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Schule > Physik > Astronomie > Sonne, Mond und Sterne > Unser Stern - Die Sonne - aus der Themenreihe "Sonne, Mond und Sterne"

Die Sonne

Es ist der Stern, von dem wir leben. Sie bestimmt das Wetter, nährt die Pflanzen, wärmt den Boden und die Luft. Der Stern ist stets gegenwärtig und bildet ein zentrales Element der menschlichen Kultur.
Und egal wie weit man in der Geschichte zurückgeht - dieser Stern hat in den Geschichten/Legenden der Menschen schon immer eine große Rolle gespielt.



1. Geschichte der Erforschung der Sonne
2.
siehe den Link :

http://www.schreiben10.com/referate/Physik/8/Die-Sonne-reon.php





2. Allgmeines über die Sonne

Sonne ist ein Zwergstern (Unter einem Zwergstern wird in der Astronomie im Allgemeinen ein Hauptreihenstern verstanden. Hauptreihensterne stellen die bei weitem zahlreichsten Sterne dar. Im Gegensatz zu anderen Sternen setzen Hauptreihensterne ihre Energie durch die Fusion von Wasserstoff im Kern frei )

Alter : 4,5 Mrd Jahre
Durchmesser :1.390.000 km.
Masse :1,989*1030 kg
Oberfläche : 6,09 * 1012 km² (11 918 * Erdoberfläche)
Rauminhalt : 1, 412 * 1018 km³ (1301 000- fache des Erdvolumens)
Dichte : 1,41 g/cm³
Sonne größtes Objekt im Sonnensystem. enthält mehr als 99,8% der
gesamten Masse des Sonnensystems
Die Sonne setzt sich hauptsächlich aus Wasserstoff (ca. 70 %), Helium
(ca. 29 %) und einigen schweren Elementen (ca. 1 %) zusammen.



Größenverhältnis zur Erde
Die Sonne ist 109,0443-mal größer als die Erde. Ihr Radius am Äquartor beträgt 695.500 km, der der Erde 6.378 km.

Gewichtsverhältnis (Gravitation) zur Erde
Die Gravitation der Sonne beträgt 273,4 g (m/s), die der Erde 9,766 g (m/s), das entspricht dem 27,9551 fachen der Erde. Somit entsprechen:100 kg auf der Erde = 2800 kg "auf" der Sonne.

Wie lange benötigt das Licht von der Sonne bis zur Erde
Die Sonne ist ca. 149.6 mio km von der Erde entfernt, die Lichtgeschwindigkeit im Vakuum beträgt 299.792,458 Kilometer pro Sekunde.
Das bedeutet also, dass das Licht für die Entfernung Sonne-Erde 499 Sekunden benötigt, also 8 Minuten und 19 Sekunden.
3. Aufbau der Sonne
Die Sonne, eine riesige Kugel aus Gas, besteht aus einem Kern, einer Strahlungs- und einer Konvektionszone, einer inneren Atmosphäre (Photosphäre) und einer äußeren Atmosphäre (Chromosphäre).


Die Kernzone
Sie hat einen Durchmesser von rund 200000 km. Die Temperatur liegt ungefähr bei 15 Mio.°C.Hier konzentrieren sich 50 % der Masse der Sonne. Im Kern findet auch die Umwandlung von Materie in Sonnenenergie statt.
Bei diesen extremen physikalischen Bedingungen erfolgt die Verschmelzung, also die Kernfusion von Wasserstoff zu Helium. (später näher erklärt)

Strahlungszone:
Die durch die Kernfusion umgewandelte Energie wird durch eine ca. 380 000 km dicke Strahlungszone in die Konvektionszone geleitet.


Die Konvektionszone:
Diese Zone macht etwa 20% des Sonnenradius aus und an der Grenze zur Strahlungszone herrscht eine Temperatur von etwa 2 Millionen Kelvin. Hier steigen heiße Gasmassen auf, dehnen sich aus und geben dabei einen großen Teil ihrer Energie ab. Die abgekühlten Gase sinken wieder nach unten, werden erneut aufgeheizt und steigen nach oben. Dabei entsteht ein Temperaturunterschied zwischen aufsteigendem und absinkendem Gasströmen. Dieser Unterschied bildet die Granulation(Sonnenfleck) an der Sonnenoberfläche, die mit einem Teleskop sichtbar ist. Sie erscheinen dunkel,weil die Gase dort kälter sind.


Die Photosphäre:
Die Photosphäre hat eine durchschnittliche Temperatur von 6000 °C. Durch die starken vertikalen Strömungen der Konvektion entsteht eine körnige Struktur. Man spricht von der Granulation der Photosphäre.Ihre Temperatur liegt etwa 2000 Grad unter der Normaltemperatur.Granulationen lassen sich fast ständig beobachten, treten jedoch besonders gehäuft im Schnitt alle 11 Jahre auf. Verbunden damit ist eine Verstärkung des partikularen Sonnenwindes, der in der Folge eine erhöhte Polarlichthäufigkeit auf der Erde zur Folge hat.Fackeln, ebenfalls auf der Photosphäre, sind im Gegensatz zu Granulationen etwa 200 Grad heißere Gebiete der Photosphäre. Sie treten oft gemeinsam mit Sonnenflecken auf, können jedoch auch selbständig entstehen.



