Die sonne
Die Sonne ist die bei weitem auffälligste Erscheinung in unserem Sonnensystem. Sie ist das größte Objekt und umfaßt nahezu 98 % der Masse des gesamten Sonnensystems. Einhundertundneun Erden würde es benötigen, um den Durchmesser der Sonne darzustellen, und in ihrem Inneren würden über 1,3 Millionen Erden Platz finden. Die äußere Schicht der Sonne nennt sich Photosphäre und besitzt eine Temperatur von 6.000° C. Diese Schicht besitzt eine fleckige Erscheinung wegen der turbulenten Energieeruptionen an der Oberfläche.
Die Energie der Sonne entsteht tief in ihrem Inneren. Hier sind Temperatur (15.000.000° C) und Druck (340 Millionen Mal der Druck der Erdatmosphäre auf Meereshöhe) so hoch, daß eine Kernreaktion stattfindet. Diese Kernreaktion bewirkt, daß vier Protonen (oder Wasserstoff-Atomkerne) verschmelzen und ein Alpha-Teilchen (oder auch ein Helium-Atomkern) entsteht. Diese Alpha-Teilchen sind um 0,7 % leichter als vier Protonen zusammen.
Diese Massendifferenz wird in Energie umgewandelt und durch einen Prozeß, der Konvektion genannt wird, an die Oberfläche getragen, wo sie als Licht und Hitze abstrahlt. Diese Energie benötigt eine Million Jahre, um an die Oberfläche zu gelangen. Zu jeder Sekunde werden 700 Millionen Tonnen Wasserstoff in Helium-Asche umgewandelt. Durch diesen Prozeß werden 5 Millionen Tonnen purer Energie abgestrahlt; mit der Zeit wird die Sonne dadurch leichter.
Die Chromosphäre befindet sich oberhalb der Photosphäre. Die Energie der Sonne durchquert diese Region auf ihrem Weg vom Inneren der Sonne nach außen.
Faculae und Flares erheben sich in die Chromosphäre. Faculae sind helle, leuchtende Wasserstoffwolken, die sich über den Stellen bilden, wo sich gerade Sonnenflecken formen. Flares sind helle Filamente aus heißem Gas, das in den Gegenden um Sonnenflecken freigesetzt wird. Sonnenflecken sind dunkle Mulden in der Photosphäre mit einer typischen Temperatur von 4.000° C.
Die Korona ist der äußerste Teil der Sonnenatmosphäre.
Hier treten die Protuberanzen auf. Protuberanzen sind riesige Wolken aus glühendem Gas, die aus der oberen Chromosphäre ausbrechen. Die äußeren Regionen der Korona reichen weit in das All hinein und bestehen aus Partikeln, die sich langsam von der Sonne entfernen. Die Korona kann nur während einer totalen Sonnenfinsternis gesehen werden.
Die Sonne dürfte seit 4,6 Milliarden Jahren aktiv sein und besitzt noch genug Brennstoff, um weitere etwa fünf Milliarden Jahre zu brennen. Gegen Ende ihres Daseins wird die Sonne damit beginnen, Helium zu schwereren Elementen zu verbrennen, und dabei soweit anschwellen, bis sie letzten Endes so groß ist, daß sie die Erde verschlingt.
Nach einer weiteren Milliarde Jahren als Rotem Riesen wird sie plötzlich zu einem Weißen Zwerg zusammenfallen -- dem letztendlichen Produkt eines Sterns wie dem unseren. Es dürfte eine Billion Jahre dauern, bis sie vollständig abgekühlt ist.
Sonne Statistik
Masse (kg)
1,989·1030
Masse (Erde = 1)
332.830
Äquatorialer Radius (km)
695.000
Äquatorialer Radius (Erde = 1)
108,97
Durchschnittliche Dichte (g/cm3)
1,410
Rotationsdauer (Tage)
25-36*
Fluchtgeschwindigkeit (km/s)
618,02
Helligkeit (ergs/s)
3,827·1033
Größe (Vo)
-26,8
Durchschnittliche Oberflächentemperatur
6.000° C
Alter (Milliarden Jahre)
4,5
Die wesentlichen chemikalischen Bestandteile
Wasserstoff
Helium
Sauerstoff
Kohlenstoff
Stickstoff
Neon
Eisen
Silizium
Magnesium
Schwefel
Alle anderen
92,1 % 7,8 % 0,061 % 0,030 % 0,0084 % 0,0076 % 0,0037 % 0,0031 % 0,0024 % 0,0015 % 0,0015 %
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