Die Sonne

Nachdem ihr den Beitrag zur Sonne aus der Reihe „Die Planeten“ gesehen habt, solltet ihr eine Vorstellung von

  • der Größe der Sonne
  • der Sonnenaktivität
  • der Ausdehnung der Sonnenaktivität

haben und wissen, dass die Sonne ein Stern ist.

Aufbau eines Sterns - Beispiel Sonne

Die Sonne ist der uns am nächsten stehende Stern und konnte daher am Besten erforscht werden. Grundsätzlich unterscheiden sich die anderen Sterne in ihrem Aufbau kaum von der Sonne, die Unterschiede liegen im Alter, der Größe und der Temperatur der Photosphäre.

ZoneZentralgebietStrahlungszoneKonvektionszonePhotosphäreChromosphäreKoronaSonnenwind
Sonneninneres Übergang Sonnenatmosphäre Übergang zum Weltraum
Ausdehnung 700000 km bis zu 100 AE
550000 km 150000 km 300 km 10000 - 30000 km
Temperatur1,5~*~107 K 6000 K 4500 K → 500000 K → 4~*~106 K
Besonderheit Strahlt nach außen ab, Oberflächenschicht„Flammenhaut“, beeinflusst durch MagnetfeldRöntgenstrahlung

Sonnenaufgang in Hiltrup :)

Da der Himmel morgens noch recht wolkenlos war, haben wir zunächst die Venus betrachtet und dann die Veränderung der Farben am Himmel beim Sonnenaufgang beobachtet.

Kernfusion

Die Sonne gewinnt ihre Energie durch Kernfusion, d.h. durch das Verschmelzen von Kernteilchen bei hoher Temperatur.

  1. matrix{2}{1}{1 1}~H^+ ~+~matrix{2}{1}{1 1}~H^+ ~~right~~matrix{2}{1}{2 1}~H^+ ~+~ kleinere Teilchen + Energie
  2. matrix{2}{1}{2 1}~H^+ ~+~matrix{2}{1}{1 1}~H^+ ~~right~~matrix{2}{1}{3 2}~He^{2+} ~+~ Energie
  3. matrix{2}{1}{3 2}~He^{2+} ~+~matrix{2}{1}{3 2}~He^{2+} ~~right~~matrix{2}{1}{4 2}~He^{2+} ~+~matrix{2}{1}{1 1}~H^+ ~+~matrix{2}{1}{1 1}~H^+ ~+~ Energie

Mit 1H+ liegt der Kern des Wasserstoffatoms vor, also ein Proton. Um einen Wasserstoffkern mit doppelter Masse (Deuterium) zu erhalten, muss also nach der Fusion von zwei Protonen ein Proton und ein Neutron vorhanden sein.

  • p + p → pn + kleinere Teilchen + Energie

Im zweiten Schritt wird das dritte Proton an den vorhanden Deuteriumskern angelagert und es entsteht ein Heliumkern mit nur einem Neutron, aber zwei Protonen.

  • pn + p → pnp + Energie

Fusionieren dann zwei solche Heliumkerne, so entsteht ein „normaler“ Heliumkern mit zwei Protonen und zwei Neutronen, übrig bleiben zwei Protonen, also Wasserstoffatomkerne, die dann wieder fusionieren können.

  • pnp + pnp → pnpn + p + p + Energie

Die abgegebene Energie verlässt die Sonne als Strahlung, z.B. Wärme-, Licht-, UV- oder Röntgenstrahlung. Das Erdmagnetfeld und die Erdatmosphäre schützen uns vor den schädlichen Strahlungen.

Die Sonne als Stern - Sternklassen und Helligkeit

Beim Blick an den Nachthimmel kann jeder feststellen, dass die Sterne unterschiedlich hell leuchten und teilweise sogar unterschiedlich gefärbt erscheinen.

Die relative Helligkeit gibt an, wie hell uns bei der Beobachtung auf der Erde ein Stern erscheint. Negative Werte für die Helligkeit bezeichnen dabei sehr hell leuchtende Objekte. Je größer also der Zahlenwert der Helligkeit wird, desto dunkler erscheint ein Stern.

Wären alle Sterne identisch und gleich weit weg so könnte man aus der Beobachtung direkt die absolute Helligkeit bestimmen. Da sich die Sterne aber in ihrer Entfernung zur Erde, in Größe und Farbe deutlich unterschieden muss die absolute Helligkeit aus diesen Größen und der beobachteten Helligkeit bestimmt werden.

Dabei gilt:

  • je weiter entfernt ein Stern ist, desto schwächer leuchtet er am Nachthimmel
  • je kleiner ein Stern ist, desto schwächer leuchtet er (bei gleicher Oberflächentemperatur) am Nachthimmel
  • Sterne mit hoher Oberflächentemperatur leuchten blau-weiß und damit besonders hell, Sterne mit niedriger Oberflächentemperatur leuchten rot und sind damit von ihrer relativen Helligkeit her schwächer. Gelb leuchtende Sterne, wie die Sonne, stehen von der Oberflächentemperatur dazwischen.

Sterne können nach ihrer Größe in Zwerge, Sonnengroße, Riesen und Überriesen eingeteilt werden.

schule/mint/astro/sonne.txt · Zuletzt geändert: 2018/05/29 19:16 von ahrens
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