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Die Sonne

SonneDie Sonne. Das Leben auf der Erde ist ohne sie nicht möglich. Sie spendet Licht, erwärmt den Boden, die Meere und die Atmosphäre, steuert Wetter und Klima. Die Sonne liefert Energie für das Pflanzenwachstum und damit für alles Leben.

Die Bedeutung der Sonne für das Leben wurde von Anbeginn der Menschheitsgeschichte hoch eingeschätzt. Man beobachtetet ihren täglichen Gang und alle besonderen Vorkommnisse wie z.B. Sonnenwenden. Die erste dokumentierte Sonnenfinsternis registrierte man 753 v.Chr. in Babylonien.

Joseph von Fraunhofer untersuchte 1814 die Sonnenstrahlung mit Hilfe des Spektroskops. Zwar erforschte schon Isaak Newton 1666 die Sonnenstrahlen, doch konnten erste durch Fraunhofers Erkenntnisse ansatzweise wissenschaftliche Erklärungen der Sonnenatmosphäre angefertigt werden.

Die sichtbare Sonnenoberfläche nennt man Photosphäre. Auf ihr kann man eine körnige Struktur beobachten, die sogenannte Granulation, bei der es sich sozusagen um die Enden der heißen Materieströme vom Sonneninneren handelt. Über der Photosphäre liegt eine weitere, sehr dünne Schicht, die Chromosphäre. Sie erhielt ihren Namen wegen der rötlichen Färbung. Darüber befindet sich wiederum die sehr heiße, aber ebenso dünne Sonnenatmosphäre, die Korona. Hier herrschen Temperaturen von einigen Millionen Grad. Man kann sie jedoch meist nicht sehen, da sie von der Photosphäre überstrahlt wird. In der Nähe des Zentrums herrschen Temperaturen von ca. 16 Millionen Kelvin.

SonneDie von der Sonne ausgehende Strahlung ist nahezu konstant. Sie verändert sich im Laufe einiger Tage nur um wenige Zehntel Prozent. Die Energie der Sonne kommt aus dem Inneren dieses Himmelkörpers, der, wie auch die meisten anderen Sterne, zum größten Teil aus Wasserstoff (71% H2, 27% Helium, 2% schwere Metalle) besteht.

Die Dichte im Sonnenzentrum ist ca. 150-mal größer als die von Wasser. Die Protonen der Wasserstoff-Atome reagieren miteinander durch Kernfusion. Am Ende einer Reaktionskette steht die Reaktion von vier H2-Atome zu einem Helium-Atom. In jeder Sekunde reagieren so 650 Millionen Wasserstoffatome zu Helium. Die Massendifferenz äußert sich in frei werdender Gammastrahlung.

Die Gammastrahlung wird in der Strahlungszone durch zahlreiche Teilchen absorbiert und emittiert, d.h. aufgenommen und wieder ausgesandt. Dabei werden aus der hochenergetischen Gammastrahlung auch andere elektromagnetische Wellen wie z.B. sichtbares Licht, Infrarot-, Röntgen- oder Ultraviolettstrahlen. Bis die Strahlen auf diesem umständlichen Weg die Strahlungszone durchquert haben, vergehen etwa 10 Millionen Jahre.

Die Strahlung gelangt in die Konvektionszone. Hier wird bei niedrigerer Temperatur und Druck Gas erwärmt, dass dann in Gasblasen an die Oberfläche steigt. So gelangt die Energie an die Oberfläche. Wenn die Energie dann an der Oberfläche ist, wird sie in Form der verschiedenen Strahlungen mit Lichtgeschwindigkeit in den Weltraum abgegeben. Nach etwa 8 Minuten ist das Licht dann auf der Erde angekommen.

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