☉Sonne
Informationen zur Sonne
Die Sonne ist ein sog. Hauptreihen-stern. Das Funktionsprinzip der Sonne beruht auf Fusion von Wasserstoff in Helium, wobei enorme Energie...
Sonnenflecken
Sonnenflecken sind dunkle Stellen auf der Photosphäre, die kühler sind und daher weniger Licht abstrahlen als der Rest der Oberfläche...
Protuberanzen
Zwischen den Sonnenflecken bilden sich Magnetfeldlinien in Form von Schleifen aus, sog. Protuberanzen. Es sind sichtbare Auswirkungen...
Eruptionen
Flares (Sonneneruptionen) sind Gebilde mit erhöhter Helligkeit und Temperatur innerhalb der Chromosphäre der Sonne...
Sonnenwinde
Der Sonnenwind (Sternwind der Sonne) ist ein Strom geladener Teilchen, der von der Sonne aus ins All strömt und gelegendlich auf der Erde...
Chromosphäre
Die Chromosphäre (griech: Farbschicht) ist eine relativ dünne Masseschicht der Sonne, die überwiegend aus Wasserstoff und Helium besteht...
Photosphäre
Das sichtbare Licht der Sonne stammt aus der Photosphäre, die ca. 400 km dick ist und eine mittlere Gasdichte von 10-7 g/cm³ bei einer Temperatur...
Sonnenkern
Sämtliche freiwerdende Energie stammt aus einer als „Kern“ bezeichneten Zone im Innern der Sonne. Dieser Kern erstreckt sich vom Zentrum bis zu...
Informationen zur Sonne
Unsere Sonne ist das Zentrum unseres Sonnensystems innerhalb eines Seitenarmes unserer Heimatgalaxie. Die Sonne ist ein sog. Hauptreihenstern, also ein Zwergstern. Das Funktionsprinzip der Sonne beruht auf Fusion von Wasserstoff in Helium, wobei enorme Energie frei gesetzt wird, welche letztlich unserer Erde die nötigen Temperaturen für die Entwicklung von Leben liefert. Jedoch lebt unsere Sonne nicht ewig. In etwa 6 Milliarden Jahren wird ihr "Brennstoff" zur Neige gehen und sie wird sich letztlich selber verzehren...
| Name des Sterns: |  |
Sonne (lateinisch sol) | ||
| Leuchtkraftklasse: | |
Hauptreihenstern | ||
| Zahlen und Fakten | |
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| Alter: | |
4,7 Milliarden Jahre | |
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| Geschätzte Lebensdauer: | |
10-11 Milliarden Jahre | |
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| Entfernung zur Erde: | |
149,6 Millionen km | |
1 AE |
| Kleinster Erdabstand: | |
147,1 Millionen km | |
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| Größter Erdabstand: | |
152,1 Millionen km | |
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| Durchmesser: | |
1.390.000 km | |
etwa 109 Erdradien |
| Oberfläche: | |
6 087 mal 109 km² | |
etwa 12.000 Erdoberflächen |
| Dichte: | |
1409 kg/m³ | |
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| Solarkonstante: | |
1,366 Watt/m² | |
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| Strahlungsleistung: | |
3,846 · 1026 W | |
383.000.000.000.000.000.000.000 kW |
| Absolute Helligkeit: | |
+4,83 mag | ||
| Spektralklasse: | |
G2V | ||
| Hauptbestandteile: | |
Wasserstoff (75 %) | |
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Helium (24 %) | |
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Kohlenstoff/Sauerstoff (1 %) | |
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Dunkle Stellen auf der Photosphäre
Sonnenflecken
Sonnenflecken haben im Kern einen dunklen Teil, den man Umbra nennt und außen einen helleren Teil, den man als Penumbra bezeichnet. Während die Sonnenoberfläche (Photosphäre) eine Temperatur von etwa 5.800 Kelvin aufweist, ist die Temperatur der Umbra der Sonnenflecken um 3.800 Kelvin geringer, und die der Penumbra sogar 4.800 bis 5.300 Kelvin geringer.
