Sonne

Die Sonne ist ein gewöhnlicher Stern, einer von etwa 100 Milliarden in unserer Galaxie, der Milchstraße. Die Sonne hat extrem wichtige Einflüsse auf unseren Planeten: Sie treibt Wetter, Meeresströmungen, Jahreszeiten und Klima an und ermöglicht Pflanzenleben durch Photosynthese. Ohne die Wärme und das Licht der Sonne gäbe es kein Leben auf der Erde.Vor etwa 4,5 Milliarden Jahren begann sich die Sonne aus einer Molekülwolke zu formen, die hauptsächlich aus Wasserstoff und Helium bestand., Eine nahe gelegene Supernova emittierte eine Schockwelle, die mit der Molekülwolke in Kontakt kam und sie erregte. Die molekulare Wolke begann sich zu komprimieren, und einige Gasregionen brachen unter ihrem eigenen Gravitationszug zusammen. Als eine dieser Regionen zusammenbrach, begann sie sich auch zu drehen und sich durch zunehmenden Druck zu erwärmen. Ein Großteil des Wasserstoffs und Helium blieb im Zentrum dieser heißen, rotierenden Masse. Schließlich erhitzten sich die Gase genug, um mit der Kernfusion zu beginnen, und wurden zur Sonne in unserem Sonnensystem.,
Andere Teile der Molekülwolke kühlten sich zu einer Scheibe um die brandneue Sonne ab und wurden zu Planeten, Asteroiden, Kometen und anderen Körpern in unserem Sonnensystem.Die Sonne ist etwa 150 Millionen Kilometer von der Erde entfernt. Diese Entfernung, die als astronomische Einheit (AU) bezeichnet wird, ist ein Standardabstandsmaß für Astronomen und Astrophysiker.
Ein AU kann mit Lichtgeschwindigkeit gemessen werden, oder die Zeit, die es für ein Photon des Lichts von der Sonne zur Erde zu reisen. Es braucht Licht auf der Sonne etwa acht Minuten und 19 Sekunden, um die Erde zu erreichen.,
Der Radius der Sonne, oder die Entfernung von der Mitte bis zu den äußeren Grenzen, ist etwa 700.000 Kilometer (432.000 Meilen). Diese Entfernung ist etwa 109 mal so groß wie der Radius der Erde. Die Sonne hat nicht nur einen viel größeren Radius als die Erde—sie ist auch viel massiver. Die Masse der Sonne ist mehr als 333.000 Mal so groß wie die der Erde und enthält etwa 99,8 Prozent der gesamten Masse im gesamten Sonnensystem!
Zusammensetzung
Die Sonne besteht aus einer lodernden Kombination von Gasen. Diese Gase sind tatsächlich in Form von Plasma., Plasma ist ein gasähnlicher Materiezustand, bei dem die meisten Teilchen ionisiert sind. Dies bedeutet, dass die Teilchen eine erhöhte oder reduzierte Anzahl von Elektronen haben.
Etwa drei Viertel der Sonne ist Wasserstoff, der ständig miteinander verschmilzt und Helium durch einen Prozess namens Kernfusion erzeugt. Helium macht fast das gesamte verbleibende Viertel aus. Ein sehr kleiner Prozentsatz (1,69 Prozent) der Sonnenmasse besteht aus anderen Gasen und Metallen: Eisen, Nickel, Sauerstoff, Silizium, Schwefel, Magnesium, Kohlenstoff, Neon, Kalzium und Chrom In diesem Jahr.,69 Prozent mögen unbedeutend erscheinen, aber seine Masse ist immer noch das 5,628-fache der Masse der Erde.
Die Sonne ist keine feste Masse. Es hat keine leicht identifizierbaren Grenzen wie felsige Planeten wie die Erde. Stattdessen besteht die Sonne aus Schichten, die fast ausschließlich aus Wasserstoff und Helium bestehen. Diese Gase erfüllen in jeder Schicht unterschiedliche Funktionen, und die Sonnenschichten werden anhand ihres prozentualen Anteils am Gesamtradius der Sonne gemessen.
