Durchmesser: 1.392.000 km Masse: 332.270 Erdmassen Schwerebeschleunigung auf der Oberfläche: 27,9 g Mittlere Temperatur auf der Oberfläche: 5512 Grad Celsius Temperatur im Kernbereich: 15 Millionen Grad Celsius
Die Sonne ist die Quelle allen Lebens auf der Erde. Aus ihrem Urnebel sind die Planeten vor ca. fünf Milliarden Jahren entstanden. Sie ist der naheste Fixstern, ein einsamer Leuchtturm im leeren kalten, interstellaren Raum. Trotz ihrer für uns so überragenden Bedeutung ist sie im astronomischen Sinne nur ein normaler Durchschnittsstern, einer von etwa 200 Milliarden Sternen in der Milchstraße, unserer Galaxis unter 100 Milliarden weiteren Galaxien.
Die Sonne ist eine glühende Gaskugel, die vorwiegend aus Wasserstoff und Helium besteht, aber auch Spuren von Kohlenstoff, Sauerstoff, Stickstoff, Calcium, Magnesium, Silizium und sogar Titan enthält. In ihrem Innern herrscht eine Temperatur von 15 Millionen Grad Celsius und ein Druck von 221 Milliarden Atmosphären. Diese extremen Bedingungen im Kernbereich des Sterns lassen Wasserstoffkerne trotz ihrer elektromagnetischen Abstoßung miteinander verschmelzen, wobei ein Überfluß an Energie abgestrahlt wird. Diese als Kernfusion bezeichnete Form der Energieerzeugung verbrennt 4 Millionen Tonnen Sonnenmaterie pro Sekunde in reine Energie, und das schon seit 5 Milliarden Jahren. In weiteren 5 Milliarden Jahren, wenn der Wasserstoffvorrat im Kernbereich aufgebraucht ist, wird die Sonne sich aufblähen, dabei die Erde verbrennen und dann zu einer erdengroßen schwach glimmenden Kugel ("Weißer Zwerg") schrumpfen. Das wird das Ende allen Lebens in unserem Sonnensystem sein.
Die von uns beobachtbare Sonnenoberfläche zeigt eine Reihe interessanter Erscheinungen auf, wie zum Beispiel Sonnenflecken und Protuberanzen. Bei Sonnenflecken handelt es sich um relativ kühle Gebiete (4000 Grad Celsius) auf der Sonnenoberfläche, die durch Anomalien im solaren Magnetfeld erzeugt wurden und als dunkle Flecken erscheinen. Die Häufigkeit solcher Sonnenflecken sind einer elfjährigen Periode unterworfen, und deren Maximum ist sehr oft von solaren "Radiostürmen" begleitet, die wir auch im Erdmagnetfeld bemerken. Protuberanzen sind eine Art "Plasma-Fontänen", die die mehrfache Größe unseres Heimatplaneten erreichen können und sich entlang den Feldlinien des solaren Magnetfeldes bewegen. Diese Protuberanzen lassen sich im Teleskop nur durch einen speziellen Filter, den sog. H-Alpha-Filter, sichtbar machen.
Ihre überragende Bedeutung als Forschungsobjekt besteht darin, daß die Sonne ein Durchschnittsstern ist und uns so ein perfektes Laboratorium für die viel zu weit entfernten Sterne bietet. Nur durch das Studium der Sonne waren wir in der Lage, den Sternenhimmel über uns als das anzusehen, was er ist, nämlich ein Konglomerat von Myriaden von Sonnen, die vielleicht auch eine Art Erde beherbergen.
genauere Daten:
Allgemeine Daten: Gasball, Hauptreihenstern, Spektralklasse G2, Leuchtkraftklasse V, durchschnittlicher Stern. Alter: 4,6 Mrd Jahre, gesamte Verweilzeit in diesem Stadium: 8 Mrd Jahre, Gesamte Lebenserwartung: mehr als 10 Mrd Jahre.
Maximale Entfernung: 152,1 Mio km Mittlere Entfernung: 149,6 Mio km Minimale Entfernung: 147,1 Mio km Entfernung Erde - Sonne = 1 AE (Astronomische Einheit = 149.597.870 km laut IAU-Beschluß von 1976) Flugzeug mit 1.000 km/h braucht 17 Jahre 45 Tage zur Sonne, das Licht nur 8 1/2 Minuten.
