Solarstruktur

I. Das Innern

Nach den unterschiedlichen vorgehenden Prozessen wird die Sonne auf 4 verschiedene Zonen verteilt.Die Energie wird im Kern generiert.Diese Energie zerstreut sich nach aussen in Form von Radiation (vor allem gamma- und x-Strahlen) durch die radioaktive Zone und in Form von konvektiven Fluidstö (kochender Strom) durch die ä Konvectionzone.Man denkt,dass das Sonnenmagnetenfeld in der dü Schlicht zwischen der radioaktiven Zone und der convectiven Zone produziert wird.
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1.Das Kern

Das Sonnenkern befindet sich im zentralen Region,wo bei den nukearen Reaktionen Wasserstoff in Helium verwandet wird.Bei der Reaktion wird Energie freigesetzt,die die als Licht ausgestrahlt wird.Diese Reaktionen sind sehr sensibel und hä von der Temperatur und der Dichte ab. Jeder Elektron muss eine entsprechende Energie besitzen,damit das Teilchen die entgegengesetzte elektrone Kraft bei einem Zusammenstoss mit einem anderen positiv galadenen Teilchen ä kann.Die Temperatur in dem direkten Zentrum der Sonne ist ungefä 15,000,000 eC(27,000,000 eF) und die Dichte ist ~150 g/cm (~10fcher die Dichte des Goldes oder des Quecksilbers).Die temperatur und die Dicht sinken in Richtung von innen nach aussen.Das Nuklearbrenen ist fast gelö ausserhalb des Kernrandes (~ 25% von der Sistanz bis zur Oberflä oder 175,000 km vom Zentrum entfernt).Am Rand senkt die Temperatur zweifach und die Dichte erreicht 20 g/cm.

Bei dem Verwandlungprozess von Wasserstoff in Helium werden auch elementare Teilchen,namens Neutronen, produziert.Diese elusive Teilchen ü die Scchichten der Sonnenschale und kö sogar auf der Erde detektet werden.Die detekteten Neutronen sind aber nur ein kleiner Teil dieser,die die Erde erreichen mussten.Das Problem mit den fehlenden Neutronen ist eine der grossen Mysteries der Solarastrologie.
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2.Die radiative Zone

Die radiative Zone befindet sich zwischen der Kernschale und dem Rand der Convestionszone.Durch die radiative Zone verbreitet sich die Energie in Form von Radiation. Die Energie,die im Kern generiert wird ,wird durch das Licht (photons) von Teilchen zu Teilchen durch die radiative Zone ü Anfang bis zur Ende der radiativen Zone sinkt die Dichte 20 g/cm (ungefä die Dichte des Goldes ) zu 0,2g/cm (weniger als die Dichte des Wassers.Die Temperatur geht von 7,000,000° auf 2,000,000° C zurü von innen nach aussen.
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3.Die Interfaceschicht

Die Interface schicht befindet sich zwischen der radiativen Zone and der convectiven Zone. Diese dü Schicht wird immer interessanter in der Gegenwart,nachdem mehrere deteile ü sie entdeckt wurden.Heutzutage glaubt man ,dass das Magnetenfeld der Sonne in dieser Schicht von einem Dynamo generiert wird.Die Ä in der Geschwindigkeit der Fluidströ innerhalb der Schicht kö Magnetenkraftlinie erregen und sie stä machen. Es kö auch Ä in der chemischen Zusammensetzung vorkommen.
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4.Die Convectionszone

Die Convectionszone ist die ä Schicht.Sie fä eine Tiefe von ungefä 200,000 km um und reicht bis zur sehbaren Oberflä der unteren Grenze der Convectionszone beträ die Temperatur um die 2,000,000° C. Das ist kalt genug ,damit die schweren Ionen ihre Elektronen behalten.Das macht der Material undurchdringlicher,so dass es fü die Radiation schwieriger wird durchzudringen.Das fü zu Unstabilitä des Fluids,die Konvektion zur Folge hat.Diese konvektive Bewegungen bringen die Hitze ganz rasch zu der Oberflä Der Fluid wird grö und kä wä des Aufstiegs.Auf der Oberflä beträ die Temperatur 5,700 C und die Dichte ist nur 0,0000002 gm/cm.Die konvektiven Bewegungen kann man auf der Oberflä als Granulen und Supergranulen sehen.
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II. The Photosphä

Die Photosphä ist die sehbare Sonnenoberflä,die wir gut kennen.Seitdem die Sonne ein Ball aus Gas ist,ist das keine solide Oberflä sondern eine ungefä 100 km dü Schicht.Wenn man zum Sonnenzentrum sieht ,sieht man einige heissere und schiefere Regionen
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Einige Eigenschaften kann man mit Hilfe einem einfachen Teleskop beobachten.Dazu z&@288hlen die dunklen Sonnenflecken und Granulen.Wir Kö auch den Strom aus Material in der Photosphä durch den Doppler Effekt messen.Diese Messungen zeigen auch andere Eigenschaften wie z.B. die Supergranulen.

Die Sonne macht eine ganze Drehung um ihre Axis fü 27 Tage.Diese Drehung war zum ersten Mal wä der Beobachtung der Sonnenflecken in der Photosphä festgestellt.Die Sonnenaxis ist nicht gerade stehend, und wir kö im September mehr von der Sonne von dem Nordpolus und im Mä von dem Sö sehen. Seitdem die Sonne ein Ball aus Gas ist,dreht sie sich nicht wie die anderen soliden Planeten und der Mond.Eigentlich,die Eqatorialregione drehen sich rascher(24 Tage) als die polaren Regionen(mehr als 30 Tage).Diesbezö fö die AStronomen Untersuchungen durch.

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III. Chromosphä


	Die Chromosphä ist eine Schicht ö der Photosphä,wo die Temperatur ungefä 20,000 C beträ dioeser Temperatur kann man die sogenannte H-alpha emission(eine farbenreiche Emission) beabachten.Die gibt der Chromosphä ihren Namen (Farbensphä). up
	Man kann andere Eigenschaften durch Einen Spektrograph oder einen Filter,der H-alpha Emission isoliert,beobachten. up