4. Sonne

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4. Sonne
4.1
4.2
4.3
4.4
4.5
4.6
Daten .............................................................................................................................................. 1
Strahlung ........................................................................................................................................ 7
Oberfläche .................................................................................................................................... 14
Aufbau .......................................................................................................................................... 18
Energie ......................................................................................................................................... 19
Entstehung .................................................................................................................................... 21
4.1 Daten
4.1.1 Erforschung der Sonne
Sie steht zwar jeden Tag an unserem Himmel, doch die Erforschung der Sonne ist sehr schwer. Sie ist zwar
der nächste Stern, aber sie ist einfach zu weit weg. Experimente kann man mit ihr folglich keine machen - alle Erkenntnisse über die Sonne müssen aus der Strahlung gewonnen werden, die sie aussendet.
Viele Erkenntnisse über die Sonne erhielt man aus Untersuchungen während Sonnenfinsternissen, die mit 500
m/s über die Erdoberfläche ziehen und maximal 7,3 Minuten dauern. Weil die Erdatmosphäre einen Teil dieser
Strahlung behindert, sind Satelliten besonders wichtig.
Von 1973 bis 1979 befand sich die amerikanische Raumstation Skylab in einer Erdumlaufbahn, um unsere
Sonne zu beobachten. Bis 1974 waren drei Mannschaften jeweils für einige Wochen an Bord und brachten spektakuläre Bilder von Energie- und Materieausbrüchen mit zur Erde.
Es folgten die Sonden Ulysses (1994/95) und SOHO (Solar
and Heliospheric Observatory), die seit Ende 1995 die Sonne mit
unserer Erde umkreist. Sie befindet sich sich in einer Entfernung
von etwa 1,5 Millionen Kilometern von der Erde genau in dem
Punkt zwischen Sonne und Erde, wo Erd- und Sonnenanziehung
gleich stark sind, so dass sie die Erde auf einer stabilen Bahn begleitet. Dadurch ist SOHO immer auf unserer Sonnenseite. Sie beobachtet und vermisst mit zwölf Spezialinstrumenten unser Zentralgestirn.
2010 startete der Nachfolgesatellit Solar Dynamics Observatory (SDO). Die Strahlung der Sonne wurde inzwischen über das gesamte elektromagnetische Spektrum untersucht und es entstanden zahlreiche Aufnahmen.
Mit der Darstellung in diesem Dokument wird lediglich eine allgemeine Beschreibung der bekannten Zustände gegeben. Deren Ursachen sind oft noch unklar (z.B. Oberflächenerscheinungen, Energietransport). Weil die Sonne offenbar ein völlig durchschnittlicher kleiner Stern ist, sind Ergebnisse der Sonnenforschung oft auf andere Sterne übertragbar. Zudem ist die Sonne der einzige "greifbare" Stern (Alpha-Centauri ist 250000mal so weit von der
Erde entfernt).
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4.1.2 Wege der Erforschung
1. Den Radius der Sonne erhält man aus dem Erdabstand (s. nächstes Kapitel)
und dem Radius in Winkelgrad.
4
2. Aus dem Radius erhält man mit O = 4πr² die Oberfläche und mit V = πr³
3
das Volumen.
3. Die Masse erhält man aus der Berechnung der Gravitationskraft, verglichen
mit der Zentralkraft.
Anziehungskraft der Sonne = Zentripetalkraft auf die Erde
=
m
4. Kennt man Masse und Volumen ergibt sich die Dichte aus ρ =
V
