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Sonne

Unser Sonnensystem


DATEN


Durchmesser (Äquator): 1.392.000 km
Masse (Erde=1): 333.000
Volumen (Erde=1): 1.304.000
Dichte (Wasser=1): 1,4
Oberflächentemperatur: 5.500°C
Zentraltemperatur: 15 Millionen°C
Umdrehungszeit (Äquator): 25,3 Tage, bei der Sonne nimmt die Rotationszeit in Richtung der Pole zu
Entfernung vom Zentrum der Galaxis: 30.000 Lichtjahre
Umlaufzeit um das Zentrum der Galaxis: etwa 225 Millionen Jahre (1 kosmisches Jahr)
Zeit, die das Licht von der Sonne zur Erde benötigt: etwa 8,3 min


WISSENSWERTES

Die Sonne ist wie alle Sterne eine leuchtende Gaskugel. Sie ist zwischen 4,6 - 4,7 Milliarden Jahre alt, das ist etwas älter als die Erde. Damit ist sie ungefähr bei der Hälfte ihrer "Lebenszeit" angelangt. Danach wird sie sich zunächst ausdehnen und ihre Planeten "verschlucken" ("roter Riese"), um sich anschließend zu einem sogenannten "weißen Riesen" zusammenzuziehen. Ohne sie gäbe es kein Leben auf der Erde.
Die Sonne erzeugt ihre Energie durch Kernfusion. Dabei verschmelzen über verschiedene Zwischenstufen vier H-Kerne und zwei Elektronen zu einem Heliumkern. Dabei wird Energie frei. Die Masse eines Heliumkerns ist etwas geringer als die Masse von vier Protonen und zwei Elektronen. Diese Differenz wird nach der Einsteinschen Gleichung E=mc² in Energie umgewandelt. Mit jedem Heliumkern entsteht dabei die Energie 26MeV.
Damit es aber zu einer solchen Kernfusion kommen kann, ist es nötig, dass zwei Protonen soviel Energie besitzen, ihre gegenseitige Abstoßung überwinden zu können. Dies ist nur bei den allerwenigsten Teilchen der Fall. Hier spielt der sogenannte "Tunneleffekt" eine Rolle, der es den Teilchen erlaubt, sich die erforderliche Energie für kurze Zeit "auszuleihen".
Die Energieabgabe erfolgt in Form von elektromagnetischer Strahlung (Licht, UV, Infrarot, Gammastrahlung, Radiostrahlen).

Die Erforschung der Sonne geschieht in erster Linie durch Spektroskopie, d.h. die Untersuchung der elektromagnetischen Strahlung. Heutzutage wird die Sonne auf allen Wellenlängen erforscht.

Alle elf Jahre etwa kann man auf der Sonne verstärkt Sonnenflecken beobachten, die durch magnetische Kräfte verursacht werden, deren Orientierung innerhalb des elfjährigen Zyklus konstant bleibt. Elf Jahre später jedoch sind sie umgekehrt gepolt. Daher spricht man von einem 22-jährigen magnetischen Fleckenzyklus. Die Zentren dieser Flecken sind 1.500°C kälter als ihre Umgebung und treten hauptsächlich in Äquatornähe auf.



Die Sonne


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