Lektion Ziele
- Beschreiben Sie die Schichten der Sonne.
- Beschreiben Sie die Oberflächeneigenschaften der Sonne.
- Chromosphäre
- Konvektionszone
- korona
- Kernfusion
- photon
- Photosphäre
- Plasma
- Strahlungszone
- solar flare
- solar prominence
Einführung
Betrachten Sie die Erde, den Mond und alle anderen Planeten und Satelliten im Sonnensystem., Die Masse all dieser Objekte zusammen macht nur 0,2% der Gesamtmasse des Sonnensystems aus. Der Rest, 99,8% der gesamten Masse im Sonnensystem, ist die Sonne!
Die Sonne (Abbildung unten) ist das Zentrum des Sonnensystems und das größte Objekt im Sonnensystem. Dieser nahe gelegene Stern liefert Licht und Wärme und unterstützt fast alles Leben auf der Erde.
Die Sonne.
Schichten der Sonne
Die Sonne ist eine Kugel, die fast ausschließlich aus den Elementen Wasserstoff und Helium besteht. Die Sonne ist nicht fest oder ein typisches Gas., Die meisten Atome in der Sonne existieren als Plasma, ein vierter Zustand der Materie, der aus überhitztem Gas mit einer positiven elektrischen Ladung besteht.
Interne Struktur
Da die Sonne nicht fest ist, hat sie keine definierte äußere Grenze. Es hat jedoch eine bestimmte interne Struktur mit identifizierbaren Schichten (Abbildung unten). Von innen nach außen sind Sie:
Die Schichten der Sonne.
- Der zentrale Kern der Sonne ist Plasma mit einer Temperatur von rund 27 Millionen ° C., Bei solch hohen Temperaturen verbindet sich Wasserstoff durch Kernfusion zu Helium, ein Prozess, der große Mengen an Energie freisetzt. Diese Energie bewegt sich nach außen zu den äußeren Schichten der Sonne. Kernfusion in Sternen wird im Kapitel Sterne, Galaxien und Universum mehr diskutiert.
- Die Strahlungszone, etwas außerhalb des Kerns, hat eine Temperatur von etwa 7 Millionen ° C. Die im Kern freigesetzte Energie wandert extrem langsam durch die Strahlungszone. Ein Lichtteilchen, ein Photon genannt, bewegt sich nur wenige Millimeter, bevor es auf ein anderes Teilchen trifft., Das Photon wird absorbiert und dann wieder freigesetzt. Ein Photon kann bis zu 50 Millionen Jahre dauern, bis es den ganzen Weg durch die Strahlungszone zurücklegt.
- In der Konvektionszone steigt heißes Material aus der Nähe der Strahlungszone auf, kühlt an der Sonnenoberfläche ab und stürzt dann wieder nach unten in die Strahlungszone. Konvektive Bewegung hilft, Sonneneruptionen und Sonnenflecken zu erzeugen.
Die äußeren Schichten
Die nächsten drei Schichten bilden die Sonnenatmosphäre. Da es in keinem Teil der Sonne feste Schichten gibt, sind diese Grenzen unscharf und undeutlich.,
- Die Photosphäre ist die sichtbare Oberfläche der Sonne, die Region, die Sonnenlicht emittiert. Die Photosphäre ist relativ kühl — nur etwa 6.700°C. Die Photosphäre hat verschiedene Farben; Orangen, Gelb und Rot, was ihr ein körniges Aussehen verleiht.
- Die Chromosphäre ist eine dünne Zone mit einer Dicke von etwa 2.000 km, die rot leuchtet, wenn sie durch Energie aus der Photosphäre erwärmt wird (Abbildung unten). Die Temperaturen in der Chromosphäre reichen von etwa 4.000°C bis etwa 10.000°C. Gasstrahlen feuern mit Geschwindigkeiten von bis zu 72.000 km pro Stunde durch die Chromosphäre und erreichen Höhen von bis zu 10.000 km.,
Die Chromosphäre, wie gesehen, durch einen filter.
- Die Korona ist die äußerste Plasmaschicht — Es ist der Heiligenschein der Sonne oder die Krone.“Die Koronatemperatur von 2 bis 5 Millionen°C ist viel heißer als die Photosphäre (Abbildung unten).
