Die Sonne ist das Zentrum unseres Planetensystems, sein Hauptelement, ohne das es weder die Erde noch Leben auf ihr gäbe. Menschen beobachten den Stern seit der Antike. Seitdem hat sich unser Wissen über die Leuchte erheblich erweitert, angereichert mit zahlreichen Informationen über die Bewegung, den inneren Aufbau und die Beschaffenheit dieses kosmischen Objekts. Darüber hinaus leistet das Studium der Sonne einen großen Beitrag zum Verständnis der Struktur des Universums als Ganzes, insbesondere seiner Elemente, die sich in ihrem Wesen und ihren "Arbeitsprinzipien" ähneln.
Ursprung
Die Sonne ist ein Objekt, das nach menschlichen Maßstäben schon sehr lange existiert. Seine Entstehung begann vor etwa 5 Milliarden Jahren. Dann gab es anstelle des Sonnensystems eine riesige Molekülwolke. Unter dem Einfluss der Gravitationskräfte begannen Wirbel darin zu erscheinen, ähnlich wie bei terrestrischen Tornados. Im Zentrum eines von ihnen begann die Materie (meist Wasserstoff) zu kondensieren, und vor 4,5 Milliarden Jahren erschien hier ein junger Stern, der nach einer weiteren langen Zeit den Namen erhieltDie Sonne. Allmählich begannen sich Planeten um ihn herum zu bilden - unsere Ecke des Universums begann die Form anzunehmen, die dem modernen Menschen vertraut ist.
Gelber Zwerg
Die Sonne ist kein einzigartiges Objekt. Er gehört zur Klasse der Gelben Zwerge, relativ kleine Hauptreihensterne. Die Dauer des "Dienstes", der solchen Körpern freigesetzt wird, beträgt ungefähr 10 Milliarden Jahre. Gemessen an den Platzverhältnissen ist das ziemlich viel. Jetzt steht unsere Koryphäe sozusagen in der Blüte ihres Lebens: noch nicht alt, nicht mehr jung – es liegt noch ein halbes Leben vor uns.
Ein gelber Zwerg ist ein riesiger Gasball, dessen Lichtquelle thermonukleare Reaktionen sind, die im Kern stattfinden. Im rotglühenden Herzen der Sonne geht der Prozess der Umwandlung von Wasserstoffatomen in Atome schwerer chemischer Elemente kontinuierlich weiter. Während diese Reaktionen ablaufen, strahlt der Gelbe Zwerg Licht und Wärme aus.
Tod eines Sterns
Wenn der gesamte Wasserstoff verbrennt, wird er durch eine andere Substanz ersetzt - Helium. Dies wird in etwa fünf Milliarden Jahren geschehen. Die Erschöpfung des Wasserstoffs markiert den Beginn einer neuen Phase im Leben eines Sterns. Sie wird sich in einen roten Riesen verwandeln. Die Sonne wird beginnen, sich auszudehnen und den gesamten Raum bis zur Umlaufbahn unseres Planeten zu besetzen. Gleichzeitig sinkt seine Oberflächentemperatur. In etwa einer weiteren Milliarde Jahren wird sich das gesamte Helium im Kern in Kohlenstoff verwandeln und der Stern wird seine Hüllen abwerfen. Anstelle des Sonnensystems bleiben ein Weißer Zwerg und ein planetarischer Nebel, der ihn umgibt. Dies ist der Lebensweg aller Sterne wie unserer Sonne.
Interne Struktur
Die Masse der Sonne ist riesig. Es macht etwa 99 % der Masse des gesamten Planetensystems aus.
Etwa vierzig Prozent davon sind im Kern konzentriert. Es nimmt weniger als ein Drittel des Sonnenvolumens ein. Der Kerndurchmesser beträgt 350.000 Kilometer, die gleiche Zahl für den gesamten Stern wird auf 1,39 Millionen km geschätzt.
Die Temperatur im Sonnenkern erreicht 15 Millionen Kelvin. Hier der höchste Dichteindex, andere innere Regionen der Sonne sind viel dünner. Unter solchen Bedingungen finden thermonukleare Fusionsreaktionen statt, die Energie für die Leuchte selbst und alle ihre Planeten liefern. Der Kern ist von einer Strahlungstransportzone umgeben, gefolgt von einer Konvektionszone. In diesen Strukturen bewegt sich Energie durch zwei verschiedene Prozesse zur Sonnenoberfläche.
Vom Kern zur Photosphäre
Der Kern grenzt an die Strahlungsübertragungszone. Darin breitet sich die Energie durch Absorption und Emission von Lichtquanten durch die Substanz weiter aus. Dies ist ein ziemlich langsamer Prozess. Es dauert Tausende von Jahren, bis Lichtquanten vom Kern zur Photosphäre gelangen. Während sie vorrücken, bewegen sie sich hin und her und erreichen verwandelt die nächste Zone.
Aus der Strahlungsübertragungszone tritt Energie in die Konvektionszone ein. Hier erfolgt die Bewegung nach etwas anderen Prinzipien. Die Sonnenmaterie in dieser Zone wird wie eine kochende Flüssigkeit durchmischt: Die heißeren Schichten steigen an die Oberfläche, während die abgekühlten tiefer sinken. Gammaquanten bildeten sich inAtomkerne werden als Ergebnis einer Reihe von Absorptionen und Strahlungen zu Quanten des sichtbaren und infraroten Lichts.
