Die Sonne
| Einige Daten |
Sonnenphysik |
Durchmesser: ca. 1.392.000 km
= ca. 109 * Durchmesser der
Erde
Volumen: ca. 1.304.000 * Erdvolumen
Mittlere Dichte: 1,4 g/cm^3 (Erde = 5,5 g/cm^3)
Entfernung Sonne - Erde: 149,2 Millionen km
(= 1 Astronomische Einheit = 1 AE)
Temperatur: ca. 6000° (auf der Oberfläche)
Achsneigung: bis zu 26,3°
Das Alter der Sonne wird auf 5 Milliarden Jahre geschätzt.
Rotationsperiode: am Äquator etwas über 25 Tage
zu den Polen wird sie länger.
Wegen der Bewegung der Erde beträgt sie für einen
irdischen Beobachter 27 Tage.
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Die Sonnenenergie entsteht durch Umwandlung von 4 Wasserstoffatomen in 1 Heliumatom. Durch diese
Strahlung verliert die Sonne in jeder Sekunde etwa 4 Millionen Tonnen an Masse! Dieser Prozess
kann aber noch ca. 6 Milliarden Jahre so weitergehen. Bei 1 Gramm Wasserstoff liefert die Sonne
dabei eine Energie von 170.000 Kilowattstunden.
Dieser Umwandlungsprozeß ist nicht einfach, er verläuft in mehreren Stufen:
Zwei Wasserstoffatome verbinden sich zu Deuterium (schwerer Wasserstoff) oder zu leichtem
Helium. Erst dann kann ein gewöhnliches Heliumatom gebildet werden.
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Sonnenaktivität
Im Jahr 1733 beschrieb ein Amateur eine totale Sonnenfinsternis; er sah wie
"rote Flammen" vom Mondrand aufstiegen. Dies war der erste Bericht über die Protuberanzen.
Erst 1851 war man sich sicher das dies nicht mit dem Mond sondern mit der Sonne zusammenhängt.
Protuberanzen bestehen aus leuchtendem Gas und sind Phänomene der Chromosphäre
die über der hellen Photosphäre liegt (das sind Teile der Sonnenatmosphäre). Mit den Protuberanzen in
Zusammenhang stehen die
Sonneneruptionen. Dies sind intensive Strahlungsausbrüche. Eine Sonneneruption
tritt ohne Vorwarnung auf und dauert oft nur Minuten. Auch wir auf der Erde sind davon betroffen:
einige Sateliten können ausfallen, im Weltraum arbeitende Menschen (z.Bsp. in der ISS) müssen sich in
eine Strahlungskammer begeben, und die größte Katastrophe bei einem sehr starken Ausbruch:
Das Handy funktioniert nicht mehr :)
Andere Sonnenausstrahlungen
Unabhängig von den Eruptionen gibt es noch den Sonnenwind der aus einem
stetigen Strom von Teilchen mit geringer Energie besteht welche in allen Richtungen ausgesandt werden.
Dieser Sonnenwind biegt alle Kometenschweife von der Sonne weg. Rein theoretisch könnte man ihn
sogar als Antrieb für ein Raumschiff nehmen, mit einem "Solarsegel". Allerdings müßte das Segel
um ein vielfaches größer sein als das Raumschiff. Wie auf der Erde wäre auch ein segeln gegen den
"Wind" möglich.
Auserdem strahlt die Sonne außer sichtbarem Licht auch elektromagnetische Strahlung von großer
Wellenlänge aus; weiters hat sie noch Radiostrahlung.
Sonnenflecken
Die Sonnenflecken wurden schon bald nach der Erfindung des Fernrohres zum ersten mal von Galilei
und Fabricius beobachtet. Galilei erkannte das es sich um Merkmale auf der Oberfläche handeln
mußte.
Da die Sonne gasförmig ist sind die Flecken keine beständigen Gebilde. Nach einigen Stunden bis
maximal einige Monate verschwinden sie wieder. Ein Sonnenfleck erscheint dunkler als die Sonne - er
ist bis zu 2000° kühler.
Sonnenflecken treten meistens in Gruppen auf.
Diese Fleckengruppe zeigt eine sehr komplizierte Strucktur. Die schwarzen Stellen in der Mitte
werden Umbra genannt, der sie umgebende hellere Bereich wird Penumbra genannt.
Die in der Zeichnung abgebildete Fleckengruppe im April 1974 ist eine der größten die je
beobachtet wurden.
Sie bedeckte eine Fläche von 18 Milliarden km^2 !
Zum Vergleich ist die Erde maßstäblich dargestellt!
Durch die Rotation von Sonne und Erde erscheinen Sonnenflecken nach 13,5 Tagen wieder wenn sie
hinter dem Rand verschwunden sind (und sie sich nicht aufgelöst haben).
Längendrift der Sonnenflecken
Da die Sonne gasförmig ist dreht sie sich nicht wie ein fester Körper um ihre Achse.
In der Skizze sieht man wie sich die zu den Polen hin langsermer werdende Rotation auswirkt.
Während ein Fleck in Äquatornähe einen vollen Umfang gemacht hat kommen die anderen je
nach Breite hinterher.
Die scheinbare Bewegung der Sonnenflecken
Wegen der Achsneigung der Sonne zur Bahnebene der Erde beschreiben die Sonnenflecken für
uns keine geraden Linien (in der Skizze bei B,C,D,F,G) ausgenommen
zu Anfang Dezember und Anfang Juni (A und E). In diesen Monaten läuft die Erde durch die
Äquatorebene der Sonne.
Eine totale Sonnenfinsternis ist eines der interesantesten Naturschauspiele. Wenn der
Mond für kurze Zeit die Sonne bedeckt kann man ohne Hilfsmittel
rote Protuberanzen und die weiße Korona bewundern. Der Himmel wird in diesem Augenblick so
dunkel, daß man einige Sterne sehen kann.
Durch die Rotation des Mondes kommt es vor, daß Erde, Mond und Sonne in einer Linie
stehen. Wegen einer wahrscheinlich astronomischen Einmaligkeit ist der scheinbare
Monddurchmesser genauso groß wie der scheinbare Sonnendurchmesser.
Eine Finsternis kann maximal 8 Minuten dauern und nie mehr als einen Streifen von 262 km Breite
verdunkeln.
Es gibt aber nicht nur totale Sonnenfinsternisse sondern auch ringförmige und partiele.
Totale Sonnenfinsternis
In dieser Zeichnung (links) sieht man wie Sonne (A), Mond (B) und Erde (C) angeordnet sein müssen
damit eine totale Finsternis möglich ist. Der Kernschatten des Mondes (= Ort an dem die Finsternis
total ist), ist stets auf einen kleinen Teil der Erde beschränkt.
In der kleinen Skizze sieht man den Verlauf einer totalen Finsternis schematisch dargestellt.
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Ringförmige Finsternis
In dieser Zeichnung (links) ist der Unterschied für eine ringförmige Finsternis dargestellt.
Wiel der Mond keine exakte Kreisbahn beschreibt kommt es vor das er für eine totale Sonnenfinsternis zu
weit weg ist. In so einem Fall kommt es zu einer ringförmigen Finsternis. Wie in der anderen Zeichnung
ist A die Sonne, B der Mond und C die Erde.
In der kleinen Skizze sieht man den Verlauf einer ringförmigen Finsternis schematisch dargestellt.
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