5. Die Oberflächentemperatur erhält man aus der Farbe.
6. Die Leuchtkraft kann man aus dem Erdabstand und der außerhalb der Erdatmosphäre gemessenen Strahlungsleistung (1.37 kW/m2) berechnen.
7. Die Rotationsdauer erhält man aus der Verfolgung von Sonnenflecken.
Alles Andere muss mithilfe von theoretischen Überlegungen und Ergebnissen von
Experimenten auf der Erde berechnet werden.
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4.1.3 Ergebnisse
 Radius von der Erde aus gesehen: 0,5° bzw. 30 Bogenminuten entsprechend 700 000
km, 110 mal Erddurchmesser (http://www.youtube.com/watch?v=BH61S8xCcks)
 Oberfläche: 12 000 mal Erdoberfläche; Volumen: 1,3 Mio. mal Erdoberfläche
 Masse: 2·1030 kg = 330 000 Erdmassen
 Dichte:
 im Mittel: 1,4 Gramm pro Kubikzentimeter = 0,26 mal Erddichte
 im Zentrum: 154 Gramm pro Kubikzentimeter
 Temperatur an der Oberfläche 5800 K, im Zentrum ca. 16 000 000 K
 Leuchtkraft: 3,9∙1026 W, das sind 63 MW/m2 Oberfläche
 Rotationsdauer:
 am Äquator: etwa 25 Tage
 in Polnähe: etwa 36 Tage
 Druck im Kern: > 2·1016 Pa
 Chemische Zusammensetzung (Massenanteile): 74% Wasserstoff, 25% Helium
 in den äußeren Schichten: 71% Wasserstoff 27% Helium 2% übrige Elemente
 im Sonnenzentrum: 35% Wasserstoff 63% Helium 2% übrige Elemente
 Magnetfeld:
 an den Polen etwa 1,5 mal Erdfeldstärke
 in Sonnenflecken etwa 5000 mal Erdfeldstärke
 Kleinste beobachtbare Strukturen auf der Sonne: ca. 200 km (0,25")
 Alter: ca. 4,6 Milliarden Jahre,
 noch bevorstehende Lebensdauer im jetzigen Zustand: ca. 4 - 5 Milliarden Jahre
 Masseverlust durch Sonnenwind (s. "Oberfläche"): 1 000 000 Tonnen pro Sekunde
 Masseverlust durch Kernfusion (s. "Energie'): 4 200 000 Tonnen pro Sekunde
 Magnetfeld
 in Sonnenflecken: 5000 mal so stark wie das Erdmagnetfeld
 an den Sonnenpolen: 1,5 mal so stark wie das Erdfeld
Aufgrund der hohen Temperatur haben die Elektronen zu viel Energie, um von den Atomkernen
gebunden zu werden. Daher sind im Sonneninneren Atomkerne und Elektronen frei. Diesen Aggregatzustand nennt man 'Plasma'.
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4.1.4 Bestimmung der AE während eines Venustransits
In vielen Berechnungen von Daten der Sonne wird der Abstand Erde - Sonne, also die Astronomische Einheit
1AE benötigt.. Vor dem Zeitalter der Radarmessungen erhielt
erhielt man die genauesten Werte durch Messungen wä
während eines Venus-Durchgangs
Durchgangs der zwischen Erde und Sonne, also vor der Sonnenscheibe. Man musste gleichzeitig
von möglichst weit entfernten Punkten der Erde aus dieselben Winkel messen, nämlich die Parallaxe
Parallaxe, die scheinbare
Verschiebung der Venus vor der Sonnenoberfläche.
Der Venustransit am 6. Juni 2012 war der letzte in diesem Jahrhundert, der nächste wird am 11. Dezember 2117
stattfinden (von Deutschland aus nicht sichtbar – warum wohl?).
Ausgangspunkt ist das 3. keplersche Gesetz (dafür muss erst TV umständlich aus vielen Beobachtungen berechnet
werden):
RV 3
RE
TV 2
TE
225 d 2
365 d
( ) =( ) = ( )
also
RV
=
RE
0,72 und damit
RV = 0,72·RE
Die Entfernung d der beide
beiden Beobachtungsstandorte
(Sehne) kann aus dere
ren Koordinaten berechnet werden.
An den beiden Beobachtungsorten auf der Erde wird
zum gleichen Zeitpunkt der Venusort auf der So
Sonnenscheibe gemessen. Daraus wird der Winkel θ berechnet (dabei ist u.A. noch zu berücksichtigen, dass
auch die Sonnenposition von den beiden Beobachtungspunkten auf der Erde durch eine Parallaxe verschoben
scheint).
θ
()
0,5·d
Im rechten Dreieck gilt (Mittelachse dazu denken!): tan 2 = R -R
E
V
d

