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DIE SONNE

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Stern, der das Gravitationszentrum unseres Sonnensystems bildet. Die von der Sonne abgestrahlte elektromagnetische Energie ermöglicht direkt oder indirekt alle Lebensvorgänge auf der Erde, vor allem das Pflanzenwachstum als Grundlage unserer Ernährung und Energiegewinnung.
Die Sonne bietet dank ihrer relativen Nähe einzigartige Möglichkeiten zur Erforschung der Sterne. Der nächste Stern außerhalb unseres Sonnensystems ist 4,3 Lichtjahre entfernt; das entspricht 4*10¹³ Kilometern.

Größe und Volumen
Aus der Entfernung und ihrer leicht messbaren Scheibengröße können folgende Daten ermittelt werden:

	Der Radius der Sonne ist 696.000 km oder der 109-fache Erdradius.
	Die Sonnenoberfläche beträgt 6,09*1012 km² oder 11918 mal die Erdoberfläche.
	Der Rauminhalt beträgt 1,412*1018 km³ oder das 1.301.000-fache des
	Erdvolumens.
	Die Masse beträgt 1,99*1033 g oder 332.270 Erdmassen.
	Die Dichte beträgt 1,41 g/cm³.
	Die Schwerebeschleunigung an der Oberfläche beträgt das 27,9-fache der
	Beschleunigung am Erdboden.

Die Gesamtmasse aller Planeten zusammen ist nur etwa 1/1000 der Sonnenmasse.

Der innere Aufbau der Sonne
Wie die meisten Sterne besteht die Sonne vor allem aus Wasserstoff (71 % Wasserstoff, 27 % Helium und 2 % schwerere Elemente).
Nahe des Sonnenzentrums herrscht eine Temperatur von ungefähr 16 Millionen Kelvin. Die Dichte ist hier rund 150-mal höher als die von Wasser.

Die Protonen (Kerne des Wasserstoffatoms) reagieren im Sonneninneren miteinander, sie gehen eine Kernfusion ein, d. h. sie verschmelzen miteinander. Das Ergebnis einer Kette mehrerer Einzelreaktionen ist das Verschmelzen von je vier Protonen zu einem Heliumkern, wobei Energie in Form von Gammastrahlung abgegeben wird. In jeder Sekunde reagieren 650 Millionen t Wasserstoffatome zu Helium. Die dabei freigesetzte Energie entspricht einer Energiemenge, wie sie bei der Explosion von Hundertmilliarden 1 Megatonnen Wasserstoffbomben entstünde. Das nukleare „Brennen" des Wasserstoffes im Sonnenkern erstreckt sich auf einen Bereich, der rund ein Viertel des Sonnenradius ausmacht.

Die Strahlung der Sonne
Die im Kern erzeugte Energie legt den größten Teil des Weges zur Oberfläche als Strahlung zurück. Die entsprechende Zone - sie nimmt etwa drei Viertel des Sonnendurchmessers ein - heißt Strahlungszone. In der anschließenden Konvektionszone, die etwa ein Zehntel des Durchmessers ausmacht, wird die Energie durch turbulente Mischung der Gase übertragen. Die so genannte Photosphäre ist die oberste, mit 400 Kilometern Dicke relativ dünne Schicht der Konvektionszone. Anzeichen für die hier herrschende Turbulenz sind beim Beobachten der Photosphäre und der unmittelbar darüber liegenden Sonnenatmosphäre zu erkennen.

Die Sonnenflecken
1908 entdeckte George Ellery Hale, dass Sonnenflecken starke Magnetfelder aufweisen. Ein typischer Sonnenfleck hat eine Magnetfeldstärke von rund 0,25 Tesla. Das Erdmagnetfeld weist weniger als 0,0001 Tesla auf.