Durchmesser: 1.392.000 km (109facher Erddurchmesser) Fluchtgeschwindigkeit: 618 km/s = 2.224.800 km/h Oberfläche: 6,09 x 1012 km² (11.918 mal die Erdoberfläche) Volumen: 1,412 x 1018 km³ (1.304.000 faches Erdvolumen) Masse: 1,99 x 1033 g (328.899 Erdmassen) Dichte: 1,41 g/cm³ Schwerebeschleunigung an der Oberfläche: 27,9 fache Erdbeschleunigung Schwerkraft: 27 mal höher als auf der Erde (Mensch mit 80kg wiegt auf der Sonne 2.250 kg)
Gesamtmasse aller Planeten entspricht 1/1.000 der Sonnenmasse. Erde mit Mondbahn (384.000 km) hat auf der Sonnenscheibe platz.
Umlaufgeschwindigkeit um das Galaxiszentrum: 250 km/s = 900.000 km/h außerdem Bewegung mit 19,4 km/s in Richtung Sternbild Herkules "Sonnenapex" Umlaufzeit um das galaktische Zentrum: 234 Mio Jahre
Strahlung der Sonne: Licht braucht für die Strecke Sonne - Erde 8 1/2 min Meereshöhe: 0,7 kW/m² Jungfraujoch: 1,0 kW/m² (3.460 m) Außerhalb der Atmosphäre: 1,370 kW/m² Auf die gesamte Erdhälfte treffende Energie: 1,7 x 1011 MW Gesamtausstrahlung der Sonne: 3,8 x 1020 MW Wasserkraftwerk Niagarafälle: 3 Mio kW Durchschnittliches Atomkraftwerk: 3.000 MW Blitz: 13 Mio kW in 1/100.000 sec Ein m² Sonnenoberfläche gibt 63.500 kW Strahlung ab. Gesamthelligkeit: -26,m86 im visuellen Bereich und -26,m41 im fotographischen Bereich. Sonne verwandelt pro sec 650 Mio t Wasserstoff in Helium. Sonne verliert pro sec 4,6 Mio t ihrer Masse.
Temperaturen der Sonne: Oberflächentemperatur: 5.785 K = 5.512°C Zentrum: 15 Mio K Druck im Zentrum: 200 Mrd bar Dichte im Zentrum: 134 g/cm³ (keine molekul.Verbind.möglich, nur ionisiert oder atomar) Sonnenspektrum: 25.000 Absorptionslinien bekannt, 75% davon identifiziert
Chemische Bestandteile der Sonne: 73% Wasserstoff, 25% Helium, 2% schwerere Elemte in molekularem Zustand (Sauerstoff, Wasserstoff, Stickstoff, Kohlenstoff, Silicium, Magnesium, Calcium, Titan, Aluminium)
Randverdunklung der Sonne: Am Rand blickt der Beobachter in weniger tiefe und weniger heiße Schichten der Sonne.
Rotation der Sonne: Rotation der Sonne erscheint verzögert, da Erd- und Sonnenrotation in ihrer Richtung zusammenfallen. Synodische Rotation: 27,275 Tage; Siderische Rotation: 25,380 Tage Rotationsgeschwindigkeit am Äquator: 2 km/s = 7.200 km/h (Erde: 465,12 m/s = 1.674 km/h Neigung des Sonnenäquators gegen die Ekliptik: 7° 15'
Innerer Aufbau der Sonne: Gleichgewichtszustand des Gasballes wird duch folgende Kräfte ermöglicht: 1. Gasdruck: bläht die Sonne auf, zerstreut die Gase im Raum. 2. Strahlungs- oder Lichtdruck: versucht wie Gasdruck die Sonne aufzublähen. 3. Gravitation: Gewicht der über dem Sonneninneren lastenden Gasschichten wirkt dem Gas- und Strahlungsdruck entgegen. Zusammenwirken aller Kräfte bewirkt den Gleichgewichtszustand. Strahlungsgleichgewicht: von der Sonne erzeugte Strahlung wird vollständig nach außen abgegeben.