Die Sonne ist durchdrungen und etwas von einem Magnetfeld gesteuert., Das Magnetfeld wird durch eine Kombination von drei komplexen Mechanismen definiert: einen kreisförmigen elektrischen Strom, der durch die Sonne fließt, Sonnenschichten, die sich mit unterschiedlichen Geschwindigkeiten drehen, und die Fähigkeit der Sonne, Elektrizität zu leiten. In der Nähe des Sonnenäquators bilden Magnetfeldlinien kleine Schleifen in der Nähe der Oberfläche. Magnetfeldlinien, die durch die Pole fließen, erstrecken sich viel weiter, Tausende von Kilometern, bevor sie zum gegenüberliegenden Pol zurückkehren.
Die Sonne dreht sich um Ihre eigene Achse, genau wie die Erde. Die Sonne dreht sich gegen den Uhrzeigersinn und dauert zwischen 25 und 35 Tagen, um eine einzelne Drehung abzuschließen.,
Die Sonne umkreist im Uhrzeigersinn um das Zentrum der Milchstraße. Seine Umlaufbahn liegt zwischen 24.000 und 26.000 Lichtjahren vom galaktischen Zentrum entfernt. Die Sonne braucht etwa 225 Millionen bis 250 Millionen Jahre, um einmal um das galaktische Zentrum zu kreisen.
Elektromagnetische Strahlung
Die Energie der Sonne wandert mit Lichtgeschwindigkeit in Form von elektromagnetischer Strahlung (EMR) zur Erde.
Das elektromagnetische Spektrum existiert als Wellen unterschiedlicher Frequenzen und Wellenlängen.
Die Frequenz einer Welle gibt an, wie oft sich die Welle in einer bestimmten Zeiteinheit wiederholt., Wellen mit sehr kurzen Wellenlängen wiederholen sich mehrmals in einer bestimmten Zeiteinheit, so dass sie hochfrequent sind. Im Gegensatz dazu haben niederfrequente Wellen viel längere Wellenlängen.
Die überwiegende Mehrheit der elektromagnetischen Wellen, die von der Sonne kommen, sind für uns unsichtbar. Die hochfrequentesten Wellen, die von der Sonne emittiert werden, sind Gammastrahlen, Röntgenstrahlen und ultraviolette Strahlung (UV-Strahlen). Die schädlichsten UV-Strahlen werden fast vollständig von der Erdatmosphäre absorbiert. Weniger starke UV-Strahlen wandern durch die Atmosphäre und können Sonnenbrand verursachen.,
Die Sonne emittiert auch Infrarotstrahlung – deren Wellen sind eine viel niedrigere Frequenz. Die meiste Wärme von der Sonne kommt als Infrarotenergie an.
Zwischen Infrarot und UV eingeklemmt ist das sichtbare Spektrum, das alle Farben enthält, die wir als Menschen sehen können. Die Farbe Rot hat die längsten Wellenlängen (am nächsten an Infrarot) und Violett (am nächsten an UV) die kürzeste.
Die Sonne selbst ist weiß, was bedeutet, dass sie alle Farben im sichtbaren Spektrum enthält., Die Sonne erscheint orang-gelb, weil das blaue Licht, das es emittiert, eine kürzere Wellenlänge hat und in der Atmosphäre gestreut wird—derselbe Prozess, der den Himmel blau erscheinen lässt.
Astronomen nennen die Sonne jedoch einen „gelben Zwergstern“, weil ihre Farben in den gelb-grünen Bereich des elektromagnetischen Spektrums fallen.
Evolution der Sonne
Die Sonne wird, obwohl sie alles Leben auf unserem Planeten aufrechterhalten hat, nicht für immer scheinen. Die Sonne existiert bereits seit etwa 4, 5 Milliarden Jahren.,
Der Prozess der Kernfusion, der die Wärme und das Licht erzeugt, die das Leben auf unserem Planeten ermöglichen, ist auch der Prozess, der die Zusammensetzung der Sonne langsam verändert. Durch Kernfusion verbraucht die Sonne ständig den Wasserstoff in ihrem Kern:Jede Sekunde verschmilzt die Sonne rund 620 Millionen Tonnen Wasserstoff zu Helium.
