Ö Sonne und der Star der Erde am nächsten, ist ungefähr 150 Millionen Kilometer von uns entfernt und ist dafür verantwortlich, das gesamte Sonnensystem in seiner InteraktionGravitation: acht Planeten und die anderen Himmelskörper, aus denen er besteht, wie Zwergplaneten, Asteroiden und Kometen.
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Sonneneigenschaften
Die Zusammensetzung der Sonne ist von 74% im Wasserstoff und 24% im Helium, wobei der verbleibende Prozentsatz hauptsächlich aus Sauerstoff, Kohlenstoff und Eisen. All die Energieproduziert von der Sonne kommt aus dem Prozess der Kernfusion aufgrund der hohen Temperaturen seines Kerns (ca. 15 Millionen Kelvin) und seines enormen Drucks.
Folglich ist unser Stern in der Lage, Atome aus Wasserstoff in Helium, und die Zahlen sind unglaublich: Jede Sekunde verschmilzt die Sonne etwa 600 Millionen Tonnen Wasserstoff zu Helium und wandelt einen Teil dieser Masse in Energie um, in Form von Elektromagnetische Wellen, wie Gamma.
Insgesamt verbraucht die Sonne etwa 4 Millionen Tonnen ihrer Masse pro Sekunde, eine Menge, die mehr als genug ist, um sie die nächsten 6 oder 7 Milliarden Jahre lang zu scheinen, aufgrund ihrer großPasta, das ist ungefähr 1,98,10 is31 kg, mehr als das 330.000-fache der Erdmasse.
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Aufgrund seiner enormen Masse ist der Schwere auf der Sonnenoberfläche erreicht 274 m/s², 27,4 mal größer als die Masse der Erde. Damit erreicht die Abgasgeschwindigkeit dort 617 km/s, mehr als 2 Millionen Kilometer pro Stunde.
die Periode von Rotation der Sonne um die eigene Achse ist 27Tage für dein Ecuador, das macht den 7189 km/h, und ab 35Tage für dein Stangen. Dieser Unterschied in der Rotationsperiode erzeugt eine unterschiedliche Rotation (sogenannter Sonnendynamo), die für seine große magnetische Aktivität, da die gesamte im Stern vorhandene Materie ionisiert ist (im plasmatischen Zustand), wodurch die StürmeSolar-, EruptionenHerzkranzgefäße und FleckenSolar-.
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physikalische Struktur der Sonne
Die Sonne kann in Teile mit unterschiedlichen physikalischen Eigenschaften unterteilt werden, siehe, welche das sind:
- Ader: wo Kernfusionen stattfinden und der Nukleosyntheseprozess etwa 25 % der Sonnenmasse ausmacht.
- Strahlungszone: wo die vom Kern erzeugte elektromagnetische Strahlung viele Male reflektiert wird und es Tausende von Jahren dauert, um aus seinem Inneren zu entweichen.
- Konvektionszone: eine instabile Schicht, die Wärme durch Konvektion überträgt, treten in dieser Region Sonneneruptionen auf.
- Photosphäre: die äußerste Schicht der Sonne, auf dieser Grundlage wird das gesamte Sonnenlicht abgestrahlt. Die Photosphäre ist etwa 100 km dick.
- Chromosphäre: eine Schicht geringer Dichte, die den Übergang zwischen der Sonnenatmosphäre und der Sonnenkorona markiert.
- Krone: eine Aura von Plasma die Millionen von Kilometern um die Sonne durchdringt, kann ihre Temperatur 1.000.000 ºC erreichen. Es wird angenommen, dass diese Temperatur aufgrund des intensiven Magnetfelds der Sonne entsteht.
Sonnenalter
Es wird geschätzt, dass das Alter der Sonne 4,6 Milliarden Jahre und das in ungefähr 7 Milliarden Jahre, er wird ein roter Riese, mit einem äquatorialen Radius, der 200 mal größer ist als der aktuelle (von 6.963,108 m, fast 109-mal der Erdradius) und bis zu 5000-mal heller, die Umlaufbahn unseres Planeten „verschlucken“.
