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Sonne
Grunddaten: |
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Allgemeines |
Die Sonne, der Zentralstern unseres Planetensystems, ist nur ein Stern unter 200 Milliarden anderer Sonnen in unserer Galaxie, der Milchstraße. Allerdings, nicht zu groß und nicht zu klein, nicht zu heiß und nicht zu kalt, ermöglicht gerade dieser "durchschnittliche Stern" Leben auf unserem Heimatplaneten Erde. Als Energiespender bietet die Sonne die Grundlage für die Entstehung des Lebens überhaupt. Ohne Sonne gäbe es kein Leben in der bisher bekannten Art.
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Aufbau |
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). Der innere Aufbau der Sonne wird durch Kräfte wie Gasdruck, Strahlungs- oder Lichtdruck und Gravitation bestimmt. Dabei hat der Gasdruck für sich alleine genommen das Bestreben, die Sonne aufzublähen und die Gase in den Raum zu zerstreuen. Ebenso strebt der Strahlungs- oder Lichtdruck zur Expansion der Sonne. Diesen Kräften gegenüber wirkt jedoch die Gravitationskraft der Sonne, also das Gewicht der über einer bestimmten Fläche im Sonneninneren lastenden Gasschichten. Somit entsteht ein mechanisches Gleichgewicht im Innern der Sonne.
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Kern |
Im Kernbereich der Sonne findet bei einer Temperatur von ca. 15 Millionen Grad Celsius, einem Druck von ca. 22 100 Billionen Pascal und einer Dichte von ca. 134 g/cm3 die Umwandlung von Materie in Sonnenenergie statt. Bei diesen extremen physikalischen Bedingungen erfolg die Verschmelzung, also die Kernfusion von Wasserstoff zu Helium. 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 schließlich die Erde als Licht erreicht.
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| Strahlungszone |
Die durch die
Kernfusion umgewandelte Energie wird durch eine ca. 380 000
Kilometer dicke Strahlungszone in die Konvektionszone
geleitet.
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| Konvektionszone |
Direkt unterhalb der
sichtbaren Oberfläche, der Photosphäre, erstreckt sich bis in einer Tiefe von etwa 200 000
Km in Richtung Sonnenmittelpunkt die Konvektionszone. In ihr erfolgt der
Energietransport in Richtung Sonnenoberfläche durch Gasströmungen. Wegen der im
unteren Bereich der Konvektionsschicht herrschenden Temperaturen von ca. 2
Mio. K werden in der darunter liegenden Strahlenschicht die Photonen
stark gehindert, die Konvektionszone zu durchdringen. Die daraus
resultierenden Hitzestaus zwischen Strahlungszone und Konvektionszone
lassen die Gase in der Konvektionsschicht instabil werden, sie beginnen zu
"kochen". Heiße Gasballen steigen an die Oberfläche,
abgekühlte Bereiche sinken wieder ab. Die Strahlung kann alleine den
Energietransport nicht mehr bewältigen, Konvektionszellen innerhalb der
Konvektionszone übernehmen den weiteren Energietransport. Innerhalb der
Konvektionsschicht entstehen dabei Riesenzellen mit einem Durchmesser von
ca. 200 000 Km. Darüber befinden sich die Supergranulen mit einem
Durchmesser von ca. 30 000 Km, welche wiederum von darüber liegende, ca.
1000 Km im Durchmesser große, Granulen bedeckt werden. Die
Konvektionszone erstreckt sich bis an die Photosphäre (griech.
Lichthülle) der Sonne.
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| Photosphäre |
Ausführungen
in Bearbeitung
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| Chromsphäre |
Über der Photosphäre
befindet sich die Chromosphäre (griech. = Farbhülle) der Sonne mit einer
Dicke von ca. 8000 km. Die kompliziert aufgebaute Struktur der
Chromosphäre zeigt sich im Lichte einer bestimmten Spektrallinie als stark
gesprenkelt. Diese körnige Struktur verändert sich bei einer Temperatur
von etwa 10 000 Grad Celsius sehr rasch und wird Granulation genannt. Aus
dieser Schicht entstehen borstenartige Gasströme, die von der Sonne mit
einer Geschwindigkeit von 20 bis 50 km/s wegkatapultiert werden und im
Durchmesser von etwa 1000 km eine Höhe von bis zu 10 000 km erreichen.
Nach wenigen Minuten fallen sie wieder in sich zusammen. Diese
zahlreichen Spitzen werden Spiculen genannt.
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