In diesem Stadium des Lebens der Sonne besteht ihr Kern zu 74% aus Wasserstoff. In den nächsten fünf Milliarden Jahren wird die Sonne den größten Teil ihres Wasserstoffs durchbrennen und Helium wird zu ihrer Hauptbrennstoffquelle.,
In diesen fünf Milliarden Jahren wird die Sonne vom „gelben Zwerg“ zum „roten Riesen“.“Wenn fast der gesamte Wasserstoff im Sonnenkern verbraucht wurde, zieht sich der Kern zusammen und erwärmt sich, wodurch die Menge der stattfindenden Kernfusion erhöht wird. Die äußeren Schichten der Sonne dehnen sich aus dieser zusätzlichen Energie aus.
Die Sonne wird sich auf das 200-fache ihres aktuellen Radius ausdehnen und Merkur und Venus verschlucken.
Astrophysiker diskutieren, ob sich die Erdumlaufbahn über die Reichweite der Sonne hinaus ausdehnen würde oder ob unser Planet auch von der Sonne verschlungen würde.,
Wenn sich die Sonne ausdehnt, verteilt sie ihre Energie auf eine größere Oberfläche, was sich insgesamt kühlend auf den Stern auswirkt. Diese Abkühlung wird das sichtbare Licht der Sonne in eine rötliche Farbe bringen—einen roten Riesen.
Schließlich erreicht der Kern der Sonne eine Temperatur von etwa 100 Millionen auf der Kelvin-Skala (fast 100 Millionen Grad Celsius oder 180 Millionen Grad Fahrenheit), die gemeinsame wissenschaftliche Skala zur Messung der Temperatur. Wenn es diese Temperatur erreicht, beginnt Helium zu verschmelzen, um Kohlenstoff zu erzeugen, ein viel schwereres Element., Dies führt zu intensivem Sonnenwind und anderer Sonnenaktivität, die schließlich die gesamten äußeren Schichten der Sonne abwerfen. Die Phase des roten Riesen ist vorbei. Nur der Kohlenstoffkern der Sonne wird übrig bleiben, und als „weißer Zwerg“ wird er keine Energie erzeugen oder emittieren.
Sonnenstruktur
Die Sonne besteht aus sechs Schichten: Kern, Strahlungszone, Konvektionszone, Photosphäre, Chromosphäre und Korona.
Kern
Der Sonnenkern, mehr als tausendmal so groß wie die Erde und mehr als 10 mal dichter als Blei, ist ein riesiger Ofen. Die Temperaturen im Kern übersteigen 15,7 Millionen Kelvin (auch 15.,7 millionen Grad Celsius oder 28 Millionen Grad Fahrenheit). Der Kern erstreckt sich auf etwa 25% des Sonnenradius.
Der Kern ist der einzige Ort, an dem Kernfusionsreaktionen auftreten können. Die anderen Schichten der Sonne werden aus der dort erzeugten Kernenergie erwärmt. Protonen von Wasserstoffatomen kollidieren heftig und verschmelzen oder verbinden sich zu einem Heliumatom.
Dieser Prozess, bekannt als PP (Proton-Proton) Kettenreaktion, emittiert eine enorme Menge an Energie., Die Energie, die während einer Sekunde der Sonnenfusion freigesetzt wird, ist weitaus größer als die, die bei der Explosion von Hunderttausenden von Wasserstoffbomben freigesetzt wird.
Während der Kernfusion im Kern werden zwei Arten von Energie freigesetzt: Photonen und Neutrinos. Diese Teilchen tragen und emittieren Licht, Wärme und Energie der Sonne. Photonen sind das kleinste Teilchen von Licht und anderen Formen elektromagnetischer Strahlung. Neutrinos sind schwieriger zu erkennen und machen nur etwa zwei Prozent der Gesamtenergie der Sonne aus. Die Sonne emittiert sowohl Photonen als auch Neutrinos in alle Richtungen, die ganze Zeit.,
Strahlungszone
Die Strahlungszone der Sonne beginnt bei etwa 25 Prozent des Radius und erstreckt sich auf etwa 70 Prozent des Radius. In dieser breiten Zone kühlt sich die Wärme aus dem Kern dramatisch ab, von sieben Millionen K auf zwei Millionen K.
