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Die Sonne
ist ein selbstleuchtender Stern sowie die Mitte des Gravitationszentrums und des Sonnensystems. Die von der Sonne abgestrahlte elektromagnetische Energie ermöglicht alle Lebensvorgänge auf der Erde, vor allem das Pflanzenwachstum als Grundlage unserer Ernährung und Energiegewinnung.
Die Sonne bietet dank ihrer relativen Nähe einzigartige Möglichkeiten zur Erforschung der Sterne. Der nächste Stern außerhalb des Sonnensystems ist 4,3 Lichtjahre entfernt; das entspricht 40.850.000.000.000 Kilometer.
Zusammensetzung und Aufbau
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Die pro Zeiteinheit von der Sonne abgestrahlte Energie ist fast konstant, sie ändert sich im Verlauf mehrerer Tage höchstens um einige Zehntel Prozent. Die Energie wird im Inneren der Sonne erzeugt. Wie die meisten Sterne besteht auch die Sonne vor allem aus Wasserstoff (71 % Wasserstoff, 27 % Helium und 2 % schwerere Elemente). In der nähe des Sonnenzentrums herrscht eine Temperatur von ungefähr 16 Millionen Kelvin. Die Dichte ist hier rund 150-mal höher als die von Wasser. Die Protonen reagieren im Sonneninneren miteinander: Sie gehen eine Kernfusion ein, d.h., sie verschmelzen miteinander. Das Ergebnis einer Kette mehrerer Einzelreaktionen ist das Verschmelzen von je vier Protonen zu einem Heliumkern, wobei Energie in Form von Gammastrahlung abgegeben wird. In jeder Sekunde reagieren 650 Millionen Tonnen Wasserstoffatome zu Helium. Die dabei freigesetzte Energie entspricht einer Energiemenge, wie sie bei der Explosion von Hundertmilliarden 1-Megatonnen-Wasserstoffbomben entstünde. Das nukleare verbrennen von Wasserstoff im Sonnenkern erstreckt sich auf einen Bereich, der rund ein Viertel des Sonnenradius ausmacht.
Die im Kern erzeugte Energie legt nun den größten Teil des Weges zur Oberfläche als Strahlung zurück. Die entsprechende Zone – sie nimmt etwa drei Viertel des Sonnendurchmessers ein – heißt Strahlungszone. In der anschließenden Konvektionszone, die etwa ein Zehntel des Durchmessers ausmacht, wird die Energie durch turbulente Mischung der Gase übertragen. Die so genannte Photosphäre ist die Oberste, mit 400 Kilometer Dicke relativ dünne Schicht der Konvektionszone. Anzeichen für die hier herrschende Turbulenz sind beim Beobachten der Photosphäre und der unmittelbar darüber liegenden Sonnenatmosphäre zu erkennen.
Turbulenzzellen in der Photosphäre verleihen der Sonnenoberfläche ein geflecktes Aussehen. Man spricht hier von der solaren Granulation. Jede der Granulen hat einen Durchmesser von 200 bis 1.800 Kilometer. Die Granulenstruktur ist ständig vorhanden, doch existieren die einzelnen Granulen maximal zehn Minuten lang. Es liegt auch ein viel größeres Konvektionsmuster vor; dieses wird durch die Turbulenzen hervorgerufen, die sich tiefer in die Konvektionszone erstrecken. Dieses Supergranulationsmuster enthält Zellen, die etwa einen Tag lang existieren und einen mittleren Durchmesser von 30.000 Kilometer haben.
Die Sonne und der Sonnenwind
Die Sonne ist ein typischer Stern von mittlerer Größe und Helligkeit. Sonnenlicht und andere Strahlungsarten werden im heißen und dichten Inneren der Sonne durch die Umwandlung von Wasserstoff in Helium erzeugt. Obwohl bei der Kernfusion pro Sekunde 600 Millionen Tonnen Wasserstoff umgewandelt werden (pro Gramm Wasserstoff wird dabei eine Energie von 170 000 kWh frei), kann die Sonne aufgrund ihrer großen Masse (1,989*1030kg) mit ihrer gegenwärtigen Helligkeit weiter scheinen. Diese Beständigkeit hat die Entwicklung und den Fortbestand von Leben auf der Erde ermöglicht.
Die Sonne ist ein äußerst aktiver Stern. Auf ihrer Oberfläche erscheinen und verschwinden abwechselnd in einem Rhythmus von 11 Jahren dunkle Sonnenflecken. Diese werden durch starke Magnetfelder verursacht. Plötzliche Ausbrüche von geladenen Teilchen aus Sonneneruptionen können Funksignale auf der Erde stören. Von der Sonne geht auch ein ständiger Strom von Protonen, Elektronen sowie Ionen aus. Er breitet sich aufgrund der Rotation der Sonne spiralförmig im Sonnensystem aus. Dieser so genannte Sonnenwind formt die aus Ionen bestehenden Schweife der Kometen und hinterlässt Spuren im Mondboden. Dies belegen Proben von der Mondoberfläche, die von den Apollo-Raumschiffen zur Erde gebracht wurden.
Sonnenfinsternis
Es kommt zu einer Sonnenfinsternis, wenn Mond und Erde auf einer Geraden mit der Sonne stehen, wobei der Mond sich zwischen Sonne und Erde schiebt.
Die letzte totale Sonnenfinsternis konnte man bei uns am 11. August 1999 sehen.
2005 wird man sie im südlichen Pazifischen Ozean und 2006 in Afrika, Türkei und Russland bestaunen können.
Aufgrund der oben genannten Voraussetzungen (Mond, Erde, Sonne auf einer Geraden) können Sonnenfinsternisse nur bei Neumond auftreten. Von einem generellen Rhythmus kann man hier allerdings nicht sprechen, da es sich bei der Sonnenfinsternis um ein rein geometrisch-optisches Phänomen handelt, und nicht von jedem Punkt auf der Erde beobachtet werden kann.
Zwischen 1971-1980 konnte man auf der Erde insgesamt 22 Sonnenfinsternissen registrieren.
Merkblatt
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