2· tan (θ2)


also Abstand Erde – Venus RE - RV = 
also:
d

2· tan (θ2)


RE - 0,72·RE = 
1 AE = RE = 3,57 ·
d
2· tan

θ
2




()
Während des 18. und 19. Jahrhunderts wurden von Forschergruppen jahrelange Reisen unternommen, um diese
Messungen machen zu können. Mit Radarmessungen
Radarme
gilt (die
die letzen 3 Stellen wurden erst 2012 festgelegt):
1 AE = 149 597 870 700 m
http://www.venus2012.de/
http://www.venus2012.de/venusprojects/photography/OverviewPhoto.php
http://www.venus2012.de/venusprojects/photography/example/example.php
Fotos: s.google.de → Venustransit → Bilder
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4.1.5 Experimentelle Abschätzung der Leuchtkraft der Sonne
Spezialfolie
Das Prinzip der Relativbeobachtung kann zur Abschätzung der Leuchtkraft der Sonne angewendet
werden. Dazu wird die Sonne durch einen entsprechend dimensionierten Filter (z. B. Filterfolie zur Sonnenbeobachtung) betrachtet. Die Helligkeit wird mit der
Helligkeit einer Glühlampe (mind. 100W) verglichen.
Der Abstand der Lampe rLampe wird solange verändert,
bis sie gleichhell wie die Sonne erscheint. Unter Nutzung des Zusammenhangs LSonne/LLampe=r²Sonne/r²Lampe
kann die Leuchtkraft berechnet werden.
Ein Fehler des Verfahrens besteht darin, dass
Sonne und Lampe nicht als Punktquelle erscheinen.
Dieser Fehler wird behoben, wenn beide Quellen den
gleichen Raumwinkel einnehmen. Auch der Fehler
durch Absorption kann vernachlässigt werden, wenn man die Absorption von Erdatmosphäre und Glaskolben einfach gleichsetzt. Da die Spektren von Sonne und Lampe verschiedene Schwerpunkte besitzen,
kann aus der „Menge“ des sichtbaren Lampenlichts alleine aber nicht genau auf die „Menge“ des Sonnenlichts geschlossen werden. Dieser Fehler kann nicht einfach vernachlässigt werden. Man kann ihm
begegnen, indem man die gesamte Strahlung (alle Spektralbereiche) auffängt (Bolometrie). Die Abschätzung der Sonnenleuchtkraft mit Hilfe der relativen Bolometrie (Vergleich der durch UV-, sichtbare und IRStrahlung hervorgerufenen Wärmeempfindung von Lampe und Sonne) kann durchgeführt werden wie im
Folgenden dargestellt.
Wangenbolometer
Bestimme die Leuchtkraft der Sonne mit Hilfe des „Wangenbolometers“!
Setze eine Wange der Sonnenstrahlung aus. Der
anderen Wange wird nun eine eingeschaltete 60WGlühbirne genähert, bis die Wärmeempfindung auf beiden Wangen gleich ist. Miss den Abstand der Glühbirne
von der Wange. Bestimme unter der Annahme, dass der
größte Teil der Leistung der Glühbirne in Form von
Wärme und Licht abgestrahlt wird, die ungefähre Leistung der Sonne mit Hilfe des Abstandsgesetzes
LSonne/LLampe=r²Sonne/r²Lampe.
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4.1.6 Messung der Solarkonstanten mit einer Heizplatte
1. Vorüberlegung
Eine Heizplatte kann wahlweise von der Sonnenstrahlung und aus dem elektrischen Netz beheizt werden.
Wenn in beiden Betriebsarten dieselbe Oberflächentemperatur auftritt, liegt dieselbe Energiestromstärke
(=Leistung) vor.
2. Geräte
Heizplatte, Regler, Leistungsmessgerät, IR-Thermometer
3. Durchführung
1. Miss die Oberflächentemperatur der Heizplatte.
2. Montiere die ausgeschaltete Heizplatte so in der Sonne, dass die Strahlung senkrecht auf die Fläche trifft
und miss die Maximaltemperatur der Platte.
3. Bringe die Platte anschließend in den Schatten, lasse sie dort etwas abkühlen und betreibe sie anschließend über den Regler bei angeschlossenem Leistungsmessgerät bis wieder dieselbe Oberflächentemperatur gemessen wird.
4. Auswertung.
1. Bestimme aus der Energiestromstärke (=Leistung) und der Fläche der Heizplatte die Energiestromdichte.
2. Vergleiche die auf einen m² der Erdoberfläche auftreffende Energiestromstärke mit Werten von bekannten Geräten oder Maschinen.
Information
Die oberhalb der Erdatmosphäre gemessene Energiestromdichte heißt Solarkonstante. Ihr Wert beträgt 1370
W/m². Er wurde mit Satelliten gemessen oder kann aus Berechnungen nach dem Gesetz von Stefan und Boltzmann
ermittelt werden.
Zusammenstellung der wichtigsten hier verwendeten Größen:
Bezeichnung
Formel (-Zeichen)
Energie
Energiestromstärke
(Leistung)
Energiestromdichte
(Leistungsdichte)
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Einheiten
Bemerkung Verwandte Größen
E
P
S
E
t
P
A
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4.2 Strahlung
4.2.1 Elektromagnetische Wellen
Strahlung ist sowohl Welle als auch Teilchen (Einstein 1905, Fotoeffekt)!
Das Sonnenlicht wird mithilfe eines Prismas in seine Farbbestandteile zerlegt.
Sichtbares Licht:
Man sieht, dass Licht aus verschiedenen Farben besteht.
Infrarotstrahlung: Neben der letzten sichtbaren Farbe rot befinden sich die langwelligen
Strahlen. Da Infrarotstrahlung Wärme ist, lässt sich diese mithilfe eines
Thermometers nachweisen.
UV-Strahlung:
Neben der letzten sichtbaren Farbe violett beginnt der Bereich der
kurzwelligen, unsichtbaren Strahlung. Um die UV-Strahlung nachzuweisen, hält man eine mit
Zinksulfid beschichtete Platte neben das Farbspektrum. Zinksulfid wandelt UV-Licht in sichtbares Licht um.
Alle hier aufgeführten Wellen und Strahlen sind von derselben physikalischen Natur:
Radiowellen
Mikrowellen
Infrarotstrahlung
Wärme, ca. 50% der Sonnenstrahlung die an der Erde ankommt
sichtbares Licht
Wellenlänge zwischen 380 und 780 Nanometern, verschiedene Farben
UV-Strahlung
Verursacht Hautbräune, Sonnenbrand, Hautkrebs usw.
Röntgenstrahlung
Kann bei Lebewesen Schäden verursachen, gelangt nicht zur Erdoberfläche
Gammastrahlung
Sehr energiereich, entsteht im Sonnenkern
Die Tabelle beginnt oben mit der größten Wellenlänge, dazu gehört die niedrigste Frequenz (und umgekehrt).

Je kürzer die Wellenlänge, desto energiereicher, also auch schädlicher (z.B. Hautkrebs erregend) ist die Strahlung.

Die meisten Strahlungsarten werden von der Atmosphäre absorbiert, bevor sie auf die Erde
treffen.

UV-Strahlung, Infrarotstrahlung und sichtbares Licht haben den Hauptanteil an der Sonnenstrahlung.

Alle diese Strahlungsarten breiten sich mit Lichtgeschwindigkeit aus.

Sie benötigen keinen Träger, können sich also auch im Vakuum ausbreiten.
Außer für Infrarotstrahlung und Licht hat der Mensch für keine dieser Strahlungen ein Sinnesorgan.
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4.2.2 Das elektromagnetische Spektrum
Quelle http://www.joern.de/esmog/esmog.htm
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4.2.3 Lichtmodelle
Auf die Frage, ob Licht aus Teilchen oder Wellen besteht, hat man im Laufe der Jahre unterschiedliche Antworten gegeben:

Huygens (1629-1695)
gilt als Begründer der Wellenoptik, konnte seine Annahmen allerdings nicht
experimentell beweisen. Sein huygenssches Prinzip wird heute noch unverändert angewendet.