Die Chromosphäre (griech.: Farbhülle)
Die Chromosphäre überlagert die Photosphäre und ist etwa 6000 km dick. Sie ist eine glühende Schicht, die aus Wasserstoffgas besteht. Die Chromosphäre kann nur vor Beginn und nach dem Ende einer totalen Sonnenfinsternis für ein paar Sekunden gesehen werden. Bei einer Sonnenfinsternis stellt sich der Mond genau zwischen die Sonne und die Erde, so dass man bei einer totalen Sonnenfinsternis nur noch den leicht rosafarbenen Flaum der Chromosphähre zu sehen bekommt. Die Chromosphäre ist viel zu schwach, um gegen die Helligkeit der unter ihr liegenden Photosphäre anzukommen. Sie hat an der Basis eine Temperatur von ca. 4300 °C, die dann mit der Höhe ansteigt.

Die Sonnenkorona:
Die Sonne ist von der Sonnenkorona (dem Strahlenkranz) umgeben. Die Sonnenkorona ist der äußerste Teil der Sonnenatmosphäre und erreicht Temperaturen von bis zu zwei Millionen Grad. Ihre Wärmeenergie ist im Vergleich zur Photosphäre aufgrund ihrer geringen Dichte nur klein.
Von der Korona geht der sogenannte Sonnenwind aus, ein ständig fließender Strom aus elektromagnetischen Teilchen, der sogar um den fernen Planeten Pluto streicht.
Dieser Strahlungskranz ist normalerweise nur während einer totalen Sonnenfinsternis zu sehen. Weil Astronomen nicht auf die nächste totale Sonnenfinsternis warten können, beobachten sie die Sonnenkorona mit einem Koronografen. In diesem hochspezialisierten Fernrohr erzeugt eine Kegelblende im Strahlengang eine künstliche Sonnenfinsternis.


Protuberanzen
Sind ungeheuren Gasausbrüchen bei denen ionisierte (Ionen sind positiv oder negativ geladene Teilchen) Sonnenmaterie aus Wasserstoff und Helium ins All geschleudert wird. Die bis zu 25000 Grad heißen Protuberanzen bewegen sich entlang der Magnetfeldlinien der Sonne. Manchmal entstehen dabei Bögen, die bis zu 100000 Kilometer hoch sind. Man unterscheidet zwischen stationären und aktiven Protuberanzen. Erstere haben eineLebensdauer von mehreren Monaten; letztere vergehen schon nach Stunden.

Sonnenflecken
Auch die Sonne ist nicht frei von Makeln. Überall dort, wo Magnetlinien durch die Oberfläche stoßen, entstehen Sonnenflecken. Es sind Gebiete mit kühlerem Gas, die sich gegen die normale Photosphäre dunkel abheben. Sonnenflecken haben eine eigene Struktur: Ihr dunklerer Kernbereich wird als Umbra bezeichnet, die helleren Randbereiche heißen Penumbra. Die Größe der Sonnenflecken variiert zwischen einzelnen Flecken von 2000 Kilometern Durchmesser bis hin zu Fleckengruppen mit einer Ausdehnung von bis zu 100000 Kilometern Länge. Große Sonnenflecken halten sich bis zu einer Woche.
4. Kernfusion
wie schon erwähnt findet im Kern bei diesen extremen physikalischen Bedingungen die Verschmelzung, also die Kernfusion von Wasserstoff zu Helium statt.

Jeweils 4 Wasserstoffatome "verschmelzen" hierbei in mehreren Schritten zu einem Heliumatom, welches ca. 1% leichter ist als die Summe der 4 Ursprungsatome. Diese, relativ geringe, Differenz wird während des Fusionsprozesses in Energie umgewandelt.
Diese Energie wird aus dem Kernbereich nach außen fast vollständig durch Strahlung und Konvektion transportiert. Bis sich die Strahlung nach einer Reihe von Reaktionen zur Sonnenoberfläche durchgearbeitet hat, entsteht eine hochenergetische Gammastrahlung. Die Strahlen werden nach und nach in Ultraviolettstrahlung umgewandelt, bis aus der Photosphäre Licht austritt und schließlich die Erde erreicht.