Sonnenflecken sind somit kühlere Gebiete auf der Sonnen-oberfläche. Sie entstehen durch starke Magnetfelder, welche die Konvektion, also den Wärmetransport nach außen, behindern. Erzeugt werden diese Magnetfelder durch die Sonnenaktivitäten in der Tiefe. Durch die differentielle Rotation der Sonne kommt es zu ständigen Veränderungen im Magnetfeld der Sonne.
Stellenweise wölben sich Magnetfeldlinien über die Photosphäre hinaus.
An den Stellen, wo die Feldlinien senkrecht zur Photosphäre stehen, steigt bogenförmig Plasma auf. Dieses Phänomen bezeichnet man als eine Protuberanz. Die Austrittsstellen des aufsteigenden Plasmas auf der Sonnenoberfläche kühlen ab und werden zu einem Sonnenfleck.
Die Größe von Sonnenflecken variieren zwischen tausend und mehreren zehntausend Kilometern Durchmesser, also größer als die Erde.
95 % aller Sonnenflecken haben in etwa eine Lebensdauer von weniger als 11 Tagen. Allerdings können größere Fleckengruppen über mehrere Sonnenrotationen hin sichtbar sein und bis zu 10x älter werden, als die gewöhnlichen Sonnenflecken. Während dieser Zeit durchlaufen sie viele Entwicklungsstadien, die von M. Waldmeier klassifiziert wurden (Züricher Fleckenklassifikation, siehe Tabelle unten) und seit den 40er Jahren angewand werden. Die Häufigkeit von Sonnenflecken schwankt mit einer Periode von etwa 11 Jahren, was auch als Sonnenfleckenzyklus bezeichnet wird.
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links: Tabelle Züricher Fleckenklassifikation, klassifiziert nach M. Waldmeier Zurück zur Übersicht |
Leuchtende Materieströme
Protuberanzen
Sonnenflecken haben im Kern einen dunklen Teil, den man Umbra nennt und außen einen helleren Teil, den man als Penumbra bezeichnet. Während die Sonnenoberfläche (Photosphäre) eine Temperatur von etwa 5.800 Kelvin aufweist, ist die Temperatur der Umbra der Sonnenflecken um 3.800 Kelvin geringer, und die der Penumbra sogar 4.800 bis 5.300 Kelvin geringer.
Sonnenflecken sind somit kühlere Gebiete auf der Sonnen-oberfläche. Sie entstehen durch starke Magnetfelder, welche die Konvektion, also den Wärmetransport nach außen, behindern. Erzeugt werden diese Magnetfelder durch die Sonnenaktivitäten in der Tiefe. Durch die differentielle Rotation der Sonne kommt es zu ständigen Veränderungen im Magnetfeld der Sonne.
Stellenweise wölben sich Magnetfeldlinien über die Photosphäre hinaus.
An den Stellen, wo die Feldlinien senkrecht zur Photosphäre stehen, steigt bogenförmig Plasma auf. Dieses Phänomen bezeichnet man als eine Protuberanz. Die Austrittsstellen des aufsteigenden Plasmas auf der Sonnenoberfläche kühlen ab und werden zu einem Sonnenfleck.
Die Größe von Sonnenflecken variieren zwischen tausend und mehreren zehntausend Kilometern Durchmesser, also größer als die Erde.
95 % aller Sonnenflecken haben in etwa eine Lebensdauer von weniger als 11 Tagen. Allerdings können größere Fleckengruppen über mehrere Sonnenrotationen hin sichtbar sein, und bis zu 10x älter werden, als die gewöhnlichen Sonnenflecken. Während dieser Zeit durchlaufen sie viele Entwicklungsstadien, die von M. Waldmeier klassifiziert wurden (Züricher Fleckenklassifikation, siehe Tabelle unten) und seit den 40er Jahren angewandt werden. Die Häufigkeit von Sonnenflecken schwankt mit einer Periode von etwa