(a) Während einer Sonnenfinsternis ist die Korona der Sonne sichtbar, die sich Millionen von Kilometern in den Weltraum erstreckt. (b) Die Korona-und Koronalschleifen in der unteren Sonnenatmosphäre, die vom TRACE Space Telescope aufgenommen wurden.,
Der Film Einen Stern in neuem Licht zu sehen ist hier zu sehen: http://sdo.gsfc.nasa.gov/gallery/youtube.php.
Oberflächenmerkmale
Die Oberflächenmerkmale der Sonne sind gut sichtbar, jedoch nur mit spezieller Ausrüstung. Zum Beispiel sind Sonnenflecken nur mit speziellen Lichtfilterlinsen sichtbar.
Sonnenflecken
Das auffälligste Oberflächenmerkmal der Sonne sind kühlere, dunklere Bereiche, die als Sonnenflecken bekannt sind (Abbildung unten)., Sonnenflecken befinden sich dort, wo Schleifen des Sonnenmagnetfeldes die Oberfläche durchbrechen und die reibungslose Wärmeübertragung von den unteren Sonnenschichten stören, wodurch sie kühler und dunkler werden und durch intensive magnetische Aktivität gekennzeichnet sind. Sonnenflecken treten normalerweise paarweise auf. Wenn eine Schleife des Sonnenmagnetfeldes die Oberfläche durchbricht, entsteht ein Sonnenfleck, wo die Schleife herauskommt und wo sie wieder hineingeht.,
(a) Sonnenflecken treten normalerweise in 11-Jahres-Zyklen auf, wobei sie von einer Mindestanzahl auf eine maximale Anzahl ansteigen und dann allmählich wieder auf eine Mindestanzahl absinken. (b) Eine Nahaufnahme eines bei ultraviolettem Licht aufgenommenen Sonnenflecks.
Sonneneruptionen
Es gibt andere Arten von Unterbrechungen der magnetischen Energie der Sonne. Wenn eine Schleife des Magnetfeldes der Sonne einrastet und bricht, entstehen Sonneneruptionen, bei denen es sich um heftige Explosionen handelt, die große Energiemengen freisetzen (Abbildung unten).,
Magnetische Aktivität führt zu einer kleinen solar-flare.
Ein Film der Fackel ist hier zu sehen: http://www.youtube.com/watch?v=MDacxUQWeRw.
Eine starke Sonneneruption kann sich in einen koronalen Massenauswurf verwandeln (Abbildung unten).
Ein koronaler Massenauswurf ist ein großer Plasmaausstoß aus dem in diesem Bild gezeigten Stern.
Eine Sonneneruption oder ein koronaler Massenausstoß setzt Ströme hochenergetischer Teilchen frei, aus denen der Sonnenwind besteht., Der Sonnenwind kann für Raumfahrzeuge und Astronauten gefährlich sein, da er große Mengen an Strahlung aussendet, die den menschlichen Körper schädigen können. Sonneneruptionen haben ganze Stromnetze zerstört und die Funk -, Satelliten-und Handykommunikation gestört.
KQED: Reise in die Sonne
Das Solar Dynamics Observatory ist ein NASA-Raumschiff, das Anfang 2010 gestartet wurde und jede Sekunde des Tages IMAX-ähnliche Bilder der Sonne erhält und mehr Daten generiert als jede NASA-Mission in der Geschichte., Die Daten ermöglichen es Forschern, mehr über Sonnenstürme und andere Phänomene zu erfahren, die Stromausfälle verursachen und Astronauten schädigen können. Erfahren Sie mehr unter: http://science.kqed.org/quest/video/quest-quiz-the-sun/.
Sonnenvorsprünge
Ein weiteres gut sichtbares Merkmal der Sonne sind Sonnenvorsprünge. Wenn Plasma entlang einer Schleife des Magnetfeldes der Sonne von Sonnenfleck zu Sonnenfleck fließt, bildet es einen glühenden Bogen, der Tausende von Kilometern in die Sonnenatmosphäre reicht. Prominenzen können einen Tag bis mehrere Monate dauern. Prominenzen sind auch während einer totalen Sonnenfinsternis sichtbar.,
Die meisten Bilder stammen vom AIA-Instrument von SDO; Verschiedene Farben repräsentieren unterschiedliche Temperaturen, eine gängige Technik zur Beobachtung von Sonnenmerkmalen. SDO sieht die gesamte Sonnenscheibe in extrem hoher räumlicher und zeitlicher Auflösung, sodass Wissenschaftler bemerkenswerte Ereignisse wie Fackeln, Wellen und Sonnenflecken vergrößern können.
