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Sonne


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Sonne; Quelle: NASA/ESA

Die Sonne ist der Stern im Zentrum unseres Sonnensystems (auch als Zentralgestirn bezeichnet). Populär wird dieser Begriff auch zu Stern verwendet.

Die Sonne wurde und wird in Kulturen als Gottheit verehrt. Im antiken Griechenland nannte man sie Helios im antiken Rom Sol . In der Astrologie ist sie unter anderem das Symbol Vitalität. Diese Bezeichnungen werden noch heute benutzt Phänomene oder Objekte die mit der Sonne Zusammenhang stehen zu benennen wie zum Beispiel Solarzelle oder Helium .

Inhaltsverzeichnis

Allgemeines

Die Sonne ist bei weitem der Himmelskörper im Sonnensystem (ca. 100facher Durchmesser der und vereint auf sich 99 8 % Gesamtmasse des Systems. Die Sonne ist ein normaler Stern auch wenn ihre Masse größer der Durchschnitt der im Milchstraßen -System befindlichen Sterne ist (der auf etwa Hälfte der Sonnenmasse geschätzt wird). Die Sonne ist ein aus der Hauptreihe ihre Spektralklasse ist G2 und sie hat die Leuchtkraftklasse V. Sie besteht zu 92 1 aus Wasserstoff und zu 7 8 % aus (die Prozentangaben beziehen sich auf Anzahl der beim Gewicht nimmt Wasserstoff einen Anteil von und das Helium einen Anteil von 25 ein).

Im Kern der Sonne werden pro 700 Millionen Tonnen Wasserstoff zu 695 Millionen Helium fusioniert. Das ist die Energiequelle der Sonne. Sie ist etwa 4 Milliarden Jahre alt und hat ca. die ihres Wasserstoffvorrats verbraucht. Sie wird noch etwa Milliarden Jahre friedlich brennen bevor sie sich zu einem roten Riesen aufblähen und die inneren Planeten verschlucken wird. Die Temperatur beträgt im schätzungsweise 15 6 Millionen K . Die freigesetzte Energie wandert durch Konvektion sowie durch wiederholte Absorption und Emission an die Oberfläche der Sonne. Das Licht der Sonne stammt aus dieser Photosphäre . Über der Photosphäre erstreckt sich die Chromosphäre die bei einer Sonnenfinsternis als rötliche Leuchterscheinung zu sehen ist. Temperatur nimmt hier von etwa 6.000 K über 300.000 K zu während die Gasdichte 10 -4 auf 10 -15 g/cm³ abnimmt. Über der Chromosphäre liegt Korona in der die Dichte nochmals um -4 auf 10 -19 g/cm³ abnimmt.

Eine scharfe äußere Grenze der Sonne ist nicht auszumachen; meist jedoch die Photosphäre als „Oberfläche“ der Sonne

Die Oberfläche der Sonne vollzieht am Äquator in 25 4 Tagen einen Umlauf Pol dauert es 36 Tage. Dies wird differenzielle Rotation bezeichnet.

Daten zur Sonne

  Sonne Verhältnis Sonne/Erde
mittlerer Durchmesser 1.392.000 km 109 25
Mittlerer scheinbarer Durchmesser 31'59 3" -
Solare Gravitationskonstante ( G * M ) 1 32712440018;10 20  N m 2 kg m -1 332.946
Masse 1 9884⋅10 30  kg 332.946
Dichte 1 408 g/cm³ 0 2553
Dichte (Zentrum) 150 g/cm³ 11 1
Druck (Zentrum) > 2⋅10 16   Pa -
Oberflächenbeschleunigung 273 96 m/s² 27 9
Mittlere scheinbare Helligkeit -26 m 8 -
absolute Helligkeit 4 8 M -
Temperatur (Zentrum) 15⋅10 6   K 2150
Temperatur ( Photosphäre ) 6100 K -
Temperatur ( Korona ) bis 5⋅10 6 K -
Effektivtemperatur 5778 K -
Strahlungsmaximum ca. 500 nm (grünes Licht) -
Leuchtkraft 3 846⋅10 26   W -
Spezifische Ausstrahlung (Oberfläche) 6 318⋅10 7  W/m 2 -
Entfernung zum Zentrum der Galaxis ca. 25.000 Lichtjahre -
Umlaufzeit um das Zentrum der Galaxis ca. 225.000.000 Jahre -
Umlaufgeschwindigkeit um das Zentrum der Galaxis ca. 220 km/s -

Erscheinungen auf der Sonne

Mit Teleskopen kann man Aktivitäten der Sonne in von Protuberanzen und Sonnenflecken sichtbar machen. Ebenfalls zu beobachten sind heftige Ausbrüche so genannte Flares . Die Ursachen der Turbulenzen auf der sind letztendlich alle in dem starken und dynamischen Magnetfeld zu suchen.

Über der Photosphäre liegen noch eine Chromosphäre und darüber die Korona . Sie sind nur bei einer Sonnenfinsternis mit besonderen Instrumenten den sog. Koronographen beobachtbar. Die Temperatur in der Korona auf bis zu einer Million Kelvin steigen. Ursache für diese sehr hohe Temperatur ist im Sonnenmagnetfeld zu suchen.

Die Photosphäre zeigt die Granulation die mittleren Bereich der Oberfläche der Sonne körnig lässt. Die körnigen Gebilde sind Turbulenz-Elemente die aufwärts gerichtete schlauchartige Strömungen entstehen und nach Wärmeabgabe innerhalb weniger wieder vergehen.

