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Sonne

Die Sonne

 

Die Sonne bildet das Zentrum des Sonnensystems und ist ein durchschnittlich großer Stern im äußeren Drittel der Milchstraße. Sie enthält 99,86 % der gesamten Masse des Sonnensystems und hat einen Durchmesser von 1,4 Millionen km, den 109-fachen der Erde. Die Erde ist einer der acht Planeten, die die Sonne umkreisen. Die thermonuklear gespeiste Strahlung der außen 6000°C heißen Gaskugel ist Grundvoraussetzung für die Entstehung und Entwicklung des Lebens auf der Erde.

Die Sonne ist der erdnächste sowie am besten erforschte Stern. Ihre Oberfläche (Photosphäre) zeigt eine periodisch wechselnde Zahl von Sonnenflecken, die mit starken Magnetfeldern zusammenhängen. Sie werden neben weiteren Phänomenen als Sonnenaktivität bezeichnet.

Fakten über die Sonne

 

Nachstehend gibt es eine Übersicht über die Fakten rund um die Sonne – Größe, Temperatur und vieles mehr. Interessant ist zum Beispiel, dass trotz der gigantischen Ausmaße eines Jupiters die Sonne über 98% der gesamten Masse des Sonnensystems auf sich vereinigt.

 

Beschreibung:

Gasball, Hauptreihenstern, Spektralklasse G2, Leuchtkraftklasse V

Alter:

Derzeit: 4,6 Mrd Jahre Lebenserwartung: mehr als 10 Mrd Jahre

Chemie:

73% Wasserstoff, 25% Helium, 2% schwerere Elemente in molekularem Zustand (Sauerstoff. Wasserstoff,Stickstoff, Kohlenstoff, Silicium, Magnesium. Calcium, Titan, Aluminium)

Druck:

Druck im Zentrum: 200 Mrd bar,

Dichte an der Oberfl.:1,41 g/cm3

Dichte im Zentrum: 134 g/cm3 (keine molekularen Verbindungen möglich, Elemente liegen nur ionisiert oder atomar vor)

Gewicht:

Masse: 1,99 x 10 hoch 27 Tonnen (328.899 Erdmassen) Verhältnis:

Gesamtmasse der Sonne entspricht 767 maI der Masse aller Planeten unseres Sonnensystems, sie hat einen Anteil von 99,80/0 an der Gesamtmasse des Sonnensystems.

Bewegung:

Umlaufgeschw.:um das Galaxiszentrum 250 km/s = 900.000 km/h, Umlaufzeit um das galaktische Zentrum: 234 Mio Jahre Fluchtgeschw.:618 km/s = 2.224.800 km/h

Maße:

Max. Entf. zur Erde: 152,1 Mio km, Mittl. Entf. zur Erde:149,6 Mio km, 

Min. Entf. zur Erde:147,1 Mio km = 1 AE,

Entf. Erde- Sonne:(Astronomische Einheit = 149.597.870 km

Ein Flugzeug mit 1000 km/h braucht 17 Jahre 45 Tage zur Sonne. Das Licht der Sonne für die selbe Distanz nur 8 1/2 Minuten

Durchmesser:1.392.000 km (9facher Erddurchmesser)

Oberfläche: 6,09 x 1012 km2 (11.918 mal die Erdoberfläche)

Volumen: 1,412 x 1018 km3 (1.304.000 faches Erdvolumen)

Rotation:

Synodische Rotation: 27275 Tage, Siderische Rotation: 25,380 Tage,

Rotationsgesch. 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′

Schwerkraft:

Schwerebeschleunigung an der Oberfläche: 27,9 fache Erdbeschleunigung

Schwerkraft: 27 mal höher als auf der Erde

Strahlung:

Strahlungsweg: Licht braucht für die Strecke Sonne- Erde 8 1/2 mim

Strahlungsintensität: Meereshöhe: 0,7 kW/m 2, Jungfraujoch:1,0 kW/m2 (3.460m) Außerhalb der Atmosphäre: 1,370 kW/m

Strahlungsweg: Licht braucht für die Strecke Sonne- Erde 8 1/2 mim

Auf die gesamte Erdhälfte treffende Energie: 1,7 x 1011 MW

Gesamtausstrahlung der Sonne: 3,8 x 1020 MW

spezifische Ausstrahlung: Ein m2 Sonnenoberfläche gibt 63.500 kW Strahlung

Gesamthelligkeit: -26,m86 im visuellen Bereich und -26,m41 im fotograph.Bereich.

Kernfusionsaktivität: Sonne verwandelt pro sec 650 Mio t Wasserstoff in Helium

Masseverlust: Sonne verliert pro sec 4,6 Mio t ihrer Masse.

Masseverlust: Sonne verliert pro sec 4,6 Mio t ihrer Masse.

Temperaturen:

Oberflächentemperatur: 5.785 K = 5.512°C

Temperatur im Zentrum: 15 Mio K

Aufbau der Sonne

An dieser Stelle möchten wir Euch einmal den Aufbau der Sonne etwas näher bringen. Wagen wir also einen Blick in das Innere unseres Zentralgestirns. 