Newton entwickelte (ebenfalls im 17. Jahrhundert) die geometrische Optik
unter der Annahme, das Licht bestehe aus Teilchen (Korpuskeltheorie). Im
Streit mit Huygens, ob denn nun dessen Wellentheorie (Wellenoptik) oder
die Korpuskeltheorie richtig sei, siegte Newton dank seiner größeren Autorität.

1802 zeigte Young experimentell (mit dem Doppelspaltexperiment), dass
Licht und Licht sich durch Interferenz gegenseitig auslöschen kann. Das wurde als eindeutiges Indiz für dessen Wellencharakter interpretiert.
Polarisierbarkeit sowie Vorhersage und Nachweis des Poisson-Flecks sorgten
zusammen mit der Formulierung der Maxwellgleichungen Ende des 19.
Jahrhunderts dafür, dass die Wellennatur des Lichtes allgemein anerkannt
wurde.

Die Entdeckung und Untersuchung des photoelektrischen Effektes im gleichen Zeitraum zeigt, dass sich dieser Effekt nicht mit Lichtwellen erklären
lässt. Die Erklärung durch Einstein im Jahr 1905 beruht auf der Annahme
von Lichtteilchen und war nach Plancks Entdeckung seines Wirkungsquantums im Jahre 1900 der zweite Startpunkt der Quantenmechanik.
Unsere Antwort
Für uns ist klar geworden das man Licht nicht mit unseren Vorstellungen vollständig beschreiben kann, manchmal erscheint es uns als Welle, manchmal als Teilchen. Wann welches
Modell gilt, muss man lernen. Eine exakte Beschreibung ist nur mit Formeln möglich.
Licht ist einfach Licht.
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4.2.4 Spektroskopie
Alle Informationen, die wir von der Sonne bekommen, werden durch Strahlung oder Teilchenströme transportiert.
Die Atome eines jeden Elements
senden bei Verbrennung ein charakteristisches Lichtspektrum aus. So ist
z.B. eine Flamme gelb, in der Natrium
brennt (auch wenn es in Kochsalz gebunden ist).
Die Zugabe von Salzen bewirkt
die Färbung von Feuerwerkraketen.
Kalium- und Kupfersalze färben die
Flamme blau, Calciumsalze rot und
Borsalze grün.
Umgekehrt erlaubt die Färbung
einen Rückschluss auf die brennenden Elemente. Dazu wird das Licht in
seine farblichen Bestandteile zerlegt. Das im Spektroskop sichtbare Muster verrät das Element.
Emissionsspektrum
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"Have you ever seen a driftwood fire?" ... "No" ...
Twilight S.100
Licht kommt von der Oberfläche der Sonne und muss erst ihre Atmosphäre
passieren. Dort verraten sich alle Bestandteile durch ihr Absorptionsspektrum, weil
Atome genau diejenigen Bestandteile des Lichtes herausfiltern, die sie beim
Leuchten abstrahlen.
trahlen. So lassen sich im Sonnenspektrum praktisch alle Elemente
identifizieren. 1868 wurden Spektrallinien entdeckt, die zu keinem irdischen El
Element passten. Man nannte das Element Helium (helios=Sonne) und es dauerte
noch 27 Jahre, bis man es auch auf der
d Erde fand.
Zerlegung des SonnenSonne
lichts in Spektralfarben mit
"Fraunhoferschen
schen Linien", beb
nannt nach deren Entdecker.
Damit war es möglich, festzufestz
stellen, welche Elemente
mente in der
Sonne vorhanden sind.
Absorptionsspektrum
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4.2.5 Temperaturabhängigkeit der Farbe
Im Bild glüht das Eisen in verschiedenen Farben, dies
liegt an den unterschiedlichen Temperaturen. Das
Stadium der Weißglut wird im Bild allerdings nicht
erreicht.
schwarz – rot – gelb - weiß – blau – schwarz
Jeder Körper strahlt, in Abhängigkeit von seiner Temperatur, elektromagnetische Wellen aus.
Aus der Verteilung der Intensitäten lässt sich die Oberflächentemperatur der Sonne (oder eines beliebigen anderen Körpers) messen.
Erhöht man langsam die Stromstärke in einer Glühbirne, stellt man fest, dass sie dunkelrot zu glühen beginnt,
und dann nicht nur heller wird, sondern auch ihre Farbe über rot nach orange und gelb verändert.
Je höher die Temperatur eines glühenden Körpers ist,

… desto heller strahlt er, desto mehr Energie
strahlt er also ab.

… desto kürzer ist die Wellenlänge, bei der
die meiste Energie abgestrahlt wird
(wiensches Verschiebungsgesetz).

