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Die Sonne,das Zentralgestirn unseres Sonnensystems, ist ein riesiger Gasball in dessen Inneren ein Fusionsreaktor läuft. Der lateinische Name der Sonne ist „Sol“, und im Griechischen heißt sie „Helios“. Aus dem lateinischen und dem griechischen Namen der Sonne leiten sich zahlreiche Wörter ab die in der Astronomie im Zusammenhang mit der Sonne benutzt werden,.
Die Sonne ist das hellste Objekt am Himmel,
das wir von der Erde aus beobachten können. Obwohl die Sonne,
im Vergleich mit anderen Sternen, nur ein „durchschnittlicher“ Stern ist,
erscheint sie uns so groß und so hell, da sie im Mittel nur rund 8 Lichtminuten von der Erde entfernt ist.
Zum Vergleich: Der nächste Fixstern, Proxima Centauri, ist 4,32 Lichtjahre entfernt.
Wegen des Umfangs der Informationen auf dieser Seite im Folgenden eine Übersicht über die
Abschnitte:
• Energiegewinnung im Inneren der Sonne
Darüber hinaus gibt es, ebenfalls wegen der Umfangs der Informationen,
für folgende Themen jeweils eine eigene Seite:
| Mittlere Entfernung zur Erde | 149 600 000 km |
| Durchmesser | 1 391 400 km |
| Masse | 1,989 × 1030 kg |
| Temperatur an der ungestörten Oberfläche | 5850° C |
| Scheinbare Helligkeit | -26m,74 |
| Absolute Helligkeit | -4m,83 |
| Alter | ca. 4,57 Millarden Jahre |
| Rotationsperiode bei 16° Breite | 25d 9h 7m |
| Spektralklasse | G2 |
| Leuchtkraftklasse | V |
| Hauptbestandteile (bezogen auf die Masse) |
Wasserstoff: 73,5 % Helium: 25 % |
Die Sonne ist, wie in der folgenden Skizze angedeutet, schalenförmig aufgebaut,
wobei es jedoch keine scharfen Übergänge gibt.
Aufbau der Sonne: Schematische Darstellung
Im Zentrum unserer Sonne, das auch als Kern bezeichnet wird, befindet sich ein riesiger Fusionsreaktor und hier wird auch alle frei werdende Energie produziert. Im Kern der Sonne sind rund 50 % der Sonnenmasse konzentriert, er macht aber nur etwa 1,6 % des Volumens der Sonne aus.
Bei einer Temperatur von etwa 15,6 Millionen Kelvin, einem Druck von über 200 Milliarden Bar und einer Dichte von 155g/cm3 werden dort in jeder Sekunde circa 655 Millionen Tonnen Wasserstoff in 650 Millionen Tonnen Helium umgewandelt. Die fehlenden 5 Tonnen werden nach der Einsteinschen Formel e = m × c2 in Energie umgewandelt. Diese Energie zunächst durch Strahlung, später dann durch Konvektion abtransportiert.
Um den Kern der Sonne herum liegt die Strahlungszone. Sie macht etwa 70 % des Sonnenradius aus. Wie der Name besagt erfolgt der Energietransport hier durch Strahlung.
In der Strahlungszone ist die Dichte so hoch, dass ein Photon, also ein Lichtteilchen, keine weiten Stecken zurücklegen kann ohne von einem anderen Teilchen absorbiert (hier: eingefangen) zu werden. Dabei gibt das Photon seine Energie an das andere Teilchen ab. Irgendwann wird das Photon wieder emittiert (ausgesandt), wobei die Richtung in jedem beliebigen Winkel von der ursprünglichen Richtung abweichen kann. Dieser Vorgang der Absorption und Emission wiederholt sich vielfach, wodurch sich die Photonen nur sehr langsam in Richtung Sonnenoberfläche bewegen. Statistisch gesehen benötigt ein Photon etwa 10 000 bis 170 000 Jahre bis es die Sonne verläßt. Außerdem nimmt bei jedem Absorptions- und Emissionsvorgang die Energie des Photons, und damit auch seine Wellenlänge ab. Die bei der Fusionsreaktion frei gewordene Gammastrahlung wird dabei in Röntgenstrahlung umgewandelt.
Die Konvektionszone schließt sich an die Strahlungszone an. Die Temperatur beträgt and der Grenze zwischen Konvektionszone und Strahlungszone immer noch 2 Millionen Kelvin. Die Konvektionszone ist ca. 140 000 km dick, das sind 20 % des Sonnendurchmessers. Beim Übergang zwischen Strahlungs- und Konvektionszone kommt es zu einer starken Scherströmung, die sich in Form der differentiellen Rotation der Sonne auswirkt.
