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ScienceSource.info / Artikel / Astrophysik

Die Sonne

Unser Hauptstern ist ein Stern wie Milliarden andere in der Milchstraße, unserer Galaxie, und zu zudem einer mit durchschnittlichen Eigenschaften. Es gibt um vieles größere Sterne, aber auch viel kleinere, schwerere und leichtere heißere und kühlere. Unsere Zentrum des Planetensystems in dem wir uns befinden, ist eigentlich ganz durchschnittlich.

Zahlen, Daten, Fakten der Sonne:
Durchmesser:                 1,38889*10^9 m       = 109 Erddurchmesser
Volumen:                     1,412*10^18 km^3     = 1.304.000 Erdvolumen
Oberfläche:                  6,087*10^12 km^2     = 11.930 Erdoberflächen
Masse:                       1,989*10^33 g        = 333.000 Erdmassen = 1000 Jupitermassen
mittlere Dichte:             1,41 g/cm^3          = 0,26 Erddichte
Schwerebeschleunigungauf
der Oberfläche:              274 m/s^2            = 28 mal so groß wie auf der Erde
Entweichgeschwindigkeit:     6,177*10^5 m/s
emittierte Strahlung:        3,85*10^26 J/s
scheinbare Helligkeit:       mvis -26,70
absolute Helligkeit:         Mvis 4,37
Spektraltyp:                 G2V
effektive Temperatur:        5.777 K

Die Sonnendichte ist sehr unterschiedlich, im Kern ist sie so groß, das ein Esslöffel rund 1000 g auf der Erde wiegen würde, an der Oberfläche dagegen viel geringer, nur rund 1,4*10-7 g/cm3. Auch die Temperatur unterscheidet sich so gewaltig, im Zentrum beträgt sie 1.5*107 K und die effektive Temperatur beträgt wie wir es oben sehen 5777 K. Die Sonne hat insgesamt eine Leuchtkraft von 4*1026 W, so wird die Sonne auch pro Sekunde um rund 4*109 kg leichter, und sie muss dafür 6*1011 kg H zu He verbrennen. Trotzdem hat sie seit ihrer Entstehung vor ca. 5*109 Jahren nicht mehr als 3,33*10-2% an ihrer Masse verloren. Die Sonne besteht auch heute noch zu 70% aus Wasserstoff, schwerere Elemente als Helium machen nur weniger als 2% aus.
Die sichtbare Oberfläche der Sonne nennt man Photosphäre, sie ist nur etwa 200 km dick, wodurch der Sonnenrand von der Erde scharf gesehen wird. Am Fuß der Photosphäre ist die Materie bereits so dicht, dass sie praktisch undurchsichtig ist, am Oberrand ist sie allerdings so dünn, das sie kaum leuchtet. An diesem Oberrand, der selbst etwa 4000 K heiß ist, entstehen durch Absorption des von unten kommenden Lichts die Frauenhofschen Linien des Sonnenspektrums.
Die Sonnenoberfläche ist nicht ruhig, es kommt heiße Materie an die Oberfläche, und wieder kühlere singt in die Tiefe, ein Wabenförmiges Muster entsteht, man nennt es Granulen. Eine einzige Granule existiert nur wenige Minuten, hat aber Durchmesser von 1000-2000 km.
Durch die Bewegung der Photosphäre werden ähnliche Wellen erzeugt, die allerdings von der Sonnenatmosphäre absorbiert werden, welche dabei aufgeheizt wird. Die Chromosphäre leuchtet farbähnlich im Licht von Emissionen, was man am Anfang und Ende einer totalen Sonnenfinsternis sehen kann, und sie hat eine Temperatur von 3*105 K, in 1 bis 2 Sonnenradien schließt sich die Korona an, welche eine Temperatur von 1,5*106 K hat.
Eine auffällige Erscheinung der Sonnenoberfläche sind die Sonnenflecken, es sind große Fleckengruppen mit bloßem Auge (z.B. durch ein geschwärztes Glas) zu sehen. Ihr Durchmesser kann bis 200.000 Kilometer betragen, und die Temperatur in den Fleckengebieten liegt um etwa 1.000K unter der der Umgebung. Die Fleckenhäufigkeit schwankt mit einer Periode von etwa 11,1 Jahren, dieser Fleckenzyklus lässt sich auch in Schwankungen der Großwetterlagen auf der Erde nachweisen, da von den Sonnenflecken und den anderen Aktivitätserscheinungen (Fleckenprotuberanzen, Fackeln und Eruptionen) Korpuskularstrahlung ausgeht, die auf der Erde u. a. magnetische Stürme und Polarlichter verursacht. Die Korona ist eine äußerst dünne Gasatmosphäre um die Sonne, deren Temperatur bei etwa 1 Mill. Kelvin liegt, auch die Korona ändert ihr Aussehen mit dem Sonnenfleckenzyklus. Der dunkle Innenteil wird meist Umbra genannt, er wird häufig von einem Halbschatten, der sogenannten Penumbra umgeben. Die Lebensdauer eines Sonnenflecks beträgt zwischen einem Tag und mehreren Monaten. Die Ursache der Flecken liegt im solaren Magnetfeld, dass sich unter der Oberfläche durch eine differentielle Rotation aufwickelt und verstärkt. In der Umbra ist das Magnetfeld einige tausend mal stärker als an anderen Stellen der Oberfläche, da der Wärmetransport durch das Magnetfeld erschwert wird, sind diese Stellen kühler und weniger hell. Eine Eruption ("flare") ist ein Helligkeitsausbruch in einem bis zu 5*107 m langem Gebiet. Protuberanzen ragen über die Chromosphäre hinaus. Schleifenprotuberanzen führen von einem Sonnenfleck zu einem benachbarten, und zeigen dabei den Verlauf der magnetischen Feldlinien an.

Version 3.2      © 2001-2008 Harald Wolfsgruber