Im sichtbaren Bereich bedeutet das: … desto
mehr geht seine Farbe vom Roten (rotglühend) ins Weiße (weißglühend) über.
Licht ist nur ein kleiner Teil des gesamten elektromagnetischen Spektrums. Der größte Teil der Sonnenstrahlung besteht aus Licht und Wärmestrahlung, allerdings sendet die Sonne auch andere Anteile des elektromagnetischen Spektrums aus, die zur Erforschung der Sonne benutzt werden. Weil aber die Erdatmosphäre nicht
alle Strahlungsarten durchlässt (z.B. UV-Strahlen weitgehend blockiert), ist man auf Forschungssatelliten angewiesen.
http://www.geodz.com/deu/d/R%C3%B6ntgenstrahlung
http://www.kernfragen.de/kernfragen/physik/03-Strahlungsarten/3-6-Die-Gamma-Strahlung.php
http://www.bfs.de/de/uv/uv2
http://de.wikipedia.org/wiki/Ultraviolettstrahlung
http://www.infrarot-sauna-kabine.at/infrarotkabine/wissen/infrarotstrahlung.html
http://devserv.helliwood.de/sl_fullmobile_store/mobile_physik/Spektrum_elektromagnetischer_Wellen.htm
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4.3 Oberfläche
4.3.1 Aktive Sonne
Als Plasmakugel hat die Sonne keine eigentliche Oberfläche. Daher definiert man den Rand der sichtbaren
Sonnenscheibe als Sonnenoberfläche.
Sonnenflecken wurden wohl schon 600 vor Christus von chinesischen Astronomen entdeckt. Galilei hat sie 1610 wiederentdeckt, und auch gleich die Rotation der Sonne daraus erkannt, weil sie um die Sonne wandern. In Extremfällen sind Sonnenflecken
schon mit bloßem Auge (durch eine spezielle Folie zur Sonnenbeobachtung) sichtbar.
Solche Gruppen können mehr als den 20-fachen Erddurchmesser erreichen.
Sonnenflecken bestehen aus dem Kern, der dunklen
Umbra, und dem Rand, der Penumbra. Sie erscheinen dunkel,
weil sie etwa 1000K bis 2000K kälter sind als die ruhige Sonne. Meist treten sie in Zweiergruppen auf. Dort durchstoßen dann Magnetfeldlinien die Sonnenoberfläche.
Die Bewegung der langlebigen Sonnenflecken zeigt, dass die Sonne am Äquator
in 25 Tagen rotiert, in Polnähe dagegen bis zu 36 Tagen für eine Umdrehung braucht.
Entstehung der Sonnenflecken (Referat Ester, Benedikt, Luca, Thilo)

Magnetfeldlinien durchstoßen die
Photosphäre und werden wegen der
unterschiedlichen Rotationsgeschwindigkeit 'verzerrt'.

Dadurch entsteht eine Veränderung
des Energieflusses

Die Feldlinien treten aus einem Sonnenfleck aus und gehen zu einem anderen Fleck zurück

Dazwischen verläuft das Magnetfeld schlingenförmig außerhalb der Sonne.

Wo Materie in die Höhe geschleudert wird, kühlt sie sich ab.

Diese kühleren Stellen erscheinen als Sonnenflecken.
Sonnenflecken entstehen am häufigsten in einem Gürtel beiderseits des Äquators und wandern dann zum
Äquator hin. Die Sonnenfleckenrelativzahl zeigt durchschnittlich alle 11 Jahre ein Maximum, diese Periode schwankt
aber zwischen 7 und 17 Jahren. Weil sich dann jeweils die Polarität der Magnetfeldlinien umkehrt, ist eigentlich ein
22-jähriger Zyklus vorhanden.
Während des Maunder - Minimums (1640-1715) mit sehr wenig Sonnenflecken herrschte ein relativ kaltes
Klima auf der Erde, mit einem hohen C14-Gehalt der Atmosphäre (10% Zunahme).
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Protuberanzen

bogenförmige Materieströme

fadenförmige Protuberanzen werden
auch Filamente genannt

Manche verändern sich sehr schnell, andere können jedoch monatelang die
gleiche Form behalten (die, die nur Minuten oder Stunden dauern, schleudern
die Masse schlagartig von der Sonne weg und fallen dann wieder zurück)
 Sie entstehen durch Magnetfelder, indem die Materie den Magnetfeldlinien folgt.
Protuberanzen steigen aus der Chromosphäre bis 400 000 km hoch;
Teilchen mit mehr als 600 km/s verlassen dann den Einflussbereich
der Sonne. Nicht alle Protuberanzen gehören zu Flecken, viele sind
jedoch auf der Sonnenscheibe als Filamente sichtbar. Die Temperaturen betragen bis 106K.
Flares

sind Sonneneruptionen mit der Kraft von Milliarden Atombomben

sind immer in der Nähe von Sonnenflecken zu entdecken

sind mit Fernrohren nur als helle Flecken zu sehen
Flares entstehen häufig in komplexen Sonnenfleckengruppen. Innerhalb weniger Minuten steigt die Temperatur auf mehrere Millionen
Kelvin. Die Geschwindigkeit beträgt typisch 1000 km/s; Mit Flares
verbundene 'Radio Bursts' beeinflussen den Funkverkehr auf der Erde. Flares stellen einen großen Teil der von der Sonne insgesamt abgestrahlten Energie dar.
Spikulen (Spikes)

zackenförmige Erscheinungen auf der Oberfläche

bis zu 1.000 km Dicke
Spikulen sind kleinere (10000 km!), stachelförmige
Gasströme in der oberen Chromosphäre. Sie scheinen
Fortsetzungen der Granulen zu sein. Büschel (oder
auch Blasen) zeugen von Konvektion in der Chromosphäre.
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4.3.2 Sonnenwind

