Informationen über die Sonne
Die Sonne – unser Zentralstern
Die Sonne ist der Stern, der uns am nächsten liegt. Es ist eine riesige, leuchtende Gaskugel wie andere Sterne im Universum.
Es besteht aus mehreren teilen.,
Über die spezielle Webseite des Observatoire de Paris haben Sie Zugriff auf aktuelle Solarbilder (von bodengestützten Teleskopen und SOHO).,
Die Korona
Foto der Sonnenkorona, erhalten während der Sonnenfinsternis am 11.August 1999 (Philippe Duhoux – ESO)
Die Korona (was“ Krone “ bedeutet) ist die äußere Hülle der Sonnenatmosphäre. Es ist eine extrem heiße Zone mit Temperaturen bis zu etwa 2 Millionen Grad; Dies wird durch den Transport von Energie aus den darunter liegenden Schichten mittels Magnetfeldern verursacht.
Sie können die Korona nur direkt während einer totalen Sonnenfinsternis sehen., Obwohl die Korona so hell wie der Vollmond ist, „ertrinkt“ sie normalerweise im Sonnenlicht, das in der Erdatmosphäre verstreut ist – der Tageshimmel in der Nähe der Sonne ist einfach zu hell, um die umgebende Korona zu sehen.
Während einer totalen Sonnenfinsternis blockiert der Mond das Licht aus der Sonnenphotosphäre und der Himmel ist ausreichend dunkel, damit die Korona sichtbar wird.
Professionelle Astronomen haben ein spezielles Teleskop entwickelt, einen sogenannten Koronographen, der es ermöglicht, die Korona auch außerhalb von Sonnenfinsternissen zu sehen und zu fotografieren.,
Die Chromosphäre
Foto der Chromosphäre der Sonne.
Die Chromosphäre (was „farbige Kugel“ bedeutet) ist eine transparente Schicht direkt über der Photosphäre. Es erstreckt sich von einigen hundert Kilometern über der Spitze der Photosphäre und nach außen bis zu einer Höhe von etwa 2000 km, wo es mit der Korona verschmilzt.
Über diese Distanz steigt die Temperatur der Chromosphäre von 4300 Grad auf über 400.000 Grad. Es ist eine mehr oder weniger kontinuierliche Schicht.,
Unmittelbar vor und nach einer totalen Sonnenfinsternis ist die Chromosphäre als Halbmond oder Diamantring von rötlicher Farbe sichtbar. Außerhalb von Finsternissen ist es im monochromatischen Licht von Wasserstoffatomen (der H-Alpha-Spektrallinie) sichtbar.
Die Photosphäre
Foto der Photosphäre der Sonne
Die Photosphäre ist die sichtbare“ Oberfläche “ der Sonne. Der name bedeutet „Sphäre des Lichts“. Von dieser dünnen Schicht – die nur etwa 300 km tief ist-wird der größte Teil der Sonnenenergie in Form von sichtbarer und Infrarotstrahlung abgegeben., Es ist besonders gut sichtbar im weißen Licht oder im Licht des ionisierten Calciums (der spektralen K-Linie).
Die Temperatur in der Photosphäre sinkt stetig von etwa 6400 Grad an der Basis auf etwa 4400 Grad an der Spitze, wo sie mit der Chromosphäre oben verschmilzt.
Die Photosphäre hat eine „körnige“ Textur mit einzelnen Zellen von etwa 1000 km Durchmesser. Sie werden Granulation genannt und wechseln alle paar Minuten. Sie werden durch aufsteigende (konvektive) Zellen von heißem Gas verursacht.,
Zu den weiteren photosphärischen Merkmalen gehören Sonnenflecken, Faculae und Fadenstrukturen, die alle mit starken Magnetfeldern assoziiert sind. Fast alle Merkmale des sichtbaren Lichtspektrums der Sonne stammen aus der Photosphäre, einschließlich der dunklen Lichtlinien (benannt nach dem deutschen Physiker, der sie Anfang des 19.
Sonnenflecken
Nahaufnahme einer Gruppe Sonnenflecken.