Der Wärmetransport erfolgt in der Konvektionszone nicht mehr durch Strahlung, sondern durch Konvektion, dass heißt heiße Materie steigt auf, kühlt ab und sinkt wieder in das Sonneninnere ab. Dieser Vorgang ist vergleichbar mit dem brodelnden Inhalt eines Kochtopfes. Die heiße, aufsteigende Materie ist heller als die kühlere, absteigende Materie, was wir mit Hilfe eines Teleskops als Granulation auf der Sonnenoberfläche beobachten können.
Die Photosphäre befindet sich oberhalb der Konvektionszone. Sie ist 300 bis 400 km dick, und die Temperatur an ihrer Oberfläche beträgt rund 5 000 K. Die Bezeichnung Photosphäre kommt aus dem Griechischen und bedeutet soviel wie „Kugelschale aus Licht“.
Die Photosphäre gilt allgemein als die Sonnenoberfläche, obwohl die Sonne keine scharfe äußere Grenze besitzt. Wegen riesiger Wirbel und variabler Magnetfelder darf man sich die Sonnenoberfläche nicht als glatt vorstellen. Die Photosphäre gibt die gesamte im Kern erzeugte Energie in Form von Strahlung ab. Pro Sekunde werden 4 × 1026 W abgestrahlt.
Ein Teil der Energie wird in dem für das menschliche Auge sichtbaren Bereich des Spektrums abgestrahlt. Dieses für uns sichtbare Leicht wird als Kontinuum, also ohne Unterbrechungen und über den gesamten Wellenlängenbereich, abgestrahlt. Wir nehmen dieses Licht als weißes Licht wahr.
Der Name Chromosphäre kommt aus dem Griechischen und kann mit „Farbschicht“ in das Deutsche übersetzt werden. Die Chromosphäre ist ca. 10000km dick, und die Temperatur steigt von 5 000 K auf über 10 000 K an. Die Chromosphäre wird von der Photosphäre überstrahlt. Während totaler Sonnenfinsternisse ist sie aber vor und nach der Totalität für einige Sekunden als roter Farbsaum zu sehen, da das Licht der Photosphäre dann durch den Mond abgeschattet wird.
Die Chromosphäre kann in zwei Schichten, die obere und die untere Chromosphäre unterteilt werden:
Die untere Chromosphäre ist mit 7 500 K relativ kühl. Sie hat eine Dicke von 4000km und besteht hauptsächlich aus neutralem Wasserstoff. Die Temperatur in der unteren Chromosphäre reicht jedoch aus um einzelne Elektronen aus den Wasserstoffatomen auf ein höheres Energieniveau zu heben. Wenn ein solches Elektron wieder auf sein ursprüngliches Energieniveau zurückspringt wird dabei Energie in Form von Licht frei. Am bekanntesten ist hier die H-alpha Linie, die eine Wellenlänge von 656,28 Nanometern aufweist. Diese Wellenlänge befindet sich in dem für uns roten Bereich des sichtbaren Lichtes.
Die obere Chromosphäre hat eine Temperatur unter von bis zu einer Million Kelvin und eine Dicke von ca. 6.000 km. Sie besteht hauptsächlich aus ionisiertem Wasserstoff und zeigt ein Emissionsspektrum. Dieses Emissionsspektrum sehen wir aber nur kurzzeitig, als so genanntes „Flash-Spektrum“, während totaler Sonnenfinsternisse. Kurz vor und kurz nach der Totalität wird das Licht der Photosphäre, die die Chromosphäre sonst überstrahlt, durch den Mond abgeschattet und die Chromosphäre wird sichtbar.
In der Chromosphäre spielen sich noch eine Reihe weitere Vorgänge ab, deren Auswirkungen wir beobachten können:
Fraunhofersche Linien
Bestimmte Wellenlängen des Lichtes, das von der Photosphäre als Kontinuum ausgestrahlt wird,
werden in der Chromosphäre absorbiert. Wir können dies in Form von dunklen Linien im Spektrum
des Sonnenlichtes beobachten. Die Fraunhoferschen Linien wurden nach Joseph von Fraunhofer benannt,
der sie 1814 entdeckte.
Protuberanzen
Protuberanzen sind Materieströme, die am Sonnenrand beobachtet werden können.
Sie können im Licht der H-alpha-Linie bei 656,28 nm beobachtet werden.