Wenn diese Marke erreicht ist, kann die Sonne Atome von. verschmelzen Kohlenstoff wegen hoher Temperaturen. Die letzten Stadien der Sternentwicklung der Sonne deuten darauf hin, dass dieser Stern zu einem a-N-AWeiß - eine klasse von sternen äußerstdicht — weniger als die Hälfte seiner gegenwärtigen Masse aufgrund des Prozesses der Kernfusion und der Emission von Sonnenwinden aufweist, komprimiert auf einen Radius bis 17 mal kleiner, hinterlässt eine große Sternenstaubwolke.
Farbe der Sonne
Die Sonne gilt als Star der Hauptreihe (der seine Energie durch die Fusion von Wasserstoff erzeugt), der Kategorie a-N-AGelb. Trotz des Namens ist es kein kleiner oder gelblicher Stern, sondern größer und heller als ein guter. Teil der Sterne, die mit bloßem Auge sichtbar sind, obwohl sie sehr weit davon entfernt sind, einer der größten oder mehr zu sein leuchtend.
Das Adjektiv Gelb, wiederum hängt es zusammen mit seine Oberflächentemperatur (ca. 6000 ºC) und seine Helligkeit: das ist ein sehr star Mehrkalt und nicht wenigerleuchtend das weiß und blau ruft.
Darüber hinaus ist die Sonne in der Lage, alleSieLängenimWelle des sichtbaren Lichts, so dass von außerhalb der Erde betrachtet seine Farbe Weiß. Der Gelbton, den wir beim Betrachten dieses Sterns beobachten, entsteht durch die Streuung der Sonnenstrahlen, wenn sie in die Atmosphäre, siehe Foto unten, aufgenommen in 22 km Höhe.
Sonnentemperatur
Die Temperatur der Sonne ist sehr unterschiedlich und kann aufgrund der großen Anzahl von Konzepten, die zu ihrer Erklärung verwendet werden, ziemlich komplex zu verstehen sein. Ö AderSolar- kann erreichen 15 Millionen Kelvin, in diesem Bereich werden die Heliumatome durch die Verschmelzungnuklear. Die Region unmittelbar in der Nähe des Kerns, bekannt als Zoneradioaktiv, kann Temperaturen zwischen 2 und 7 Millionen Kelvin.
Am Rande der radioaktiven Zone befindet sich die Zonekonvektiv, wo große Ströme von Plasma die in der Lage sind, Energie durch Konvektion an die Außenseite der Sonne zu übertragen. Die Konvektionszone hat eine durchschnittliche Temperatur von 2 Millionen Kelvin. Die Oberfläche der Sonne wiederum wird als bezeichnet Photosphäre, hat eine durchschnittliche Temperatur von 5778 von kelvin.
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Sonnenstrahlung
Die von der Sonne produzierte Energie erreicht die Erde teilweise in Form von Wellenelektromagnetisch. Auf der Erdoberfläche ist die Sonnenstrahlungsintensität kommt an um 1366 kW/m² (Kilowatt pro Quadratmeter) und dieser Wert schwankt über die gesamte Umlaufzeit um weniger als 0,1 Prozent. All diese Energie stammt aus Kernfusionen, die im Kern der Sonne stattfinden und Wasserstoffatome in Heliumatome umwandeln können.
Während des Fusionsprozesses werden nach der Gleichung des berühmten Physikers etwa 0,7% der Masse der Wasserstoffatome in Energie umgewandelt. Albert Einstein: E = mc². Mit dieser Formel können wir abschätzen, dass jede Kernfusion bis zu 6,8 Megaelektronenvolt (MeV) freisetzen kann.