besteht hauptsächlich aus Protonen und Elektronen

hat Geschwindigkeiten bis 3000 km/s

verringert die Sonnenmasse in jeder Sekunde
um etwa 1 Million Tonnen

kann Probleme bei Satelliten und Stromausfälle
zur Folge haben.
Als Sonnenwind bezeichnet man den Materiestrom, der von der Sonne ausgeht. Er besteht hauptsächlich aus Protonen und Elektronen, und zwar etwa 1
Million Tonnen pro Sekunde. Das Erdmagnetfeld
schirmt die Erde weitgehend vor diesen Teilchen ab, die
sonst wahrscheinlich das Leben auf der Erde unmöglich
machten. Die Lorentzkraft zwingt die elektrisch geladenen Teilchen auf Schraubenbahnen, bis sie in den Polargegenden, wo die Abschirmwirkung des Erdmagnetfeldes am geringsten ist, auf Moleküle der Erdatmosphäre treffen, und diese zum Leuchten anregen. So entstehen Polarlichter. In Zeiten besonders hoher
Sonnenaktivität (wenn es viele Sonnenflecken gibt) entstehen so genannte "magnetische Stürme", die
den Funkverkehr auf der Erde beeinflussen. Der Einfluss des Sonnenwindes ist bis hinter die Plutobahn
nachgewiesen, wenn er auch nach außen hin immer langsamer und schwächer wird.
Magnetische Stürme
 stören die Orientierung von Brieftauben (Magnetfeld-Turbulenzen)
 verstärken die D-Schicht der Ionosphäre, was zu einer Absorption von Radio-Kurzwellen
und zu Störungen des allgemeinen Funkverkehrs führt
 blähen die Atmosphäre auf. Dies führt zu erhöhten Reibungsverlusten bei Satelliten und
gelegentlich zum frühzeitigen Absturz (Skylab 1979)
 beeinflussen, verschiedenen, z.T. unglaubwürdigen, Quellen zufolge: Meeresspiegel, Revolutionen, Ernten (Ägypten, Altes Testament), Grippewellen, Eierpreise, ....
Sonnenwetter auf http://sec.noaa.gov
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4.3.3 Ruhige Sonne
Randverdunkelung: Die Sonne hat auf Bildern immer einen scharfen
Rand. Das Licht stammt aus einer ca. 200 bis 500 km tiefen Schicht, Photosphäre genannt. Das Licht vom Rand der Sonnenscheibe stammt aus
einer nicht so tiefen (also nicht so heißen) Schicht, wie das aus der Mitte.
Außerdem verläuft sein Weg zur Erde durch eine dickere Atmosphärenschicht Es ist daher farblich "rotverschoben" und nicht so hell. (Bild siehe
oben)
Granulen geben Sternoberflächen ein körniges Aussehen.
Zu jedem Zeitpunkt sind auf der Sonne etwa 4 Mio. "Maschen"
zu sehen. Sie sind die Oberflächen von vertikalen Konvektionszellen in Größenordnungen von 200 - 1500 km. Ihre Lebensdauer beträgt durchschnittlich 10 Minuten.
Vergleiche mit Bènardschen Zellen in siedendem Öl!
Patrick, Jonas, Julia, Nikolaj
Entstehung der Granulation
Granulation ist ein rein thermisches Phänomen
 Durch Konvektion steigt heißes Material auf, welches hell leuchtet.
 Wenn es erkaltet sinkt es nebendran als dunkles Material wieder zurück.
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4.4 Aufbau
Sonnenkern

Fusionszone

¼ des Radius der Sonne

Enorm hoher Druck

ca. 15 000 000 °C

In nur 1,6% des Volumens steckt die halbe Sonnenmasse.
Strahlungszone

bis 70% des Sonnenradius

Hier ist der Druck zu gering für Kernfusion, aber noch zu hoch für Konvektion (Wärmeströmung).

Die im Kern erzeugte Energie wird in Form von Röntgen- und Gammastrahlung nach außen in die Konvektionszone geleitet, wobei der Weg der Strahlung etwa 10000 bis 20000 Jahre dauert, weil sie schon
nach kurzer Wegstrecke immer wieder absorbiert und verzögert emittiert wird.
Konvektionszone

Die Temperatur von ca. 2 000 000K führt zu Hitzestaus zwischen Strahlungs- und Konvektionszone

Sie reicht bis zu 200 000km ins Sonneninnere

Konvektionswellen übernehmen den weiteren Transport der Energie. Hier
steigt heiße Materie auf und dehnt sich aufgrund des Druckabfalls aus. An
der Oberfläche abgekühlte Materie sinkt dadurch wieder nach unten. Es bilden sich Zellen aus aufsteigendem Material, an deren Grenzen das abgekühlte Material abwärts strömt. Dieses Phänomen führt zur oben beschriebenen
Granulation.
Photosphäre