Die scheinbare Flächenhelligkeit der Photosphäre wie im Teleskop abgebildet wird nimmt vom Zentrum projizierten Sonne („Sonnenscheibe“) zum Rand hin ab. Mitte-Rand-Variation ist für kurze Wellenlängen (Blau Violett stärker betont als für langwelliges Licht (Rot Sie ist näherungsweise wiedergegeben durch

<math>{I(\rho) \over I(0)}=\frac{1+\beta\sqrt{1-\rho^2}}{1+\beta}\ </math>
wobei ρ der geometrische Abstand vom der Sonnenscheibe in Einheiten des Sonnenscheibenradius ist. Koeffizient β variiert dabei im Sichtbaren zwischen 9 an der Grenze im IR (ca. nm) über 1 2 (Rot 680 nm) 6 (Gelb 580 nm) 2 0 (Grün nm) 3 0 (Blau 480 nm) 5 (Violett 425 nm) bis ca. 10 (Grenze 380 nm). Die Mitte-Rand-Variation wird verursacht durch Temperaturschichtung der Photosphäre. Die Temperatur steigt nimmt Tiefe. Bei flachem Austrittswinkel (entspricht Regionen am der projizierten Sonne) wird ein größerer Teil Lichts aus den tieferen Schichten von den liegenden wieder absorbiert als bei senkrechtem Austritt der Sonnenscheibe) so dass das Licht aus kühleren Schichten den größeren Anteil am Gesamtlicht

Eine andere Näherung schreibt die Intensität Korona in Einheiten der Intensität im Zentrum Sonnenscheibe (nach November & Koutchmy 1996):

<math>{I(\rho) \over I(0)}
= 10^{-6}\left(3{ }670\ \rho^{-18}+1{ }939\ \rho^{-7{ }0551\ \rho^{-2{ }5}\right)\ ;\quad \rho>1 </math> Integration Intensität über ρ von 1 bis unendlich die Gesamthelligkeit der Korona bei einer totalen Sonnenfinsternis . Sie beträgt etwa 1 6*10 -6 der Gesamthelligkeit der Sonne bzw. -12 m 3. Das ist vergleichbar mit der Helligkeit des Vollmondes .

Darüber hinaus beeinflusst die Sonne den Raum weiterhin mit ihrem Magnetfeld und der dem Sonnenwind .

An beiden Polen der Sonne drehen Sonnenstürme mit einer Geschwindigkeit von ca. 500.000

Beobachtung

Als der wichtigste Himmelskörper für irdisches Leben genießt die Sonne bereits vor der Geschichtsschreibung aufmerksame Beobachtung der Menschen . Kultstätten wie Stonehenge wurden errichtet um die Position und Lauf der Sonne zu bestimmen insbesondere die der Sonnenwenden . Es wird vermutet dass einige noch Stätten ebenfalls zur Sonnenbeobachtung benutzt werden gesichert dies aber nicht. Der Verlauf der Sonne besonders Sonnenfinsternisse werden sehr aufmerksam beobachtet von unterschiedlichen Kulturen dokumentiert. In Aufzeichnungen aus dem China waren bereits Beobachtungen besonders heftiger Sonnenfleckentätigkeit

Galileo Galilei benutzte als erster Teleskope zur Beobachtung Sonne und entdeckte dabei die Sonnenflecken.

Der Münchener Optiker Joseph von Fraunhofer entdeckte 1814 dunkle Linien die Fraunhoferlinien im optischen Sonnenspektrum.

Observatorien wurden errichtet die speziell für benutzt werden. Die Sonne ist auch der Himmelskörper von dem man weiß dass sie Radiowellen aussendet. Bereits sehr früh wurden Satelliten für die Beobachtung von Sonnen gestartet. unterirdische Detektoren wurden für die Beobachtung von Neutrinos errichtet.

Heute wird die Sonne im gesamten Spektrum akribisch beobachtet. Die wichtigste Instrumentarien sind die beiden Sonden Ulysses und SOHO die die Sonne umkreisen.

Vorsicht eine direkte Beobachtung der Sonne mit ohne Fernrohr ist gefährlich für die Augen. bei totalen Finsternissen!

Die Sonnenbeobachtung geschieht am einfachsten indem Okularbild des Teleskops auf eine Leinwand (z.B. Stück weiße Pappe) projiziert wird. Die Abbildung auf der Leinwand kann gefahrlos betrachtet Dieses Verfahren nennt man Okularprojektion. Ebenfalls möglich eine Beobachtung mit Hilfe von speziellen Sonnenfiltern meist Folien die vor dem Auge Objektiv angebracht werden.

Dass die untergehende Sonne in Horizontnähe aussieht ist nicht wie oft vermutet eine der Refraktion an den Luftschichten sondern eine Täuschung die von der Wahrnehmungspsychologie unter dem Mondtäuschung untersucht und erklärt wird.

Literatur

  • Helmut Scheffler Hans Elsässer Physik der Sterne und der Sonne BI Mannheim 1990 ISBN 3-411-14172-7
  • L. J. November S. Koutchmy White-Light Coronal Dark Threads and Density Fine Astrophysical Journal. 466 S. 512ff Juli (Korona-Profil).

Videos

Siehe auch: Astronomie Kosmologie Polarlicht

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