In der Strahlungszone wird Energie durch einen Prozess namens Wärmestrahlung übertragen. Während dieses Prozesses werden Photonen, die im Kern freigesetzt wurden, eine kurze Strecke zurücklegen, von einem nahe gelegenen Ion absorbiert, von diesem Ion freigesetzt und wieder von einem anderen absorbiert. Ein Photon kann diesen Prozess für fast 200.000 Jahre fortsetzen!,
Übergangszone: Tachocline
Zwischen der Strahlungszone und der nächsten Schicht, der konvektiven Zone, gibt es eine Übergangszone, die Tachocline genannt wird. Diese Region entsteht durch die differentielle Rotation der Sonne.
Differential Rotation passiert, wenn verschiedene Teile eines Objekts mit unterschiedlichen Geschwindigkeiten drehen. Die Sonne besteht aus Gasen, die in verschiedenen Schichten und Breiten unterschiedliche Prozesse durchlaufen. Der Äquator der Sonne dreht sich viel schneller als seine Pole, zum Beispiel.
Die Rotationsrate der Sonne ändert sich schnell in der Tachocline.,
Konvektive Zone
Bei etwa 70% des Sonnenradius beginnt die konvektive Zone. In dieser Zone ist die Sonnentemperatur nicht heiß genug, um Energie durch Wärmestrahlung zu übertragen. Stattdessen überträgt es Wärme durch thermische Konvektion durch thermische Säulen.
Ähnlich wie Wasser, das in einem Topf kocht, oder heißes Wachs in einer Lavalampe werden Gase tief in der Konvektionszone der Sonne erhitzt und „kochen“ nach außen, weg vom Sonnenkern, durch thermische Säulen. Wenn die Gase die äußeren Grenzen der Konvektionszone erreichen, kühlen sie ab und tauchen zurück zur Basis der Konvektionszone, um wieder erhitzt zu werden.,
Photosphäre
Die Photosphäre ist die hellgelbe, sichtbare „Oberfläche“ der Sonne. Die Photosphäre ist etwa 400 Kilometer (250 Meilen) dick, und die Temperaturen dort erreichen etwa 6.000 k (5.700° C, 10.300° F).
Die thermischen Säulen der Konvektionszone sind in der Photosphäre sichtbar und sprudeln wie kochendes Haferflocken. Durch mächtige Teleskope erscheinen die Spitzen der Säulen wie Granulate über der Sonne. Jedes Granulat hat ein helles Zentrum, bei dem es sich um das heiße Gas handelt, das durch eine thermische Säule aufsteigt., Die dunklen Ränder des Granulats sind das kühle Gas, das die Säule hinunter zum Boden der Konvektionszone hinabsteigt.
Obwohl die Spitzen der thermischen Säulen wie kleine Körnchen aussehen, sind sie in der Regel mehr als 1.000 Kilometer (621 Meilen) über. Die meisten thermischen Säulen existieren etwa acht bis 20 Minuten, bevor sie sich auflösen und neue Säulen bilden. Es gibt auch „Supergranules“, die bis zu 30.000 Kilometer (18.641 Meilen) lang sein können und bis zu 24 Stunden dauern.,
Sonnenflecken, Sonneneruptionen und Sonnenvorsprünge bilden sich in der Photosphäre, obwohl sie das Ergebnis von Prozessen und Störungen in anderen Schichten der Sonne sind.
Photosphere: Sonnenflecken
Ein Sonnenfleck ist genau das, was es klingt—ein dunkler Fleck auf der Sonne. Ein Sonnenfleck bildet sich, wenn intensive magnetische Aktivität in der Konvektionszone eine thermische Säule reißt. An der Spitze der gebrochenen Säule (sichtbar in der Photosphäre) wird die Temperatur vorübergehend verringert, da heiße Gase sie nicht erreichen.,
Photosphäre: Sonneneruptionen
Der Prozess der Erzeugung von Sonnenflecken öffnet eine Verbindung zwischen der Korona (der äußersten Schicht der Sonne) und dem Inneren der Sonne. Sonnenmaterie springt aus dieser Öffnung in Formationen, die als Sonneneruptionen bezeichnet werden. Diese Explosionen sind massiv: Innerhalb weniger Minuten setzen Sonneneruptionen das Äquivalent von etwa 160 Milliarden Megatonnen TNT frei, oder etwa ein Sechstel der Gesamtenergie, die die Sonne in einer Sekunde freisetzt.