300-400 km dick

Entstehungsort des Sonnenlichts

ca. 5 800 K

Besonderheiten Sonnenflecken, Randverdunkelungen
Chromosphäre

von der Photosphäre überstrahlt

5500 K – 10000 K

ca. 10 000 km dick

relativ geringe Lichtintensität

Besonderheiten: Protuberanzen, Flares, Spikes
Korona

äußere Atmosphäre der Sonne

ca. 1 000 000 K heiß

Ausdehnung von mehreren Sonnendurchmessern
http://tommyknocker.mine.nu/astronomie/htmldateien/sonne.html#aufbau http://www.mps.mpg.de/projects/soho/sumerlab/isermann/sonne.html
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4.5 Energie
Jeder Quadratmeter der Sonnenoberfläche strahlt
st
pro Sekunde 63 MJ ab (s. 'Daten')
'Daten'). Berechnet man die Lebensdauer der Sonne, wenn diese aus Kohle bestünde und ihre Masse völlig umsetzen könnte, erhält man einen
7
völlig unrealistischen Wert von weniger als 10000 Jahren. Je Kilogramm würden dabei 3,1·
3,1·10 J Energie frei (das ist
der Heizwert von Steinkohle). Falls die Sonne aus Wasserstoff und Sauerstoff im passenden Verhältnis bestünde,
7
würden bei der Knallgasreaktion sogar 14,3·10 J/kg frei.
1927 wurde Kernfusion als Energiequelle vorgeschlagen, nachdem
nachdem sich alle anderen Vorschläge als u
unbrauchbar erwiesen haben. Voraussetzung für die Fusion von Helium aus Wasserstoff ist, dass der Wasserstoff ion
ionisiert vorliegt, also Protonen und Elektronen getrennt sind. Bei entsprechend hohen Temperaturen wie im So
Sonnenkern ist das der Fall.
Außerdem müssen sich Protonen entgegen ihrer elektrischen Abstoßungskraft (gleichnamig geladen!) bis auf
einen Abstand nähern, bei dem die starke Kernkraft greift und die Elektronen trotz ihrer Abstoßungskraft aneina
aneinander bindet. Das ist etwa dann der Fall, wenn ihr Abstand nur noch ihrem Durchmesser entspricht. Dass sie sich ssoweit aneinander annähern können, ist nur möglich, wenn sie entsprechend schnell sind, wenn also die Materie eine
genügend hohe Temperatur hat, was in der Sonne
So
der Fall ist.
In Sternen von der Art der Sonne finden im Wesentlichen zwei solche Verschmelzungsprozesse statt, die Proton-Proton-Reaktion und der Bethe-Weizsäcker-Zyklus.
Bethe
. Welcher der Prozesse überwiegt hängt von der Temp
Temperatur, und damit von der Sternmasse
masse ab. In der Sonne überwiegt noch die pp-Reaktion.
Reaktion.
Dabei verschmelzen – über Zwischenstufen - insgesamt 4 Protonen (Wasserstoffkerne)
stoffkerne) zu einem Heliumkern
Heliumkern.
Die Masse der Produkte (auch einschließlich der Positronen und Neutrinos) ist geringer als die Ma
Masse der vier Pro2
tonen, der 'Massendefekt' ergibt die abgestrahlte Energie gemäß der Formel E = mc (Vakuumlichtgeschwindigkeit
8
c = 3·10 m/s).
Diese Formel hat tatsächlich praktische Konsequenzen: Masse lässt sich in Energie umwandeln (z.B. bei der
Explosion
ion mit Antimaterie), und Energie lässt sich in Masse, also in Teilchen, umwandeln. Es ist also notwendig, in
den Energieerhaltungssatz die Masse mit einzubeziehen.
Proton-Proton
Proton-Zyklus

Zwei Protonen verschmelzen zu einem
Deuteriumkern, bestehend aus Proton
Pro
und Neutron.
Die überzählige positive Ladung fliegt mit einem PoP
sitron davon.

Ein Deuteriumkern verschmilzt mit einem weiteren
Proton zu einem leichten Heliumkern bestehend aus
2 Protonen und einem Neutron.
Neutron

Zwei dieser leichten Heliumkerne verschmelzen zu
einem gewöhnlichen Heliumkern aus 2 Protonen
und 2 Neutronen.

Dabei werden wiederum zwei
zw Protonen freigesetzt,
die erneut reagieren können.
Bethe-Weizsäcker
Weizsäcker-Zyklus:

Er benötigt eine höhere Temperatur,
Temperatur überwiegt also in massereicheren Sternen, bei denen
nen Druck und Temperatur im Kern höher
sind als in der Sonne

