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Die Sonne Mankind will not remain on Earth forever, but in its quest for light and space will at first timidly penetrate beyond the confines of the atmosphere, and later will conquer for itself all the space near the Sun. - Konstantin E. Tsiolkovsky |
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 (siehe die Bilder von Sonnenfinsternissen).
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.
| Filme zur Sonne und Sonnenfinsternissen |
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| Ansichten der Sonne |
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Sonnenprotuberanz
Dieses Bild wurde von der Raumstation Skylab der NASA am 19. Dezember 1973 aufgenommen. Es
zeigt einen der spektakulärsten Flares, der jemals dokumentiert wurde. Er wird von
magnetischen Kräften beschleunigt und ist dabei zu sehen, wie er sich von der Sonne
abhebt. Er erstreckt sich über 588.000 km über die Sonnenoberfläche. Auf diesem
Foto heben sich die Polregionen durch das relative Fehlen des „körnigen“
Netzes und die dunklere Farbe, als sie die zentraleren Regionen der Sonnenscheibe besitzen, ab.
(Mit freundlicher Genehmigung durch die NASA)
Der Komet SOHO-6 und sonnenpolare „Rauchwolken“
Dieses Bild der Korona der Sonne wurde am 23. Dezember 1996 vom LASCO-Instrument an Bord
der SOHO-Sonde aufgenommen. Es zeigt einen inneren Strömungsgürtel entlang des
Sonnenäquators, wo in niedrigen Breiten der Sonnenwind entsteht und beschleunigt wird.
Über den Polregionen sind „Rauchwolken“ zu sehen, die sich über die
gesamte Ansicht erstrecken. Das gesamte Gesichtsfeld dieses Koronagraphen umfaßt 8,4
Millionen Kilometer der inneren Heliosphäre. Das Bild wurde ausgesucht, um den Kometen
Comet SOHO-6 zu zeigen, einen von sieben „Sonnenkratzern“, die bisher von LASCO
entdeckt worden sind, während er in die äquatoriale Sonnenwindregion eintaucht.
Er ist möglicherweise in die Sonne gestürzt.
(Mit freundlicher Genehmigung durch ESA/NASA)
Quellen des Sonnenwind?
„Rauchwolken“ aus nach außen fließendem, heißen Gas in der
Sonnenatmosphäre könnten eine Quelle des Sonnenwindes aus geladenen Partikeln sein.
Diese Bilder, aufgenommen am 7. März 1996 vom Solar and Heliospheric Observatory
(SOHO), zeigen (oben) Magnetfelder an der Sonnenoberfläche in der Nähe des
Südpols der Sonne; (Mitte) eine Ultraviolett-Aufnahme von ein Millionen Grad heißen Rauchwolken
aus derselben Region und (unten) eine Ultraviolett-Aufnahme der „ruhigen“
Sonnenatmosphäre näher an der Oberfläche.
(Mit freundlicher Genehmigung durch ESA/NASA)
Die unruhige Sonne
Diese Bildersequenz in ultraviolett wurde am 11. Februar 1996 von der Sonde namens Solar
and Heliospheric Observatory (SOHO) vom schwerelosen „L1“-Punkt
1,6 Millionen Kilometer sonnwärts von der Erde aus aufgenommen. Eine „eruptive
Protuberanz“ (oder Tropfen) aus 60.000° C heißem Gas, über 125.000
Kilometer lang, wurde mit einer Geschwindigkeit von mindestens 24.000 Kilometer pro Stunde
ausgeworfen. Der gasförmige Tropfen ist links auf jedem Bild zu sehen. Diese Eruptionen
treten auf, wenn eine bestimmte Ansammlung kühlen, dichten Plasmas oder ionisierten
Gases aus den normalerweise geschlossenen, einschließenden und niedrigen Magnetfeldern
der Sonnenatmosphäre ausbricht und in das interplanetarische Medium oder die
Heliosphäre entweicht. Eruptionen dieser Art können in Erdnähe größere
Störungen bei der Kommunikation, bei Navigationssystemen und sogar bei der
Energiegewinnung hervorrufen.
(Mit freundlicher Genehmigung durch ESA/NASA)
Ein neuer Blick auf die Sonne
Dieses Bild des 1.500.000° C heißen Gases der dünnen, äußeren
Sonnenatmosphäre (Korona) wurde am 13. März 1996 vom Extreme Ultraviolet Imaging
Telescope an Bord der Solar and Heliospheric Observatory (SOHO) Sonde aufgenommen. Jedes Merkmal
auf dem Bild entspricht Strukturen des Magnetfeldes. Wegen dieses hochqualitativen Instruments
können viel feinere und detailliertere magnetische Erscheinungen aufgespürt werden
als jemals zuvor.
(Mit freundlicher Genehmigung durch ESA/NASA)
Röntgenbild
Dieses Röntgenbild der Sonne wurde am 21. Februar 1994 aufgenommen. Die helleren
Regionen sind Quellen stärkerer Röntgenstrahlung
(Mit freundlicher Genehmigung durch Calvin J. Hamilton und Yohkoh)
Die Sonnenscheibe in H-Alpha
Dies ist ein Abbild der Sonne, wie sie in H-Alpha zu sehen
wäre. H-Alpha ist Rotlicht einer kurzen Wellenlänge, das vom Element Wasserstoff
ausgesandt und absorbiert wird.
(Mit freundlicher Genehmigung durch das National Solar Observatory/Sacramento Peak)
Solarer Flare in H-Alpha
Dies ist eine Aufnahme eines solaren Flare in H-Alpha.
(Mit freundlicher Genehmigung durch das National Solar Observatory/Sacramento Peak)
Solare Magnetfelder
Diese Aufnahme wurde am 26. Februar 1993 gemacht. Die dunklen Stellen repräsentieren
positive magnetische Polarität und die hellen negative.
(Mit freundlicher Genehmigung durch GSFC NASA)
Sonnenflecken
Dieses Bild zeigt die Umgebung eines Sonnenfleckens. Man
beachte die zerrissene Erscheinung. Diese Körnung ist das Resultat turbulenter
Energieausbrüche an der Oberfläche.
(Mit freundlicher Genehmigung durch das National Solar Observatory/Sacramento Peak)
Sonnenfinsternis von 1991
Diese Aufnahme zeigt die totale Sonnenfinsternis vom 11. Juli 1991, von Baja California aus
gesehen. Es handelt sich dabei um ein digitales Mosaik, erstellt aus fünf einzelnen
Fotos, jedes exakt für verschiedene Sektoren der Korona.
(Mit freundlicher Genehmigung durch Steve Albers)
Sonnenfinsternis von 1994
Diese Aufnahme der Sonnenfinsternis von 1994 wurde am 3. November gemacht, wie sie von der
High Altitude Observatory Weißlicht Koronalkamera Chile aus zu sehen war.
(Mit freundlicher Genehmigung durch das HAO Finsternisteam)
Das Sonnensystem
Reise zum Merkur