Ungefähr 1,3 % der gesamten von der Sonne produzierten Energie liegt in Form von winzigen Teilchen vor, die als bezeichnet werden Neutrinos. Sie Neutrinos sie sind so klein, dass sie das Innere unseres Planeten durchqueren können, ohne ein einziges Atom zu berühren. Die Sonne emittiert eine riesige Menge dieser Partikel, um Ihnen eine Vorstellung zu geben, hier auf der Erde sind wir einer Durchfluss von 8,1010 Neutrinos pro Quadratzentimeter, jede Sekunde.
Wie wir bereits wissen, wird ein Großteil der verbleibenden Energie, die von der Sonne produziert wird, in Form von Elektromagnetische Wellen. Sie PhotonenimLicht die im Sonnenkern entstehen, können erst nach etwa 170.000 Jahren an die Oberfläche gelangen. Dies geschieht aufgrund der hohen Dichte im Inneren der Sonne. Wenn wir also den Stern betrachten, wurde das Licht, das unsere Augen erreicht, vor mindestens 170.000 Jahren erzeugt. Nach dem Verlassen der Sonne braucht das Licht etwas mehr als acht Minuten, um die Erde zu erreichen.
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Sonnenwind
zusätzlich zu Elektromagnetische Wellen und aus den Neutrinos stößt die Sonne eine große Menge an Wasserstoff- und Heliumionen aus, was zu dem führt, was wir. nennen WindSolar. der Sonnenwind ist a Plasmaerhitzt die mit einer Geschwindigkeit von bis zu fahren können 900 km/s. Die Temperatur des Sonnenwindes kann bis zu 1 Million Grad Celsius erreichen. In Erdnähe beträgt seine Temperatur etwa 200.000 K.
Der Sonnenwind breitet sich durch das interplanetare Medium aus, entlang eines Komplexes FlugbahnSpiral, geführt durch das starke Magnetfeld der Sonne. Aufgrund ihrer hohen Geschwindigkeit erreichen diese Teilchen den Jupiter in etwa 27 Tagen, der gleichen Zeit, die die Sonne für eine Umdrehung um ihre eigene Achse benötigt.
Wenn Sonnenwindpartikel auf die Feldmagnetischterrestrisch, sie werden beschleunigt und spiralförmig in Richtung der magnetischen Pole der Erde. Die Anregung durch Reibung zwischen den Teilchen des Sonnenwinds und der Atmosphäre führt zur Emission von sichtbarem Licht, im Volksmund bekannt als known AuroraPolar.
Es wird geschätzt, dass sich der magnetische Einfluss der Sonne zwischen 84 und 94 erstreckt astronomische Einheiten, bei diesen Entfernungen ist es immer noch möglich, das Vorhandensein des Sonnenwinds und den Einfluss des Sonnenmagnetfelds zu erkennen. Die astronomische Einheit wiederum entspricht der Entfernung zwischen Erde und Sonne, also etwa 150 Millionen Kilometer. Zu Vergleichszwecken befindet sich der Planet Neptun 30 astronomische Einheiten von der Sonne entfernt.
Entwicklung der Sonne
Die Sonne "verbrennt" Wasserstoff auf mindestens 4,6 Milliarden Jahre. Einige physikalische Modelle zeigen an, dass der Stern bis zu 10 % heller alle Milliarde Jahre, so dass die Sonne heute etwa 40% heller ist als zum Zeitpunkt ihrer Entstehung.
Ö ZukunftvonSonne wird durch den Moment markiert, in dem Ihr gesamter Wasserstoff in Helium umgewandelt wird. Wenn dies geschieht, wird es bis zu 200 Mal größer und erreicht die Umlaufbahn der Venus.
Bei der Finale deines Lebens wird die Sonne sehr leiden ZusammenbruchGravitation, seine Größe wird reduziert, bis es sich in a. ändert weißer zwergstern. Astronomen schätzen, dass die Sonne in diesem Stadium etwa 50% deiner aktuellen Masse und dass seine Größe mit der der Erde vergleichbar ist.
Von mir. Rafael Helerbrock