Er kann erst in Gang kommen, wenn Kohlenstoff gebildet ist, der
allerdings nur als eine Art Katalysator wirkt, am Ende also wieder
vorhanden ist.
Schiefer
19
2013
NwT 10
Gymnasium Schönau
Verwendete Massenwerte:
Proton
1,672·10-27 kg
Neutron
1,675·10-27 kg
Positron (e+)
9,109·10-31 kg
Heliumkern
6,64·10-27 kg
Lichtgeschwindigkeit c = 3·108 m/s
Der Massenverlust ('Massendefekt') beträgt:
Masse des gesamten Ausgangsmaterials – Masse der Produkte
m = 4 mP – mHe = 0,048·10-27 kg
1. Bestimme selbst die Massenbilanz einer einzelnen Reaktionskette. (Ergebnis: 4,8·10-29 kg)
2. Berechne die je Reaktionskette frei werdende Energie mit E = mc². (Ergebnis: 4,3·10-12 J)
3. Berechne die je kg Wasserstoff frei werdende Energie. (Ergebnis: 6,5·1014 J/kg, das ist 2·107 mal so
viel wie bei Steinkohle). So viel elektrische Energie liefert ein Kernkraftwerk etwa in einer Woche.
Die zusätzlich entstehenden Positronen, die Antiteilchen des Elektrons, und das Neutrino kommen in der Bilanz gar nicht vor. Ihre Masse beträgt zusammen etwa ein Zweitausendstel der Protonenmasse, macht sich also erst
in der nächsten, hier gar nicht mehr dargestellten, Dezimalstelle bemerkbar.
Die gesamte Energieumsetzung entspricht 100000 Billionen Tonnen TNT je Sekunde. 650 Mill.t Wasserstoff
werden dabei in 645,8 Mill.t Helium umgewandelt, aber die Masse der Sonne ist hundertmilliardenmal größer als
der Verlust je Sekunde, so dass sie in 5 Milliarden Jahren nur ein Tausendstel ihrer Anfangsmasse verliert.
Die Kernfusion findet nur im Kern der Sonne bis etwa ¼ des Sonnenradius statt. Bis 0,7R geschieht der Energietransport erst in Form von Gamma- und dann auch Röntgenstrahlung, bis die Energie in die äußere Konvektionszone gelangt. Insgesamt braucht die elektromagnetische Strahlung (als Gamma- und Röntgenstrahlung für das
Auge schwarz) über 10000 Jahre für ihren Weg bis an die Oberfläche.
Die Neutrinos kommen aber gleich durch, weil sie praktisch nicht eingefangen werden können. In riesigen
aufwendigen Experimenten werden sie auf der Erde nachgewiesen und geben Aufschluss über die Vorgänge im
Sonnenkern.
Weil die Sonne ein völlig durchschnittlicher kleiner Stern ist, sind Ergebnisse der Sonnenforschung oft auf
andere Sterne übertragbar. Zudem ist die Sonne der einzige "greifbare" Stern, schließlich ist Alpha-Centauri
250000mal so weit von der Erde entfernt.
4. In einem Zeitungsartikel wird behauptet, dass die Sonne so viel Energie freisetzt, wie 200 Billiarden Kernkraftwerke. Stimmt das?
http://www.youtube.com/watch?v=mUxGoyaaeRI
http://www.youtube.com/watch?v=0SAYwXVeV4s&feature=channel
Schiefer
20
2013
NwT 10
Gymnasium Schönau
4.6 Entstehung
Die Sonne entstand vor circa 4,6 Milliarden Jahren in einem Gebiet unserer Galaxie, der Milchstraße. Sie ist
ein Stern der 3. Generation. Zum Teil besteht sie aus den Überresten einer Supernova-Explosion. Eine Supernova
Explosion ist das Ende eines massenreichen Sterns Hierbei explodiert der Stern und strahlt für eine Zeit heller als
eine ganze Galaxie. Doch die Hauptbestandteile der Sonne sind Wasserstoff und Helium, da diese Stoffe bei ihrer
Entstehung im Weltall am meisten vorhanden waren.
In dem Entstehungsgebiet sammelte sich interstellare Materie in einer großen Wolken an. interstellare Materie ist die Materie, die zwischen zwei Sternen besteht. Die Materie dieser Wolke begann sich durch einen äußeren
Einfluss stellenweise zu verdichten. Auslöser dieser Verdichtung könnte die Explosion eines naheliegenden Sterns
gewesen sein, wodurch sich Teile dieser Wolke durch Schockwellen zu immer dichteren Materieansammlungen
verdichteten. Dadurch erhöhte sich der Druck auf die Atome und Moleküle der Wolke.
Die Wärmebewegung der Partikel nahm zu und somit auch die Zahl der Zusammenstöße auch mit größeren
Molekülen. Die Bewegungsenergie der Wasserstoffmoleküle wurde teils auf diese größeren Moleküle übertragen,
die diese Energie wiederum als Infrarot-Photonen abgaben. Dadurch gab es eine ständige Kühlung, die sogenannte
Strahlungskühlung.
Bildlich gesehen zerbrach die Wolke in kleinere Teile. Es entstanden neben der Sonne auch noch andere
Sterne. Als diese Materieansammlungen schwer genug waren, zogen sie durch ihre Schwerkraft alles an sich, was
sich in ihrer Nähe befand.
Durch die Bewegungsenergie der hereinstürzenden Brocken erhöhte sich die Temperatur dieser Zentren. Am
Ort der zukünftigen Sonne bildete sich ein Protostern. Dies war der "Vorläufer" unserer eigentlichen Sonne. Materie aus der Umgebung stürzte weiter in diesen zentralen Punkt.. Dadurch stieg die Temperatur weiter und die Wasserstoffmoleküle trennten sich in Atome auf und schließlich trennten sich auch die Atome in Kerne und Elektronen –
die Materienahm nun den Zustand von Plasma an.
Als durch weitere Zufuhr von Gravitationsenergie das Sonneninnere die notwendige Temperatur für Kernreaktionen erreichte, setzte die Wasserstofffusion ein und der Protostern begann zu strahlen. Bevor sich jedoch ein
dauerhaftes Gleichgewicht zwischen Gravitation und Strahlungsdruck einstellen konnte, durchlief die Sonne hektische Brennphasen mit starken Ausbrüchen, so dass nicht das ganze Material aus der Sonnennähe in die Sonne
stürzte. Hinzu kam, dass die "Geburtswolke" bereits einen Drehimpuls hatte, den die Sonne und die kleineren Himmelskörper in ihrem System übernahmen.
Kenntnis von der Entstehung und der Entwicklung
der Sonne erhielt man durch die Analyse der Strahlung von
Sternen, deren Alter mit dem der Sonne vergleichbar ist,
deren Entwicklung wegen unterschiedlichen Massen aber
unterschiedlich weit fortgeschritten ist, und von Sternen,
die jetzt gerade in einer solchen Wolke entstehen, wie im
Bild.
Schiefer
21
2013