Man unterscheidet zwei Arten von Protuberanzen:
Flares
Flares werden auch als eruptive
Protuberanzen,
koronale Massenauswürfe oder Sonneneruptionen bezeichnet.
Sie können im Licht der H-alpha-Linie bei 656,28 nm als kleine Ausbuchtungen am Rand der
Sonnenscheibe beobachtet werden.
Die Flares haben eine Lebensdauer von nur wenigen Minuten bis zu maximal ein bis zwei Stunden.
Die Entstehung der Flares lässt sich auf elektromagnetische Vorgänge
im Inneren der Sonne zurückführen, die bewirken,
dass Materie mit bis zu 1 000 km/s weggeschleudert wird.
Die Anzahl der zu beobachtenden Flares ist von der Sonnenaktivität abhängig.
Allgemein gilt: Je größer die Sonnenaktivität ist, desto mehr Flares sind zu beobachten.
Filamente
Als Filamente werden
Protuberanzen
bezeichnet, die als dunkle, fadenförmige Strukturen auf der Sonnenscheibe erscheinen.
Sie erscheinen gegenüber der Sonnenoberfläche als dunkler,
da sie eine etwas niedrigere Temperatur als die Sonnenoberfläche aufweisen.
Fackeln
Fackeln sind Gebiete mit erhöhter Temperatur und Helligkeit,
die wir als helle Flecken auf der Sonnenoberfläche beobachten können.
Sie treten meist in der Nähe von Sonnenflecken auf und haben eine mittlere Lebensdauer von 15 Tagen.
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Das Bild oben entstand 2001 während der totalen
Sonnenfisternis in Lusaka
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Die Korona ist die äußerste Schicht der Sonnenatmosphäre. Sie geht ohne scharfe Grenze in den Weltraum über. Die Korona wurde bei der Beobachtung totaler Sonnenfinsternisse entdeckt, denn während der Totalität wird sie als als strahlenförmiger Kranz um die vom Neumond verfinsterte Sonne herum sichtbar. Von solchen Beobachtungen leitet sich auch der aus dem Lateinischen stammende Name Korona ab, der ins Deutsche übersetzt „Krone“ bedeutet.
Während einer totalen Sonnenfinsternis sieht man die Korona wie auf dem Bild rechts dann als Strahlenkranz um eine tiefschwarze Scheibe. Der Anblick ist einfach überwältigend. Außerhalb von totalen Sonnenfinsternissen kann man die Korona ohne Hilfsmittel nicht beobachten, da ihre Helligkeit geringer ist als die des Himmelshintergrundes. Bei der Beobachtung mit Hilfe eines Koronographen ist man zwar nicht auf eine totale Sonnenfinsternis angewiesen, man kann mit diesem Hilfsmittel aber nur die helleren, inneren Teil der Korona sehen.
Die Korona verändert ihr Aussehen im Rhythmus des elfjährigen Sonnenfleckenzyklus. Im Sonnenfleckenminimun ist sie an den Polen stark abgeplattet und zeigt dort nur kurze Strahlenbündel, am Äquator jedoch sehr lange Strahlen und Bänder. Im Sonnenfleckenmaximum ist die Korona kreissymmetrisch. Auch die Größe der Korona, die mehrere Millionen Kilometer betragen kann, hängt von der Sonnenaktivität ab. Je aktiver die Sonne ist, desto größer ist die Korona.
Der Sonnenwind, der Sternwind der Sonne, schließt sich an die Korona an, wobei es auch hier keinen scharfen Übergang gibt. Der Sonnenwind ist eine Korpuskularstrahlung (Partikelstrahlung, Teilchenstrahlung). Er besteht hauptsächlich aus Wasserstoffkernen und freien Elektronen, sowie einigen wenigen Heliumkernen, die in den interplanetaren und interstellaren Raum strömen. Die Sonne verliert durch den Sonnenwind pro Sekunde etwa eine Million Tonnen an Masse. Die Geschwindigkeit des Sonnenwindes in Erdnähe beträgt etwa 400km/s. Der Bereich in dem der Sonnenwind die interstellare Materie verdrängt wird als Heliosphäre bezeichnet. Durch Raumsonden konnte der Sonnenwind bis zu einer Distanz von 100 AE (1,495 × 1010 km) nachgewiesen werden. Damit reicht er bis über die Plutobahn hinaus.