( Die Kernfusion ist eine Kernreaktion, bei der zwei Atomkerne zu einem neuen Kern "verschmelzen". Die Kernfusion ist Ursache dafür, dass die Sonne und andere Sterne Energie abstrahlen )




5. Die Rolle des Magnetismus
Die Sonne besitzt,wie die Erde und die meisten übrigen Planeten im Sonnensystem, ein Magnetfeld. Das Magnetfeld lässt sich näherungsweise durch ein Dipolfeld beschreiben. Alle 11 Jahre findet eine Umpolung statt (elfjahresperiode= Aktivitätszyklus der Sonne), sodass die ursprüngliche Ausrichtung nach 22 Jahren wieder erreicht wird.
Das Magnetfeld auf der Sonnenoberfläche ist etwa doppelt so stark wie das Magnetfeld auf der Erde, es beträgt ca. 100 µT.
Auf ihrer Oberfläche gibt es starke elektro magnetische Felder, diese verursachen riesige Gasringe (Protuberanzen)
video!
(Sonnenflecken sind der sichtbare Teil der Magnetfelder . Sie sind so stark, dass sie den Aufsieg von Hitze und Licht aus dem Sonnenkern verhindern.
Mit der richtigen Ausrüstung kann man diese Felder sogar erkennen- gigantische Gasbögen erheben sich über der Oberfläche, wie Eisenspäne um einen Hufeisenmagneten zeichen sie den Verlauf von Magnetfeldlinien nach, sie ragen bis zu 100000 km über die Oberfläche hinaus und stecken voller unberechenbarer Energie.
Wenn man die gesamte Energie dieser Schlingen addiert ergibt das etwa 10^21 Joule
Das entspricht etwa dem zehnfachen jährlichen Energieverbrauch der USA.
Die Gasbögen entstehen durch die Verschiebung der Magnetfelder . Die Sonne dreht sich am Äquator schneller als an den Polen, dabei zieht sie die Magnetfeldlinien mit und dehnt sie wie Gummibänder. Je weiter der Sonnenzyklus fortschreitet desto mehr
werden die Linien verstaucht und gedreht.)

6. Die Geburt der Sonne
Unser Sonnensystem und damit auch unsere Sonne entstanden vor sehr langer Zeit aus einer gigantischen umherwirbelnden Wolke aus Gasen und Staub.
Die Gase bestanden hauptsächlich aus Wasserstoff und etwas Helium, der Staub aus Eispartikeln und einigen schweren Elementen wie Eisen.
Durch die Verdichtung von Gas und Staub begann die Wolke zu kollabieren, also unter ihrer eigenen Schwerkraft zusammenstürzen, dies geschah vor ca.4,5 Milliarden Jahren.
Die Verdichtung erfolgt durch das Anziehen eines Schwarzen Loches, welches das Zentralgestirn einer Galaxie bildet.
Das kollabierte Gas besitzt mehr Masse als das in der Umgebung und zieht es daher an und verdichtet es wieder, bis es erneut kollabiert. Dadurch begann die Wolke immer schneller zu rotieren.
Durch das schnelle Drehen flachte die Wolke ab und es wurden enorme Kräfte freigesetzt, die die flache Wolke aufheizten. Ab einer gewissen Masse begann dann die Kernfusion ein zu setzten.

Urknall:
Sicherlich fragst ihr euch jetzt, wo die Wolke und diese Elemente herkamen.
Die Antwort darauf liefert der Urknall: Vor ungefähr 15 Milliarden Jahren sind die Elemente beim Urknall aus dem Nichts entstanden.
Eine gewaltige Explosion schuf Raum, Zeit und Materie. Die gesamte Masse muss in diesem Augenblick an einem unendlich kleinen und dichten Punkt von unendlicher Hitze vereint gewesen sein.
Diese stark konzentrierte Materie explodierte plötzlich unter gewaltigem Druck und dehnte sich aus. So entstand unser Universum.

7. Bedeutung der Sonne für die Erde

Die Sonne alleine bestimmt, ob es Tag, Nacht, Frühling, Sommer, Herbst oder Winter ist.
Jeden Tag können wir beobachten, dass die Sonne morgens am östlichen Horizont "aufgeht" und abends im Westen "untergeht".
In Wirklichkeit aber ist es schon lange wissenschaftlich erwiesen, dass sich nicht die Sonne um uns dreht, sondern wir uns um sie.
Sie bestimmt aber nicht nur Tages- und Jahresablauf, sondern wir erhalten von der Sonne auch die für uns notwendige Licht- und Wärmeenergie.
Die aus dem Inneren der Sonne erzeugte Strahlungsenergie wird in der Energietechnik mit Hilfe von Sonnenkollektoren zunehmend genutzt.
Solarzellen (Photoelemente) wandeln Sonnenlicht in elektrischen Strom um.
So werden unter anderem Satelliten mit Energie versorgt, Wohnungen über Solaranlagen beheizt und mit warmen Wasser versorgt und auch solarbetriebene Autos hergestellt. Der Vorteil der Sonnenenergie besteht darin, dass sie nicht umweltschädlich ist.
Aber auch alle Energiequellen, die wir in herkömmlicher Weise nutzen (Kohle, Erdöl, Erdgas, Wind- und Wasserkraft) sind letztlich nur gespeicherte oder umgewandelte Sonnenenergie, denn die Sonne ließ u. a. auch die Pflanzen wachsen, aus denen die Kohle und das Erdöl entstanden sind.



Quellen:


http://www.neunplaneten.de/nineplanets/sol.html
http://lexikon.astronomie.info/sonne/
http://de.wikipedia.org/wiki/Sonne
http://www.ooe-medienwerkstatt.at/homepage/teens/funfa/wissen/sonne.html
http://www.lehrerasm.it/angebote/lehrmaterialien/astronomie/Thema6.htm

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