Hinter der Konvektionszone befindet sich die Photosphäre oder die sichtbare Oberfläche der Sonne. Auch hier bewegt sich die Energie mittels Strahlungsübertragung. Heiße Ströme, die aus der darunter liegenden Region in die Photosphäre gelangen, erzeugen eine charakteristische körnige Struktur, die auf fast allen Bildern des Sterns deutlich sichtbar ist.
Außenhüllen
Oberhalb der Photosphäre befinden sich die Chromosphäre und die Korona. Diese Schichten sind viel weniger hell, sodass sie nur während einer totalen Sonnenfinsternis von der Erde aus sichtbar sind. Magnetische Eruptionen auf der Sonne treten genau in diesen verdünnten Regionen auf. Sie sind, wie andere Manifestationen der Aktivität unserer Leuchte, für Wissenschaftler von großem Interesse.
Die Ursache von Ausbrüchen ist die Erzeugung von Magnetfeldern. Der Mechanismus solcher Prozesse erfordert eine sorgfältige Untersuchung, auch weil die Sonnenaktivität zu einer Störung des interplanetaren Mediums führt, die sich direkt auf die geomagnetischen Prozesse auf der Erde auswirkt. Der Einfluss der Leuchte äußert sich in einer Veränderung der Anzahl der Tiere, fast alle Systeme des menschlichen Körpers reagieren darauf. Die Aktivität der Sonne beeinflusst die Qualität der Funkkommunikation, den Pegel des Grund- und Oberflächenwassers des Planeten und den Klimawandel. Daher ist die Untersuchung der Prozesse, die zu ihrer Zunahme oder Abnahme führen, eine der wichtigsten Aufgaben der Astrophysik. Bis heute sind noch lange nicht alle Fragen zur Sonnenaktivität beantwortet.
Beobachtung von der Erde aus
Die Sonne beeinflusst alle Lebewesen auf dem Planeten. Die Änderung der Länge der Tageslichtstunden, die Zunahme und Abnahme der Temperatur hängen direkt von der Position der Erde relativ zum Stern ab.
Die Bewegung der Sonne am Himmel unterliegt bestimmten Gesetzmäßigkeiten. Die Leuchte bewegt sich entlang der Ekliptik. Dies ist der Name der jährlichen Bahn, die die Sonne zurücklegt. Die Ekliptik ist die Projektion der Ebene der Erdbahn auf die Himmelskugel.
Die Bewegung der Leuchte ist leicht zu bemerken, wenn man sie eine Weile beobachtet. Der Punkt, an dem der Sonnenaufgang stattfindet, bewegt sich. Dasselbe gilt für den Sonnenuntergang. Wenn der Winter kommt, steht die Sonne mittags viel niedriger als im Sommer.
Die Ekliptik verläuft durch die Tierkreiskonstellationen. Die Beobachtung ihrer Verschiebung zeigt, dass es nachts unmöglich ist, die Himmelszeichnungen zu sehen, in denen sich die Leuchte gerade befindet. Es stellt sich heraus, dass nur die Konstellationen zu bewundern sind, in denen die Sonne vor etwa sechs Monaten geblieben ist. Die Ekliptik ist zur Ebene des Himmelsäquators geneigt. Der Winkel zwischen ihnen beträgt 23,5º.
Deklination ändern
Auf der Himmelskugel befindet sich der sogenannte Widderpunkt. Darin ändert die Sonne ihre Deklination von Süden nach Norden. Die Leuchte erreicht diesen Punkt jedes Jahr am Tag der Frühlings-Tagundnachtgleiche, dem 21. März. Die Sonne geht im Sommer viel höher auf als im Winter. Damit verbunden ist eine Temperaturänderung uTageslichtstunden. Wenn der Winter kommt, weicht die Sonne in ihrer Bewegung vom Himmelsäquator zum Nordpol und im Sommer nach Süden ab.
Kalender
Die Leuchte befindet sich zweimal im Jahr genau auf der Linie des Himmelsäquators: an den Tagen der Herbst- und Frühlings-Tagundnachtgleiche. In der Astronomie wird die Zeit, die die Sonne braucht, um von und zurück zum Widder zu reisen, als tropisches Jahr bezeichnet. Es dauert ungefähr 365,24 Tage. Es ist die Länge des tropischen Jahres, die dem gregorianischen Kalender zugrunde liegt. Es wird heute fast überall auf der Erde verwendet.
Die Sonne ist die Quelle des Lebens auf der Erde. Die Prozesse in seiner Tiefe und an der Oberfläche wirken sich spürbar auf unseren Planeten aus. Schon in der Antike war die Bedeutung der Leuchte klar. Heute wissen wir ziemlich viel über die Phänomene, die auf der Sonne auftreten. Die Natur der einzelnen Prozesse ist dank technologischer Fortschritte klar geworden.
Die Sonne ist der einzige Stern, der nahe genug ist, um ihn direkt zu studieren. Daten über den Stern helfen, die Mechanismen der "Arbeit" anderer ähnlicher Weltraumobjekte zu verstehen. Die Sonne birgt jedoch noch viele Geheimnisse. Sie müssen nur erkundet werden. Phänomene wie der Aufgang der Sonne, ihre Bewegung am Himmel und die von ihr ausgehende Wärme waren einst ebenfalls Rätsel. Die Geschichte des Studiums des zentralen Objekts unseres Stücks des Universums zeigt, dass im Laufe der Zeit alle Kuriositäten und Merkmale des Sterns ihre Erklärung finden.