Solar Dynamics Observatory
Das obige Video wurde vom SDO aufgenommen, dem fortschrittlichsten Raumschiff, das jemals zur Untersuchung der Sonne entwickelt wurde., Während seiner fünfjährigen Mission wird SDO das Magnetfeld der Sonne untersuchen und auch die Rolle der Sonne in der atmosphärischen Chemie und im Klima der Erde besser verstehen. Februar 2010 liefert SDO Bilder mit einer zehnmal besseren Klarheit als hochauflösendes Fernsehen und wird umfassendere wissenschaftliche Daten schneller zurückgeben als jedes andere Sonnenbeobachtungsraumschiff.
Lesson Summary
- Die Masse der Sonne beträgt 99,8% der Masse unseres Sonnensystems.,
- Die Sonne besteht meist aus Wasserstoff mit kleineren Mengen Helium in Form von Plasma.
- Der Hauptteil der Sonne besteht aus drei Schichten: Kern, Strahlungszone und Konvektionszone.
- Die Atmosphäre der Sonne hat auch drei Schichten: die Photosphäre, die Chromosphäre und die Korona.
- Die Kernfusion von Wasserstoff im Kern der Sonne erzeugt enorme Energiemengen, die von der Sonne ausgehen.
- Einige Merkmale der Sonnenoberfläche umfassen Sonnenflecken, Sonneneruptionen und Vorsprünge.
Fragen prüfen
1., Auf welche Weise unterstützt die Sonne alles Leben auf der Erde?
2. Welche beiden Elemente bilden die Sonne fast vollständig?
3. Welcher Prozess ist die Wärmequelle in der Sonne und wo findet er statt?
4. Warum sollten sich menschliche Astronauten auf einer Reise zum Mars Sorgen um den Sonnenwind machen müssen? Was ist Sonnenwind?
5. Beschreiben Sie, wie Bewegungen in der Konvektionszone zu Sonneneruptionen beitragen.
6. Glauben Sie, dass Fusionsreaktionen im Sonnenkern für immer andauern und ohne Ende weitergehen werden? Erklären Sie Ihre Antwort.,
Weiterlesen / Ergänzende Links
Punkte zu berücksichtigen
- Wenn etwas plötzlich dazu führen würde, dass die Kernfusion in der Sonne aufhört, wie würden wir es wissen? Wann würden wir es wissen?
- Gibt es irgendwelche Arten von gefährlicher Energie von der Sonne? Was könnte von ihnen betroffen sein?
- Wenn die Sonne aus Gasen wie Wasserstoff und Helium besteht, wie kann sie Schichten haben?
Weiter gehen-Mathe anwenden
Haben Sie etwas gemessen, das Sie nicht erreichen können? Die Antwort ist, dass Sie einfache Geometrie verwenden können., Wir können den Durchmesser der Sonne messen, obwohl wir nicht zur Sonne gehen können und obwohl die Sonne für einen Menschen viel zu groß ist, um sie zu messen. Um die Sonne zu messen, verwenden wir die Regeln ähnlicher Dreiecke. Die Seiten ähnlicher Dreiecke sind proportional zueinander. Wenn wir ein sehr kleines Dreieck einrichten, das proportional zu einem anderen sehr großen Dreieck ist, können wir einen unbekannten Abstand oder eine unbekannte Messung finden, solange wir drei von vier Teilen der Gleichung kennen., Wenn Sie ein Loch in eine Karteikarte bohren und ein Bild der Sonne auf eine Zwischenablage projizieren, die 1 Meter von der Karteikarte entfernt ist, ist der Durchmesser unseres projizierten Sonnenbildes proportional zum wahren Durchmesser der Sonne. Hier ist die Gleichung: s / d = S / D, wobei s = Durchmesser des projizierten Bildes der Sonne, S = wahrer Durchmesser der Sonne. Die Berechnung erfordert auch, dass Sie die wahre Entfernung zwischen der Erde und der Sonne kennen, D = 1.496 x 108 km und die Entfernung (d = 1 Meter) zwischen der Zwischenablage und der Karteikarte., Bevor Sie diese Gleichung korrekt lösen können, müssen Sie sicher sein, dass sich alle Ihre Messungen in denselben Einheiten befinden – ändern Sie in diesem Fall alle Ihre Messungen in km. Probieren Sie dies aus und sehen Sie, wie genau Sie den wahren Durchmesser der Sonne messen können.