Sonnenflecken sind dunkle Bereiche in der Photosphäre der Sonne, die kühler sind als ihre Umgebung., Sie treten im Allgemeinen paarweise oder in Gruppen auf und sind mit sehr starken Magnetfeldern verbunden.
Spotgrößen variieren von „kleinen“ über 15.000 km (also etwa die Größe der Erde) bis hin zu riesigen Gruppen, die sich über mehr als 150.000 km erstrecken. Die meisten von ihnen haben eine dunkle zentrale Region namens “ Umbra „(dh etwa 1600 Grad kühler als die Photosphäre), umgeben von einer weniger dunklen Region namens“ Penumbra “ (etwa 500 Grad kühler als die Photosphäre).
Die Anzahl der Sonnenflecken variiert in einem Zyklus von etwa 11 Jahren. Am Anfang ist die Sonne (fast) frei von Flecken., Einige Flecken erscheinen dann hoch in der nördlichen und tief in der südlichen Sonnenhemisphäre. Dann verschwinden sie und neue Flecken bilden sich progressiv und näher zum Sonnenäquator.
Andere Phänomene in der Sonnenatmosphäre
|
|
|
|
Fackeln (linkes Foto) in der Sonnenatmosphäre., Auf dem rechten Foto ist in der unteren linken Ecke eine enorme Prominenz sichtbar |
|
Die Sonnenatmosphäre ist ein sehr aktiver Ort. Große Mengen heißes Gas bewegen sich und die Formen ändern sich ständig. Fackeln sind Aufhellungen auf der Oberfläche, die mit einer Neuanordnung des Magnetfeldes mit einem Energieschub verbunden sind. Große Wolken werden manchmal weit über die Photosphäre gehoben und können dann als Vorsprünge gesehen werden .
Beide Phänomene sind am besten durch spezielle optische Filter sichtbar, die das Licht von Wasserstoff isolieren.,
Das Innere
Das Innere der Sonne
(NB! Die vorliegende Grafik ist ein Platzhalter, Es wird bald ausgetauscht werden-mit anderen, speziell für diese Seite).
Es ist üblich, das Innere der Sonne in drei verschiedene Zonen zu unterteilen:
- Die oberste ist die konvektive Zone . Es erstreckt sich vom Boden der Photosphäre bis zu einer Tiefe von etwa 15% des Sonnenradius nach unten. Hier wird die Energie hauptsächlich durch (Konvektions -) Gasströme nach oben transportiert.,
- Die Strahlungszone befindet sich unterhalb der Konvektionszone und erstreckt sich nach unten bis zum Kern. Hier wird Energie durch Strahlung und nicht durch Konvektion nach außen transportiert. Von der Spitze dieser Zone nach unten erhöht sich die Dichte 100 mal.
- Der Kern nimmt den zentralen Bereich ein und sein Durchmesser beträgt etwa 15% des gesamten Sterns. Hier wird die Energie durch Fusionsprozesse erzeugt, durch die Wasserstoffkerne zu Heliumkernen verschmolzen werden. Die Temperatur liegt bei rund 14 Millionen Grad.,
Die physikalischen Daten der Sonne
Die folgende Tabelle enthält einige der physikalischen Daten für die Sonne.
| Property | Die Sonne |
| Masse | 2 x 10 30 kg = 335.000 Erdmassen |
| Durchmesser | 1,4 Millionen km = 109 Erddurchmesser |
| Dichte | 1400 kg/m 3 (Wasser hat 1000 kg/m3 ) |
| Alter | Ca., 4600 millionen Jahre |
| Leuchtkraft (Energieabgabe) |
4 x 10 23 kW |
| Oberflächentemperatur | Über 5500 °C (5800 K) |
| Zentrale Temperatur | Über 14 Millionen Grad |
| Zusammensetzung (nach Atommasse) |
74,5% Wasserstoff, 23,5% Helium und 2% schwerere Elemente, z. B. Sauerstoff, Kohlenstoff und Stickstoff |
| Zusammensetzung (nach Anzahl der Atome) |
94% Wasserstoff, 6% Helium und schwerere Elemente |