|
Die Sonne Sie ist der Zentralkörper des Sonnensystems, der durch seine große Masse die Planeten, Monde und zahlreiche Kleinkörper auf ihren elliptischen Bahnen hält. Die Masse der Sonne ist rund 750-mal größer als die Masse aller anderen Körper des Sonnensystems zusammen. Die Sonne ist ein Stern der Spektralklasse G2 und der LeuchtkraftklasseÿV. Sie erscheint aus der Entfernung von im Mittel 149,6 Mio. km als kreisrunde, scharf begrenzte Scheibe unter einem Gesichtswinkel von 31'ÿ59''. Bewegung: Die Sonne bewegt sich mit einer Geschwindigkeit von zirka 20 km/s relativ zu ihrer Umgebung und nimmt mit einer Geschwindigkeit von rund 220 km/s an der Rotation des Milchstraßensystems teil. Ihre scheinbare tägliche Bewegung am Himmel von Osten nach Westen wird durch die Rotation der Erde verursacht (Tag), die scheinbare jährliche Bewegung von Westen nach Osten gegenüber den Sternen durch deren Umlauf auf der Erdbahn (Jahreszeiten), beide beeinflusst durch die Neigung der Erdachse gegen die Ebene der Ekliptik. Aufbau: Wie alle Sterne ist auch die Sonne eine Gaskugel, die durch die Gravitation zusammengehalten wird, ihre Dichte nimmt stetig von außen nach innen zu; chemisch besteht sie aus 75ÿ% Wasserstoff, 23ÿ% Helium und 2ÿ% schweren Elementen. Im Zentrum sind Temperatur (rund 16ÿ·ÿ106ÿK), Druck (>ÿ2ÿ·ÿ1016 Pa) und Dichte (etwa 160 g/cm3) so hoch, dass verschiedene Kernreaktionen spontan ablaufen können, unter denen die Umwandlung von Wasserstoff in Helium (Kernfusion) die für den Energiehaushalt der Sonne entscheidende Rolle spielt, wobei die Sonne ihre Energie hauptsächlich aus der Proton-Proton-Reaktion gewinnt. Die bei diesen Prozessen frei werdende Sonnenenergie wird neben einer Teilchenstrahlung, dem Sonnenwind, als elektromagnetische Wellen ausgestrahlt; diesem, von der Röntgenstrahlung über die UV- und IR- bis zur Radiofrequenzstrahlung reichenden kontinuierlichen Sonnenspektrum sind über 220ÿ000 Absorptionslinien (Fraunhofer-Linien) überlagert. Die ebenfalls entstehenden Neutrinos sind Untersuchungsobjekt der Neutrinoastronomie. Mit der Ausstrahlung ist (nach der Äquivalenz von Masse und Energie) ein Masseverlust von 4,3ÿ·ÿ109 kg/s verknüpft; zurzeit hat die Sonne etwa die Hälfte des verfügbaren Wasserstoffvorrats im Zentrum fusioniert. Das Alter der Sonne schätzt man, von Kernumwandlungsprozessen und der heutigen Elementenverteilung in der Sonne ausgehend, auf etwa 4,6ÿMrd. Jahre, ihre Lebensdauer auf insgesamt rund 10 Mrd. Jahre. Energie und Aktivität: Die in der Sonne erzeugte Energie wird außerhalb des Kerns zunächst durch Strahlung (Strahlungszone, bis rund 70ÿ% des Sonnenradius) und erst nahe der Sonnenoberfläche durch Konvektion nach außen transportiert. Von dort wird sie hauptsächlich durch die unterste Schicht der Sonnenatmosphäre, die rund 400 km dicke, sichtbare Photosphäre (Temperatur rund 5ÿ800ÿK), abgestrahlt. Diese zeigt eine körnige Struktur, die Granulation, sowie größere fleckige Gebilde, die Sonnenflecken. Über der Photosphäre schließen sich die Chromosphäre (Dicke rund 10ÿ000 km) und die Sonnenkorona (Korona) an, ein rund 1ÿMio.ÿK heißer Strahlenkranz. Die in der Sonnenatmosphäre auftretenden veränderlichen Erscheinungen wie Sonnenflecken, Flares, Fackeln, Filamente und Protuberanzen werden als Sonnenaktivität bezeichnet. Die Sonne besitzt ein polares Magnetfeld von etwa 10-4ÿTesla, dem in Aktivitätszentren zeitlich veränderliche lokale Felder bis zu 0,34ÿTesla überlagert sein können. Wirkung: Vorgänge auf der Sonne üben zum Teil direkte oder indirekte Wirkungen auf die Erde aus (solarterrestrische Erscheinungen). Dazu gehören die Gravitation und der dadurch bewirkte nahezu gleichmäßige Abstand der Erde von der Sonne sowie die Licht- und Wärmestrahlung der Sonne, die Grundlage des Klimas und der Lebensprozesse auf der Erde sind. Auf den von der Sonne emittierten geladenen Teilchen beruhen die Polarlichter und magnetischen Stürme sowie Schwunderscheinungen beim Funkverkehr.
(Auszug) "DER BROCKHAUS multimedial
Premium 2005"
|