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Die Sonne ist das Zentrum unseres Planetensystems, daher wird unser Planetensystem auch Sonnensystem genannt.
Ohne die Sonne würde es kein Leben auf der Erde geben und auch der Mond nachts nicht Leuchten. Lange Zeit wurde geglaubt, dass die Erde im Zentrum unseres Sonnensystems steht, aber vor einigen Jahren wurde die Theorie des Heliozentrischen Weltbildes aufgestellt, nach der die Sonne im Mittelpunkt des Sonnensystems steht und die anderen Planeten um sie herum kreisen. Die Sonne ist ein Stern der Hauptreihe. Der Durchmesser der Sonne ist etwa 110 mal so groß wie der der Erde.
Die Schichten unserer Sonne
Es handelt sich bei der hellen weißen scheibe am Himmel um die Sonne, genauer gesagt um die Photosphäre der Sonne. Sie strahlt das Licht aus, das auf der Erde wahrnehmbar ist. Die Sonnenoberfläche hat eine körnig wirkende Struktur (Granulation), die durch das Aufsteigen heißer Gase und das absinken kühler Gase zu der sich darunter befindenden Konvektionszone hervorgerufen wird. Die Photosphäre hat eine Temperatur von etwa 5000°C. Obwohl die Granulen wie Körnchen aussehen, sind sie doch gewaltig groß. Oberhalb der Photosphäre befinden sich weitere, nicht sichtbare Schichten, die unter dem Begriff Sonnenatmosphäre zusammengefasst werden.
Die Sonnenathmosphäre besteht aus drei Schichten, Chromosphäre, Übergangszone und Korona. Alle drei werden von der hellen Photosphäre überstrahlt und sind nur bei einer Sonnenfinsternis als sichtbares Licht wahrnehmbar. In der rosafarbenen Chromosphäre geht es recht stürmisch zu, denn Spikulen, kurzlebige, aus dem sonneninneren hochschießende Gasströme, stößt sie hervor. In der Übergangszone steigt die Temperatur unvermittelt von den 5500°C der Photosphäre auf über 1.000.000°C in der Chromosphäre. Der Begriff Korona leitet sich ab vom Lateinischen Corona für Kranz. Wieso die Bezeichnug gewält wurde, erkennt man gut bei einer totalen Sonnenfinsternis. Die Korona ähnelt dann einem großen Kranz um die sonnenscheibe, der sich über Millione Kilometer erstreckt. Hervorgerufen wird er durch Sonnenlicht, das auf Elektronen und interstellaren Staub trifft und reflektiert wird.
Unter der Photosphäre befindet sich das Sonneninnere. Im Kern sind Hitze und Druck so intensiv, dass der Fusionsprozess unablessig abläuft. Den Kern umgibt die Strahlungszone. In ihr prallen die während des Fusionsprozesses vom Kern abgestrahlten Photonen mit Ionen zusammen und übertragen geringe Energiemengen. Auf die Strahlungszone folgt die kühlere Konvektionszone, deren Partikel durch Konvektion erhitzt werden. Weniger dichte, heißere Gase steigen zur Sonnenoberfläche auf, wo sie sich abkühlen und wieder tief in die Konvektionszone hinabsinken, um sich dort wieder zu erwährmen und erneut zur Oberfläche aufsteigen.
Aufbau der Sonne (Schichten)
| Schicht |
Breite |
Grad °C |
| Kern |
450.000 km |
15 Mio°C |
| Strahlungsschicht |
70% des Radius |
2-7 Mio Grad°C |
| Konvektionsschicht |
200.000 km |
5.500°C - 2 Mio°c |
| Photospähre |
300 - 500 km |
4.500°C - 7.600°C |
| Chromospähre |
2.000 - 3.000 km |
50.000°C |
| Korona |
- |
4.000°C - 50.000°C |
| Sonnenwind |
- |
2 Mio°C |
Die Flecken der Sonne
1610 entdeckte der deutsche Astronom Johannes Fabricius (1587- ca.1615) Flecken auf der Sonnenoberfläche. Hierbei handelt es sich um kleinere Stellen der Photosphäre, die eine deutlich niedrigere Temperatur als die Umgebung haben. Hervorgerufen werden sie durch ein lokal starkes Magnetfeld, das erhitzte Teilchen am Aufsteigen zur Sonnenoberfläche hindert. Bei Näherer Betrachtung lässt dich ein schwärzlicher Kern (Umbra) mit grauem Hof (Penumbra) ausmachen.
Ungefähr alle elf Jahre - so lange dauert der Sonenfleckenzyklus in etwa - erreicht die Aktivität der Sonne ihren höchststand. Zu jenen Zeiten, dem Sonnenfleckenmaximum, lassen sich mehr als 100 Sonnenflecken beobachten. Während des Sonnenfleckenminiums treten häufig gar keine Sonnenflecken auf.
Flares
Flares oder Sonneneruptionen wurde erstmals 1859 von dem englischen Astronomen Richard Carrington (1826 - 1875) beobachtet. Zu einem Flare kommt es, wenn die im Sonneninneren aufgebaute Energie plötzlich freigesetzt wird. Die unvermittelte Entladung manifestiert sich über das gesamte elektromagnetische spektrum, etwa als Radiowellen, Gammastrahlen und Röntgenstrahlen. Allerdings lässt sich ein Flare wegen der großen Helligkeit der Photosphäre nur schwer im sichtbaren Bereich der Spektrums beobachten. Wenn solare Flareteilchen mit dem magnetfeld der Erde in Kontakt kommen, kann dies Funk- und Satelitenverbindungen unterbrechen. Außerdem können die Teilchen für Astronauten außerhalb der Erdathmosphäre tödlich sein. An den Polen können diese Teilchen in die Atmospähre eindringen wo sie verglühen und so Lichtteilchen in fast allen Farben des Farbspektrums entstehen. Man beziechnet dieses Licht als Polarlicht, im Norden Nord-(polar)-Licht und im Süden Südpolarlicht.
Die Sonne beobachten
Keinesfalls darf man direkt in die Sonne sehen, selbst wenn ihre Helligkeit durch Wolken, eine Sonnenbrille oder anderes abgeschwächt wird! Vor allem sollte man sie niemals durch Fehrnglas, Teleskop oder Kamerasucher betrachten! Galileo Galilei erblindete möglicher Weise infolge seiner Sonnenbeobachtungen. Am besten wirft man ihr Bild mithilfe der Linsen eines Fehrnglases oder eines Teleskops auf eine Projektionsfläche.
Die Sonne ist ein Stern!!!
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