Sonnenflecken treten oft gruppenweise auf, wobei ihre Magnetfelder am östlichen und westlichen Rand der Gruppe entgegengesetzte Richtungen haben, und zwar zum Sonneninneren hin bzw. von ihm weg.
Die Anzahl der Sonnenflecken nimmt innerhalb von etwa elf Jahren, dem Sonnenfleckenzyklus, ab und wieder zu.

Nachdem das Magnetfeld der Sonne nachgewiesen war, entdeckte man die mit den Sonnenflecken verknüpfte komplizierte magnetische Struktur.
Die Sonnenflecken auf der nördlichen Sonnenhalbkugel sind magnetisch umgekehrt gepolt zu den entsprechenden Flecken auf der Südhalbkugel. Wenn ein neuer Elf-Jahres-Zyklus beginnt, kehren sich diese Magnetfeldrichtungen auf jeder Halbkugel um. Damit dauert ein kompletter Sonnenfleckenzyklus, unter Berücksichtigung der Magnetfeldpolarität, etwa 22 Jahre.

Jeder Sonnenfleck existiert höchstens einige Monate lang. Daher spiegelt der 22-Jahres-Zyklus Vorgänge wider, die tief im Inneren der Sonne ablaufen und relativ lange andauern.
Vermutlich rührt der Zyklus von der Wechselwirkung des Sonnenmagnetfeldes mit den äußeren Schichten der Konvektionszone her. Diese Wechselwirkungen werden außerdem durch die Sonnenrotation beeinflusst, die nicht in allen Breiten gleich schnell ist. Die Sonne dreht sich an ihrem Äquator in 27 Tagen einmal um ihre Achse, aber an den Polen in 31 Tagen.

Die Korona
Die Korona ist die äußere Sonnenatmosphäre, die sich einige Sonnenradien weit in den Raum erstreckt. Alle ihre Merkmale werden wesentlich vom Magnetfeld bestimmt. Der größte Teil der Korona enthält riesige heiße Gasbögen. Dabei befinden sich kleinere Bögen in den aktiven Regionen und größere zwischen diesen.

In den vierziger Jahren stellte man fest, dass die Korona viel heißer als die Photosphäre (die sichtbare Oberfläche der Sonne) ist. Die Photosphäre hat eine Temperatur von nahezu 6 000 Kelvin. In der Chromosphäre, die sich über einige tausend Kilometer oberhalb der Photosphäre erstreckt, beträgt die Temperatur knapp 30 000 Kelvin und steigt in ihren oberen Teilen sogar auf über 100 000 Kelvin an.
In der Korona jedoch, die vom oberen Rand der Chromosphäre weit in den Raum hinausreicht, herrscht eine Temperatur von mehreren Millionen Kelvin.

Zur Aufrechterhaltung dieser hohen Temperatur muss der Korona Energie zugeführt werden. Den Mechanismus dieser Energiezufuhr aufzuklären, ist eines der klassischen Probleme der Astrophysik. Bisher konnte es nicht gelöst werden. In jüngster Zeit ergab sich aus Beobachtungen mit Hilfe von Raumsonden, dass die Korona eine Ansammlung magnetischer Schleifen darstellt. Wie diese aufgeheizt werden, bedarf noch der Klärung.

Das Magnetfeld in der Korona kann auch kühleres Material über der Sonnenoberfläche festhalten, das aber höchstens einige Tage hier überdauern kann. Solche Phänomene sind während einer Sonnenfinsternis oder mit speziellen Instrumenten zu beobachten, und zwar in Form so genannter Protuberanzen. Häufig sinken sie wieder in sich zusammen, zuweilen schleudern sie aber Gase in den Raum.

Protuberanzen
Eine Protuberanz sieht aus wie eine Explosion auf der Sonnenoberfläche. Gewaltige Magnetfelder reissen heisse, im roten Licht des Wasserstoffs leuchtende Gase entlang der magnetischen Feldlinien empor und wieder zurück zur Sonnenoberfläche. Um Protuberanzen zu erkennen, ist in der Regel ein Fernglas oder Teleskop notwendig


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