11 Jahren, was auch als Sonnenfleckenzyklus bezeichnet wird.
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Gewaltige Ausbrüche
Eruptionen
Flares (auch Sonneneruptionen oder chromosphärische Eruptionen) sind Phänomene mit erhöhter Helligkeit und Temperatur innerhalb der Chromosphäre. Die Dauer der Flares (Eruptionen) ist proportional zur Ausdehnung des Eruptionsgebiets. Die mittlere Lebensdauer liegt bei 10 min bis 90 min, wobei nach einem schnellen Anstieg der Helligkeit ein langsames Abklingen erfolgt. Flares treten in Gebieten der Sonne auf, in denen sich auch Sonnenflecken und Sonnenfackeln zeigen.
Pro Tag sind bei normaler Sonnenaktivität 5 bis 10 Flares zu beobachten. Die Stärke von Sonneneruptionen wird in 3 Kategorien untergeteilt: X-Klasse, M-Klasse und C-Klasse. Bei X-Klasse Eruptionen können Sonnenstürme entstehen, die u. a. große Auswirkungen auf die Erde haben können.
Anders die Eruptionen in der C-Klasse, ihre Auswirkungen sind als minimal zu bezeichnen. Der Grad der Auswirkung hängt aber nicht nur von der Stärke der Sonneneruption ab, sondern auch, oder vor allem von der Richtung des resultierenden Sonnensturms, denn nicht jeder Sonnensturm muss auch zwangsläufig die Erde treffen ...
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Zauber Polarlicht
Sonnenwinde
Der Sonnenwind, der Sternwind der Sonne, ist ein Strom geladener Teilchen, der von der Sonne ins All strömt. Gelegentlich wird insbesondere in der Presse auch der falsche Begriff Sonnenstaub analog zu Sternenstaub verwendet, was insbesondere bei der Berichterstattung zur Genesis-Sonde der Fall war.
Da der Sonnenwind aus elektrisch geladenen Teilchen besteht, stellt er ein Plasma dar, das sowohl das Magnetfeld der Sonne als auch das der Erde verformt. Das irdische Magnetfeld hält den Teilchenschauer zum größten Teil von der Erde ab. Nur bei einem starken Sonnenwind können die Teilchen in die hohen Schichten der Atmosphäre eindringen und dort Polarlichter hervorrufen, ebenso wie auf anderen Planeten mit einem Magnetfeld. Starke Sonnenwinde haben auch Einfluss auf die Ausbreitung von elektromagnetischen Wellen und können unter anderem den Kurzwellenfunk und die Kommunikation mit Satelliten stören.
Ein deutlich sichtbares Anzeichen für die Existenz des Sonnenwinds liefern die Kometen: Kometenschweife zeigen immer von der Sonne weg, denn die Gas- und Staubteilchen, welche die Koma und den Schweif bilden, werden vom Sonnenwind mitgerissen.
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links: Darstellung von Sonnen-winden |
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Farbschicht der Sonne
Chromosphäre
Die Chromosphäre (griech: Farbschicht) ist eine relativ dünne Masseschicht der Sonne, die überwiegend aus Wasserstoff und Helium besteht. Sie erstreckt sich bis zu einer Höhe von etwa 10.000 Kilometern über der Photosphäre und geht dann in die Korona über.
Ohne optische Hilfsmittel, wie spezielle Filter (H-alpha-Filter), ist die Chromosphäre nur bei einer totalen Sonnenfinsternis zu beobachten. Sie ist dann als rötlich scheinendes, nach oben gezacktes Gebilde zu erkennen.
Die Gasdichte nimmt in der Chromosphäre von 10-11 auf 10-15 g/cm³ mit der Höhe ab. Gleichzeitig steigt die Temperatur von etwa 6.000 K bis auf 10.000 K an. Innerhalb weniger hundert Kilometer geht die Chromosphäre dann in die Korona mit ein bis zwei Millionen Kelvin über.