Die elektrisch geladenen Teilchen des Sonnenwindes beeinflussen das Erdmagnetfeld, das den überwiegenden Teil dieses Teichchenschauers von der Erdoberfläche abhält. An den magnetischen Polen können die elektrisch geladenen Teilchen des Sonnenwindes besonders tief in die Atmosphäre eindringen und dort eine zusätzliche Ionisation in der Ionosphäre hervorrufen und dort Polarlichter hervorrufen. Bei sehr starkem Sonnenwind kann es sogar zum sogenannten Mögel-Dellinger-Effekt kommen, der den Funkverkehr auf der Erde zum völligen Erliegen bringt.
Die Heliopause ist die theoretische ermittelte Grenze, an der die Beeinflussung der interstellaren Materie durch den Sonnenwind endet. Auf Grund von Beobachtungen der Raumsonde Voyager 2 geht man davon aus, dass sich die Heliopause in etwas in der vierfachen Entfernung des Pluto befindet, das sind rund 160 AE (astronomische Einheiten).
Im Zentrum unserer Sonne befindet sich ein riesiger Fusionsreaktor. Was Physiker auf der Erde mit großem Aufwand zu bauen versuchen funktioniert in Universum bereits seit Entstehung der ersten Sterne.
Energiegewinnung durch chemische Prozesse, wie zum Beispiel die Verbrennung von Kohlenwasserstoffen oder durch physikalische Vorgänge wie die Kontraktion der Sonne, wie früher angenommen wurde, würden nicht genügend Energie liefern. Außerdem würde der Brennstoff bei weitem nicht ausreichen um das Alter unseres Sonnensystems zu erklären. Die Kernspaltung kommt als Erklärung der Prozesse im Inneren unseres Zentralgestirns genausowenig in Frage, da es dort nicht genügend schwere Elemente wie zu Beispiel Uran gibt. Das die Energiegewinnung in der Sonne durch Kernfusion erfolgt weiß man erst seit den 30er Jahren als man begann die Kernphysik theoretisch und experimentell zu verstehen.
Bei einer Temperatur von etwa 15 Millionen Kelvin, einem Druck von über 200 Milliarden Bar und einer Dichte von 155g/cm3 werden dort in jeder Sekunde rund 564 Millionen Tonnen Wasserstoff in 560 Millionen Tonnen Helium umgewandelt. Die fehlenden 4 Tonnen werden nach der bekannten Einsteinschen Formel e=m *c2 in Energie umgewandelt. Bei der Umwandlung eines einzigen Gramms Wasserstoff in Helium entsteht eine Energie von 180 000 Kilowattstunden.
Bei der Fusion von Wasserstoff zu Helium, wie sie im Inneren der Sonne abläuft, entsteht aus 4 Wasserstoffkernen ein Heliumkern. Dafür gibt es zwei Mechanismen, die bei unterschiedlichen Temperaturen ablaufen. Zum einen ist das der Proton-Proton-Zyklus, der im Inneren unserer Sonne zum überwiegenden Teil abläuft, und zum anderen der Bethe-Weizäcker-Zyklus, auch Kohlenstoff-Stickstoff-Zyklus genannt.
Durch Fusionsreaktionen im Inneren von Sternen können Elemente bis zum Eisen gebildet werden. Die schwereren Elemente entstehen, wenn ein Stern am Ende seines Lebens in einer Supernova explodiert.
Die Sonne ist, wie bereits mehrfach erwähnt, ein riesiger Gasball. Damit dieser Gasball stabil ist und nicht durch die Gravitation in sich zusammenfällt muss es Kräfte geben, die der Gravitation entgegenwirkt. Eine Komponente dieser Kräfte ist die Fliehkraft, die durch Rotation entsteht.
Die Rotationsgeschwindigkeit variiert abhängig von der solaren Breite. Die Sonne dreht sich in den äquatorialen Bereichen schneller als an den Polen, der Fachbegriff hierfür ist differenzielle Rotation. Eine Umdrehung dauert am Äquator 25 Tage und an den Polen 34 Tage. Ursache für die differentielle Rotation ist eine starke Scherströmung, die beim Übergang zwischen Strahlungs- und Konvektionszone entsteht. Die differentielle Rotation spielt bei der Erzeugung der solaren Magnetfelder eine wesentliche Rolle. Die solaren Magnetfelder sind wiederum die Ursache vieler Aktivitätserscheinungen, wie zum Beispiel den Sonnenflecken.
Informationen zu den Sonnenflecken befinden sich auf der Seite Sonnenbeobachtung im Abschnitt Sonnenflecken
Aktualiert am 25. März 2010 von Martina Haupt