Wolken aus Ionen, Atomen und Elektronen brechen aus Sonneneruptionen aus und erreichen die Erde in etwa zwei Tagen., Sonneneruptionen und Sonnenvorsprünge tragen zum Weltraumwetter bei, das die Erdatmosphäre und das Magnetfeld stören sowie Satelliten-und Telekommunikationssysteme stören kann.
Photosphäre: Koronale Massenauswürfe
Koronale Massenauswürfe (CMEs) sind eine andere Art von Sonnenaktivität, die durch die ständige Bewegung und Störungen im Magnetfeld der Sonne verursacht wird. CMEs bilden sich typischerweise in der Nähe der aktiven Regionen von Sonnenflecken, die Korrelation zwischen den beiden wurde nicht nachgewiesen., Die Ursache von CMEs wird noch untersucht, und es wird vermutet, dass Störungen in der Photosphäre oder in der Korona zu diesen heftigen Sonnenexplosionen führen.
Photosphere: Solar Prominence
Solar prominences sind helle Schleifen der Sonnenmaterie. Sie können weit in die koronale Schicht der Sonne eindringen und sich Hunderte von Kilometern pro Sekunde ausdehnen. Diese gekrümmten und verdrehten Merkmale können Hunderttausende von Kilometern Höhe und Breite erreichen und dauern zwischen einigen Tagen und einigen Monaten.
Solar Prominenzen sind kühler als die Korona, und sie erscheinen als dunklere Stränge gegen die Sonne., Aus diesem Grund sind sie auch als Filamente bekannt.
Photosphere: Solar Cycle
Die Sonne emittiert nicht ständig Sonnenflecken und Solar ejecta; es geht durch einen Zyklus von etwa 11 Jahren. Während dieses Sonnenzyklus ändert sich die Häufigkeit von Sonneneruptionen. Während der Sonnenmaximums kann es mehrere Fackeln pro Tag geben. Während der Sonnenminimums kann es weniger als eine pro Woche geben.
Der Sonnenzyklus wird durch die Magnetfelder der Sonne definiert, die sich um die Sonne schlingen und sich an den beiden Polen verbinden. Alle 11 Jahre kehren sich die Magnetfelder um und verursachen eine Störung, die zu Sonnenaktivität und Sonnenflecken führt.,
Der Sonnenkreislauf kann Auswirkungen auf das Klima der Erde haben. Zum Beispiel spaltet das ultraviolette Licht der Sonne Sauerstoff in der Stratosphäre und stärkt die schützende Ozonschicht der Erde. Während des Sonnenminimums gibt es geringe Mengen an UV-Strahlen, was bedeutet, dass die Ozonschicht der Erde vorübergehend verdünnt wird. Dadurch können mehr UV-Strahlen in die Erdatmosphäre eindringen und diese erwärmen.
Sonnenatmosphäre
Die Sonnenatmosphäre ist die heißeste Region der Sonne. Es besteht aus der Chromosphäre, der Korona und einer Übergangszone, die als Sonnenübergangsregion bezeichnet wird und die beiden verbindet.,
Die Sonnenatmosphäre wird durch das helle Licht der Photosphäre verdeckt und ist selten ohne spezielle Instrumente zu sehen. Nur bei Sonnenfinsternissen, wenn sich der Mond zwischen Erde und Sonne bewegt und die Photosphäre verbirgt, können diese Schichten mit bloßem Auge gesehen werden.
Chromosphäre
Die rosa-rote Chromosphäre ist etwa 2.000 Kilometer (1.250 Meilen) dick und mit Jets von heißem Gas gespickt.
Am Boden der Chromosphäre, wo sie auf die Photosphäre trifft, ist die Sonne am kühlsten, bei etwa 4.400 k (4.100° C, 7.500° F)., Diese niedrige Temperatur verleiht der Chromosphäre ihre rosa Farbe. Die Temperatur in der Chromosphäre nimmt mit der Höhe und erreicht 25,000 k (25,000° C, 45,000° F) am äußeren Rand der region.
Die Chromosphäre gibt Strahlen von brennenden Gasen ab, die als Spicules bezeichnet werden, ähnlich wie Sonneneruptionen. Diese feurigen Gaswolken erreichen wie lange, flammende Finger aus der Chromosphäre; Sie haben normalerweise einen Durchmesser von etwa 500 Kilometern. Spicules dauern nur etwa 15 Minuten, können aber Tausende von Kilometern Höhe erreichen, bevor sie kollabieren und sich auflösen.,
Solar Transition Region
Die solar transition region (STR) trennt die Chromosphäre der Korona.