Kern: Energietransport nur durch Strahlung, nicht durch Wärmetransport. Ort der Energieerzeugung durch Umwandlung von Wasserstoff in Helium.
Konvektionszone: Energietransport vom Kern nach außen; bis 150.000 km Tiefe; starkes Temperaturgefälle;
Photosphäre: Ohne Hilfsmittel sichtbare Oberfläche der Sonne; Dicke 400 km; Innerhalb der Photosphäre nimmt die Temperatur von 4.300 K auf 9.000 K zu. Druck nimmt von 600 Pascal auf 22.000 Pascal zu. Dichte nimmt von 3 x 10-8 g/cm³ auf 5 x 10-7 g/cm³ zu. Granulation: Körnige Oberflächenstruktur, Gasblasen die 200°-300° heißer als die Umgebeung sind und mit 0,5 km/s aufsteigen, Durchmesser: 200 - 1.800 km; durchschnittlich 8 min Lebensdauer.
Sonnenflecken: Kern (Umbra, 4.300 K) plus hellerer Hof (Penumbra, 5.000 K); treten in Gruppen auf; Einzelflecken selten; Schwärze der Sonnenflecken ist Kontrast zur Umgebung; Lebensdauer der Flecken im Durchschnitt 6 Tage; 11 jährige Fleckenperiode. ZEEMANN-Effekt: Aufspalten der Spektrallinien bei Anwesenheit eines Magnetfeldes; Nachweis für polare Magnetfelder um die Sonnenflecken. Innerhalb der Sonnenflecken sind wegen der niedrigeren Temperatur molekulare Verbindungen möglich (Titanoxid, Calcium, Magnesium, Wasserstoff, Lithium, Rubidium, Indium, Gold)
Sonnenfackeln: Oft in der Nähe von Sonnenflecken; beste Beobachtugsmöglichkeit am Rand der Sonne; bestehen aus vielen hellen Granulen mit längerer Lebensdauer als die eigentliche Granulation.
Chromosphäre: Dichte nimmt in dieser Schicht stark ab; 8.000 km Höhe; Temperaturzunahme am Übergang zur Corona; Beobachtung mit Ha-Filter, d.h. Beobachtung einer einzigen Spektrallinie.
Flares oder chromosphärische Eruptionen: Eruptionen in Sonnenfleckennähe; plötzliche Umwandlung magnetischer Energie in einen Strahlungsblitz im Röntgen- und/oder visuellen Bereich.
Spiculen: Beobachtung bei Sonnenfinsternis, farbiger Lichtsaum zeigt einzelne Spitzen als Fortsetzung der Granulation in der Photosphäre.
Protuberanzen: Eruptionen der Chromosphäre; beste Beobachtung am Rand der Sonne; Einteilung in stationäre, aufsteigende und Fleckenprotuberanzen sowie Surges und Flares; Aufsteigegeschwindigkeit 700 km/s; Protuberanzen ragen bis zu 2 Mio km ins All. Eruption am Sonnenrand = Protuberanz Eruption in der senkrechten Draufsicht = Filament (Gleiches Ereignis, nur anderer Blickwinkel) Temperatur der Prtuberanzen: 15.000 - 25.000 K Bewegung der Protuberanzen wegen der nahen Magnetfelder.
Korona: Äußerste Hülle der Sonne, bei Tageslicht unsichtbar, sichtbar nur bei Sonnenfinsternis oder mit Hilfe des Koronographen (Verdunkelung der Sonnenscheibe) Korona kann bis zu einem Abstand von 17 Mio km verfolgt werden. Temperatur von 1-5 Mio K, daher extreme Ionisierung der Atome. Form der Korona verändert sich im Fleckenmaximum und Fleckenminimum.
Sonnenwind: Ströme elektrisch geladener Teilchen treten entlang der Magnetlinien aus den Koronallöchern (Löcher in der Korona mit tieferer Temperatur) aus und fliegen in den interplanetaren Raum mit 200 - 900 km/s Verantwortlich für Polarlichter auf der Erde.
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