne größer werden und zu einem Roten Riesenstern werden. Die Sonne wäre bis zu 250 Mal so groß wie heute, so groß wie 1,4 AE (210.000.000 Kilometer; 130.000.000 Meilen) und würde die Erde verschlucken.

Das Schicksal der Erde ist immer noch ein kleines Rätsel. Auf lange Sicht hängt die Zukunft der Erde von der Sonne ab, und die Sonne wird für die nächsten 5 Milliarden Jahre ziemlich stabil sein. Berechnungen deuten darauf hin, dass sich die Erde auf eine breitere Umlaufbahn bewegen könnte. Das liegt daran, dass etwa 30 % der Masse der Sonne im Sonnenwind weggeweht werden. Auf sehr lange Sicht wird die Erde jedoch wahrscheinlich mit zunehmender Größe der Sonne zerstört werden. Sterne wie die Sonne werden zu einem späteren Zeitpunkt zu Roten Riesen. Die Sonne wird sich über die Bahnen von Merkur, Venus und wahrscheinlich der Erde hinaus ausdehnen. In jedem Fall wären der Ozean und die Luft verschwunden, bevor die Sonne dieses Stadium erreicht.

Nachdem die Sonne einen Punkt erreicht hat, an dem sie nicht mehr größer werden kann, wird sie ihre Schichten verlieren und einen planetarischen Nebel bilden. Irgendwann wird die Sonne zu einem Weißen Zwerg schrumpfen. Dann, über mehrere hundert Milliarden oder sogar eine Billionen Jahre hinweg, würde die Sonne zu einem Schwarzen Zwerg verblassen.