Fakten √ľber den Kern der Sonne

Obwohl es gasförmig ist, besteht die Sonne aus Schichten, genau wie die Erde.

Die Sonne - das massereichste Objekt im Sonnensystem - ist ein gelber Zwergstern der Bev√∂lkerung. Es ist am schwereren Ende seiner Klasse von Sternen, und seine Bev√∂lkerung I bedeutet, dass es schwere Elemente enth√§lt. Die einzigen Elemente im Kern sind jedoch Wasserstoff und Helium; Wasserstoff ist der Brennstoff f√ľr Kernfusionsreaktionen, die kontinuierlich Helium und Energie produzieren. Gegenw√§rtig hat die Sonne ungef√§hr die H√§lfte ihres Brennstoffs verbrannt.

Wie die Sonne entstand

Nach der Nebelhypothese entstand die Sonne als Folge des Gravitationskollapses eines Nebels - einer gro√üen Wolke aus Raumgas und Staub. Als diese Wolke mehr und mehr Materie in ihren Kern lockte, begann sie sich auf einer Achse zu drehen, und der zentrale Teil begann sich unter dem enormen Druck zu erhitzen, der durch die Zugabe von immer mehr Staub und Gasen entstand. Bei einer kritischen Temperatur - 10 Millionen Grad Celsius - entz√ľndete sich der Kern. Die Verschmelzung von Wasserstoff zu Helium erzeugte einen √§u√üeren Druck, der der Gravitation entgegenwirkte, um einen stabilen Zustand zu erzeugen, den Wissenschaftler die "Hauptreihe" nennen.

Das Innere der Sonne

Die Sonne sieht wie eine merkmalslose gelbe Kugel aus der Erde aus, aber sie hat diskrete innere Schichten. Der zentrale Kern, der einzige Ort der Kernfusion, erstreckt sich bis zu einem Radius von 138.000 Kilometern. Dar√ľber hinaus erstreckt sich die Strahlungszone fast dreimal so weit und die Konvektionszone reicht bis in die Photosph√§re. In einem Radius von 695.000 Kilometern vom Zentrum des Kerns ist die Photosph√§re die tiefste Schicht, die Astronomen direkt beobachten k√∂nnen und die der Sonne am n√§chsten ist.

Strahlung und Konvektion

Die Temperatur im Kern der Sonne betr√§gt rund 15 Millionen Grad Celsius, das ist fast 3.000 Mal h√∂her als an der Oberfl√§che. Der Kern ist 10-mal so dicht wie Gold oder Blei und der Druck ist 340 Milliarden Mal der atmosph√§rische Druck auf der Erdoberfl√§che. Die Kern- und Strahlungszonen sind so dicht, dass Photonen, die durch Reaktionen im Kern erzeugt werden, eine Million Jahre ben√∂tigen, um die konvektive Schicht zu erreichen. Zu Beginn dieser halbdeckenden Schicht sind die Temperaturen soweit abgek√ľhlt, dass schwerere Elemente wie Kohlenstoff, Stickstoff, Sauerstoff und Eisen ihre Elektronen zur√ľckhalten k√∂nnen. Die schwereren Elemente fangen Licht und W√§rme ein und die Schicht "kocht" schlie√ülich und √ľbertr√§gt durch Konvektion Energie an die Oberfl√§che.

Fusionsreaktionen im Kern

Die Verschmelzung von Wasserstoff zu Helium im Sonnenkern verläuft in vier Stufen. In der ersten kollidieren zwei Wasserstoffkerne - oder Protonen - zu Deuterium - einer Form von Wasserstoff mit zwei Protonen. Die Reaktion erzeugt ein Positron, das mit einem Elektron kollidiert, um zwei Photonen zu erzeugen. In der dritten Stufe kollidiert der Deuteriumkern mit einem anderen Proton zu Helium-3. In der vierten Stufe kollidieren zwei Helium-3-Kerne zu Helium-4 - der häufigsten Form von Helium - und zwei freien Protonen, die den Zyklus von Anfang an fortsetzen. Die während des Fusionszyklus freigesetzte Energie beträgt 26 Millionen Elektronenvolt.

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