Unterhalb der STR werden die Schichten der Sonne kontrolliert und bleiben aufgrund der Schwerkraft, des Gasdrucks und der verschiedenen Prozesse des Energieaustauschs getrennt. Oberhalb der STR sind Bewegung und Form der Ebenen viel dynamischer. Sie werden von magnetischen Kräften dominiert. Diese magnetischen Kräfte können Sonnenereignisse wie koronale Schleifen und den Sonnenwind in die Tat umsetzen.
Der Zustand von helium in diesen beiden Regionen hat auch Unterschiede. Unterhalb der STR ist Helium teilweise ionisiert., Dies bedeutet, dass es ein Elektron verloren hat, aber immer noch eines übrig hat. Um die STR nimmt Helium etwas mehr Wärme auf und verliert sein letztes Elektron. Seine Temperatur steigt auf fast eine Million k (eine Million °C, 1,8 Millionen °F).
Corona
Die Corona ist die wispy äußerste Schicht der Sonnenatmosphäre und kann Millionen von Kilometern in den Weltraum erstrecken. Gase in der Korona verbrennen bei etwa einer Million k (eine Million° C, 1,8 Millionen° F) und bewegen sich etwa 145 Kilometer pro Sekunde.
Einige der Teilchen erreichen eine Fluchtgeschwindigkeit von 400 Kilometern pro Sekunde (249 Meilen pro Sekunde)., Sie entkommen der Anziehungskraft der Sonne und werden zum Sonnenwind. Der Sonnenwind bläst von der Sonne zum Rand des Sonnensystems.
Andere Partikel bilden koronale Schleifen. Koronale Schleifen sind Ausbrüche von Partikeln, die sich wieder zu einem nahe gelegenen Sonnenfleck krümmen.
In der Nähe der Pole der Sonne sind koronale Löcher. Diese Bereiche sind kälter und dunkler als andere Regionen der Sonne und lassen einige der sich am schnellsten bewegenden Teile des Sonnenwinds durch.
Solarwind
Der Solarwind ist ein Strom extrem heißer, geladener Teilchen, die aus der oberen Atmosphäre der Sonne geworfen werden., Dies bedeutet, dass die Sonne alle 150 Millionen Jahre eine Masse verliert, die der der Erde entspricht. Selbst bei dieser Verlustrate hat die Sonne jedoch nur etwa 0, 01% ihrer Gesamtmasse durch Sonnenwind verloren.
Der Sonnenwind weht in alle Richtungen. Es bewegt sich weiter mit dieser Geschwindigkeit für etwa 10 Milliarden Kilometer (sechs Milliarden Meilen).
Einige der Teilchen im Sonnenwind gleiten durch das Magnetfeld der Erde und in die obere Atmosphäre in der Nähe der Pole., Während sie mit der Atmosphäre unseres Planeten kollidieren, setzen diese geladenen Teilchen die Atmosphäre mit Farbe in Bewegung und erzeugen Auroren, bunte Lichtanzeigen, die als Nord-und Südlichter bekannt sind. Sonnenwinde können auch Sonnenstürme verursachen. Diese Stürme können Satelliten stören und Stromnetze auf der Erde ausschalten.
Der Sonnenwind füllt die Heliosphäre, die massive Blase geladener Teilchen, die das Sonnensystem umfasst.
Die solar-wind-schließlich verlangsamt sich in der Nähe der Grenze der Heliosphäre, an eine theoretische Grenze genannt heliopause., Diese Grenze trennt die Materie und Energie unseres Sonnensystems von der Materie in benachbarten Sternensystemen und dem interstellaren Medium.
Das interstellare Medium ist der Raum zwischen Sternensystemen. Der Sonnenwind, der Milliarden von Kilometern zurückgelegt hat, kann sich nicht über das interstellare Medium hinaus erstrecken.