Aufbau der Sonne
Die Graphik zeigt einen Querschnitt der Sonne. Die einzelnen Bereiche von Kern (1) bis Korona (9) werden im nebenstehenden Text genauer erläutert. (Graphik: KIS)

Kern 1

Im Kern herrschen extreme Temperaturen von etwa 15 Mio. °C bei einem Druck von 100 g/cm3. Aufgrund dieser Bildungen kommt es zur Kernfusion. Bei der Kernfusion wird Wasserstoff in Helium umgewandelt. Es werden pro Sekunde 4 Mio. Tonnen Materie in Energie umgewandelt. Die von der Kernfusion produzierte Energie verhindert, dass die Sonne aufgrund ihrer Masse in sich zusammenfällt. Dadurch befindet sich unser Stern seit etwa 4,5 Mrd. Jahren im Gleichgewicht. Man geht davon aus, dass die im Kern vorhandene Wasserstoffmenge dafür ausreicht die Sonne ungefähr noch einmal so lange stabil zu halten. Die einzigen durch die Kernfusion gebildeten Teilchen, welche die Sonne ohne weitere Wechselwirkung verlassen, sind die sogenannten Neutrinos. Durch sie lassen sich Informationen über die Vorgänge im Inneren der Sonne sammeln.

 


Strahlungszone 2

Die Strahlungszone und die Konvektionszone umgeben den Kern im Inneren der Sonne. Durch die Kernreaktionen im Inneren werden hauptsächlich Gammastrahlen produziert, die sofort an die Oberfläche dringen würden, wenn nicht weitere Schichten den Kern umschließen würden. Die Gammastrahlen werden von der nächstäußeren Sphäre, der sogenannten Strahlungszone, absorbiert. Ihren Namen hat diese Zone, weil die Protonen sich dort mittels Strahlung verbreiten. Diese Absorptions- und Emissionsprozesse wiederholen sich so oft, dass die in Form von Gammastrahlung emittierte Energie mehrere Millionen Jahre braucht, um an die Sonnenoberfläche zu gelangen. Das bedeutet, dass das Licht, welches auf der Erde eintrifft von einer Energie stammt, die vor Millionen von Jahren im Inneren der Sonne produziert wurde.

 


Konvektionszone 3

Die Konvektionszone schließt sich an die Strahlungszone an. Durch ständigen und heftigen Zusammenprall verlieren die Gammastrahlen ständig an Energie, sodass diese schließlich gleich hoch wie die Wärmeenergie der solaren Materie in dieser Zone ist. Unter diesen Bedingungen können die sogenannten Konvektionsprozesse stattfinden. In dieser Konvektionszone wird das Gas durch die nach oben dringende Strahlung erwärmt und dehnt sich dadurch aus, sodass es an die Oberfläche hochsteigt und die absorbierte Energie wieder abgibt. Durch die dadurch eintretende Abkühlung und Verdichtung sinkt das Gas schließlich wieder ab, der Zyklus beginnt von neuem. Dieser Vorgang wird als Konvektion bezeichnet.

 


Photosphäre 4

Die sichtbare Oberfläche der Sonne, die Photosphäre, ist 300 km dick und besteht aus wirbelnder und explosiver Masse, heißen Gasen und kraftvollen Magnetfeldern. Auf der Photosphäre herrscht eine durchschnittliche Temperatur von 6000 °C. Das uns bekannte Sonnenlicht stammt größtenteils von dieser Oberfläche. Durch die starken vertikalen Strömungen der Konvektion, bei der heiße Gasblasen aufsteigen, die sich in der Höhe abkühlen und wieder absinken, entsteht eine körnige Struktur. Die Photosphäre ist die für uns sichtbare Oberfläche der Sonne, in der man die wabenartige Oberflächenstruktur – die Granulation   (6) – und Sonnenflecken (5) beobachten kann.

 


Chromosphäre 7

Die Chromosphäre befindet sich zwischen der Photosphäre und der Korona. Sie wird vom gleißenden Licht der Photosphäre überdeckt und ist deswegen nur während einer Sonnenfinsternis mit den eigenen Auge zu beobachten. Sie ist bis zu 10.000 km dick und dort herrschen Temperaturen von bis zu 1 Mio. °C.

In der Chromosphäre setzen Eruptionen, sogenannte Flares, aufgestaute magnetische Energie frei. Sie schleudern Partikel zur Korona und nach außen. Am Rand lassen sich oft Sonnenprotuberanzen (8) als hell leuchtende Bögen beobachten.

 


Korona 9

Die äußere Schicht der Sonne nennt man Korona, sie breitet sich im interplanetaren Raum aus, in den der Sonnenwind die atomaren Teilchen bis an die Grenzen des Systems weht. Sie besteht aus zwei sehr unterschiedlichen Schichten: der inneren Korona, die sich aus Strömungen atomarer Teilchen zusammensetzt, die den Linien des Magnetfeldes der Sonne folgen, und der äußeren Korona. Die Teilchendichte der äußeren Korona ist wesentlich geringer und besteht vorwiegend aus Elektronen. Bereits dort ist der Wasserstoff dünn, wo aber über 1 Mio. °C herrschen. Früher konnte man die Korona nur bei einer totalen Sonnenfinsternis erkennen. Heute benutzt man einen sogenannte Koronographen. Das Gas der Korona gibt beträchtliche Energiemengen in Form von Röntgenstrahlen ab.

 

Über Dominik Zgrzendek

Mein Name ist Dominik Zgrzendek, ich bin 29 Jahre alt und Gründer des Weblogs „Sonnen-Sturm.info“. Die Astronomie sowie die Beobachtung der Sonne ist ein langjähriges Hobby von mir. Mit diesem Weblog möchte ich euch an meinem Hobby teilhaben lassen und hoffe so, einige für die Astronomie begeistern zu können!

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