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links: Die Chromosphäre wird vor allem bei einer totalen Sonnenfinsternis sichtbar |
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Licht-Absorber
Photosphäre
Die Photosphäre ist eine sehr dünne Schicht der Sonne. Sie ist die innerste Sonnenschicht, welche noch visuell, sowie fotografisch erreichbar ist. Der Hauptteil des sichtbaren Lichts der Sonne stammt aus dieser Photosphäre, welche ca. 350-400 km dick (bei einem Sonnendurchmesser von 1.390.000 km!) ist und eine mittlere Gasdichte von 10-7 g/cm³ bei einer Temperatur von etwa 5800 K aufweist.
Infolge der Absorptionswirkung in der Oberfläche sind die darunter liegenden Schichten nicht sichtbar. Die Absorption des sichtbaren Lichtes findet bei relativ niedrigen Temperaturen statt, beginnend mit etwa 7 000 K, nach außen ab und erreicht an der Grenze zur Chromosphäre ein Minimum von 4 800 K.
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links: Die Photosphäre ist wie eine sehr dünne Haut |
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Kontrollierte Kernfusion
Sonnenkern
Sämtliche frei werdende Energie stammt aus einer als „Kern“ bezeichneten Zone im Innern der Sonne. Dieser Kern erstreckt sich vom Zentrum bis zu etwa einem Viertel des Radius der sichtbaren Sonnenoberfläche.
Obwohl der Kern nur
1,6 % des Sonnenvolumens ausmacht, sind hier rund 50 % der Sonnenmasse konzentriert. Bei einer Temperatur von etwa 15,6 Millionen K liegt die Materie in Form eines Plasmas vor. Durch die Proton-Proton-Reaktion verschmelzen Wasserstoffkerne zu Heliumkernen, wobei Gammastrahlung und Elektron-
neutrinos erzeugt werden. Die erzeugten Heliumkerne haben aufgrund der Bindungsenergie eine geringfügig geringere Masse als die Summe der ursprünglichen Wasserstoffkerne (Massendefekt).
Der Massenunterschied wird gemäß der Formel E = m · c2 in Energie umgewandelt (pro Fusion von 4 Protonen zu 1 He-Kern ≈ 27 MeV). Im Kern der Sonne werden pro Sekunde 564 Millionen Tonnen Wasserstoff zu 560 Millionen Tonnen Helium fusioniert, wobei eine Gesamtleistung von etwa 3,7 · 1026 W = 370 Quadrillionen Watt freigesetzt wird.
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links: Innerer Aufbau der Sonne |
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Heiße Strahlen
Korona
Die Sonnenkorona (griech./lat. κορώνα/Corona = Kranz, Krone) ist die sehr dünne "Atmosphäre" der Sonne, deren schwaches Leuchten man freiäugig
nur bei einer totalen Sonnenfinsternis sieht.
Dieser zarte Strahlenkranz reicht - je nach Sonnenaktivität - um 1-3 Sonnenradien nach außen und stellt eine erste Übergangszone von der Sonne zum interplanetaren Raum dar. Den inneren Teil können Astronomen mit speziellen Messinstrumenten (Koronograf) auch ohne die Hilfe des Mondes aufnehmen. Die Korona schließt an die Photosphäre (sichtbare Sonnenoberfläche) und die nur mehr infrarot strahlende Chromosphäre an. Ihre äußerst verdünnte Materie wird von letzterer durch Stoßwellen heißer Gase auf etwa 1 Millionen Grad angeregt. Allerdings ist die Gasdichte schon so gering (sie nimmt von ca. 0,000001 Gramm pro Kubikzentimeter auf 10-19 g/cm³ ab), dass die kinetische Temperatur nur mehr aus der mittleren Bewegung ihrer Atome zu berechnen ist.
Ob die Aufheizung hauptsächlich durch die Sonnenstrahlung, durch Überschallwellen oder andere Wechselwirkungen mechanischer oder magnetischer Art erfolgt, ist noch Gegenstand von Forschungen und Modellberechnungen.
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links: Bei einer totalen Sonnenfinsternis wird die Korona deutlich sichtbar |
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