Studium der Sonne
Die Sonne war nicht immer Gegenstand wissenschaftlicher Entdeckungen und Untersuchungen. Seit Tausenden von Jahren war die Sonne in Kulturen auf der ganzen Welt als Gott, Göttin und Symbol des Lebens bekannt.,
Zu den alten Azteken war die Sonne eine mächtige Gottheit namens Tonatiuh, die Menschenopfer brauchte, um über den Himmel zu reisen. In der baltischen Mythologie war die Sonne eine Göttin namens Saule, die Fruchtbarkeit und Gesundheit brachte. Die chinesische Mythologie hielt, dass die Sonne die einzige verbleibende von 10 Sonnengöttern ist.Im Jahr 150 n. Chr. schuf der griechische Gelehrte Claudius Ptolemäus ein geozentrisches Modell des Sonnensystems, in dem sich Mond, Planeten und Sonne um die Erde drehten., Jahrhundert verwendete der polnische Astronom Nicolaus Kopernikus mathematische und wissenschaftliche Überlegungen, um zu beweisen, dass sich Planeten um die Sonne drehten. Dieses heliozentrische Modell verwenden wir heute.Jahrhundert erlaubte das Teleskop den Menschen, die Sonne im Detail zu untersuchen. Die Sonne ist viel zu hell, um sie mit ungeschützten Augen studieren zu können.Mit einem Teleskop war es erstmals möglich, ein klares Bild der Sonne zur Untersuchung auf einen Bildschirm zu projizieren.,
Der englische Wissenschaftler Sir Isaac Newton benutzte ein Teleskop und Prisma, um das Licht der Sonne zu streuen, und bewies, dass Sonnenlicht tatsächlich aus einem Farbspektrum bestand.
Im Jahr 1800 wurde entdeckt, dass Infrarot-und ultraviolettes Licht etwas außerhalb des sichtbaren Spektrums existieren. Ein optisches Instrument namens Spektroskop ermöglichte es, sichtbares Licht und andere elektromagnetische Strahlung in seine verschiedenen Wellenlängen zu trennen. Die Spektroskopie half den Wissenschaftlern auch dabei, Gase in der Sonnenatmosphäre zu identifizieren—jedes Element hat sein eigenes Wellenlängenmuster.,
Die Methode, mit der die Sonne ihre Energie erzeugte, blieb jedoch ein Rätsel. Viele Wissenschaftler stellten die Hypothese auf, dass sich die Sonne zusammenzog und Wärme von diesem Prozess abgab. Im Jahr 1868 untersuchte der englische Astronom Joseph Norman Lockyer das elektromagnetische Spektrum der Sonne. Er beobachtete helle Linien in der Photosphäre, die keine Wellenlänge eines bekannten Elements auf der Erde hatten. Er vermutete, dass es ein Element gab, das auf der Sonne isoliert war, und nannte es Helium nach dem griechischen Sonnengott Helios.,
In den nächsten 30 Jahren kamen Astronomen zu dem Schluss, dass die Sonne einen heißen, unter Druck stehenden Kern hatte, der durch Kernfusion massive Energiemengen erzeugen konnte.
Technologie weiter zu verbessern und ermöglichte es den Wissenschaftlern, neue Funktionen der Sonne aufzudecken. Infrarotteleskope wurden in den 1960er Jahren erfunden, und Wissenschaftler beobachteten Energie außerhalb des sichtbaren Spektrums. Jahrhunderts benutzten Ballons und Raketen, um spezialisierte Teleskope hoch über die Erde zu senden, und untersuchten die Sonne ohne Störungen durch die Erdatmosphäre.,Solrad 1 war das erste Raumschiff, das zur Erforschung der Sonne entwickelt wurde und 1960 von den Vereinigten Staaten gestartet wurde. In diesem Jahrzehnt schickte die NASA fünf Pioniersatelliten, um die Sonne zu umkreisen und Informationen über den Stern zu sammeln.
Im Jahr 1980 startete die NASA eine Mission während der Sonnenfinsternis, um Informationen über die hochfrequenten Gammastrahlen, UV-Strahlen und Röntgenstrahlen zu sammeln, die während der Sonneneruptionen emittiert werden.
Das Sonnen – und Heliosphärenobservatorium (SOHO) wurde in Europa entwickelt und 1996 in die Umlaufbahn gebracht, um Informationen zu sammeln., SOHO sammelt seit 12 Jahren erfolgreich Daten und prognostiziert Weltraumwetter.
Voyager 1 und 2 sind Raumfahrzeuge, die an den Rand der Heliosphäre reisen, um herauszufinden, woraus die Atmosphäre besteht, wo Sonnenwind auf das interstellare Medium trifft. Voyager 1 überquerte diese Grenze im Jahr 2012 und Voyager 2 tat dies im Jahr 2018.
Eine weitere Entwicklung in der Erforschung der Sonne ist Helioseismologie, das Studium der Sonnenwellen. Es wird angenommen, dass die Turbulenz der konvektiven Zone zu Solarwellen beiträgt, die kontinuierlich Sonnenmaterial an die äußeren Schichten der Sonne übertragen., Durch das Studium dieser Wellen verstehen Wissenschaftler mehr über das Innere der Sonne und die Ursache der Sonnenaktivität.
Energie aus der Sonne
Photosynthese
Sonnenlicht liefert das notwendige Licht und Energie für Pflanzen und andere Produzenten im Nahrungsnetz. Diese Produzenten absorbieren die Sonnenstrahlung und wandeln sie durch einen Prozess namens Photosynthese in Energie um.
Produzenten sind meist Pflanzen (an Land) und Algen (in aquatischen Regionen). Sie sind die Grundlage des Nahrungsnetzes und ihre Energie und Nährstoffe werden an jeden anderen lebenden Organismus weitergegeben.,
Fossile Brennstoffe
Photosynthese ist auch für alle fossilen Brennstoffe auf der Erde verantwortlich. Wissenschaftler schätzen, dass sich vor etwa drei Milliarden Jahren die ersten Produzenten in aquatischen Umgebungen entwickelten. Sonnenlicht ermöglichte es dem Pflanzenleben zu gedeihen und sich anzupassen. Nachdem die Pflanzen gestorben waren, zersetzten sie sich und verlagerten sich tiefer in die Erde, manchmal Tausende von Metern. Dieser Prozess dauerte Millionen von Jahren.
Unter starkem Druck und hohen Temperaturen wurden diese Überreste zu dem, was wir als fossile Brennstoffe kennen. Diese Mikroorganismen wurden Erdöl, Erdgas und Kohle.,
Menschen haben Verfahren entwickelt, um diese fossilen Brennstoffe zu extrahieren und sie für Energie. Fossile Brennstoffe sind jedoch eine nicht erneuerbare Ressource. Sie brauchen Millionen von Jahren, um sich zu bilden.
Solarenergietechnologie
Solarenergietechnologie nutzt die Sonnenstrahlung und wandelt sie in Wärme, Licht oder Strom um.
Solarenergie ist eine erneuerbare Ressource, und viele Technologien können es direkt für den Einsatz in Häusern, Unternehmen, Schulen und Krankenhäusern ernten., Einige Solarenergietechnologien umfassen voltaische Solarzellen und-paneele, solarthermische Kollektoren, solarthermische Elektrizität und Solararchitektur.
Photovoltaik nutzt die Sonnenenergie, um Elektronen in Solarzellen zu beschleunigen und Strom zu erzeugen. Diese Form der Technologie wurde weit verbreitet und kann Strom für ländliche Gebiete, große Kraftwerke, Gebäude und kleinere Geräte wie Parkuhren und Müllverdichter liefern.,
Die Energie der Sonne kann auch durch eine Methode namens „Concentrated Solar Power“ genutzt werden, bei der die Sonnenstrahlen durch Spiegel und Linsen reflektiert und vergrößert werden. Der verstärkte Sonnenstrahl erwärmt eine Flüssigkeit, die Dampf erzeugt und einen elektrischen Generator antreibt.
Solarenergie kann auch ohne Maschinen oder Elektronik gesammelt und verteilt werden. Beispielsweise können Dächer mit Vegetation bedeckt oder weiß gestrichen werden, um die in das Gebäude absorbierte Wärmemenge zu verringern, wodurch die für die Klimaanlage benötigte Strommenge verringert wird. Das ist Solararchitektur.,
Sonnenlicht ist reichlich vorhanden: In einer Stunde erhält die Erdatmosphäre genug Sonnenlicht, um den Strombedarf aller Menschen für ein Jahr zu decken. Die Solartechnologie ist jedoch teuer und hängt von sonnigem und wolkenlosem lokalem Wetter ab, um effektiv zu sein. Methoden zur Nutzung der Sonnenenergie werden noch entwickelt und verbessert.