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Die rund 4,5 Milliarden Jahre alte Sonne ist nur einer von vielen Milliarden Sternen innerhalb der Milchstraße. Mit einem Durchmesser von 1.392.530 Kilometern ist diese Gaskugel fast 110-mal so groß wie die Erde. Die hälfte seines "Lebens" hat unser Zentralgestirn aber schon hinter sich, denn in rund fünf Milliarden Jahren sind die Wasserstoffreserven beinahe verbraucht und die Sonne wird zu einem Roten Riesen.
Ohne die Sonne würden wir nicht existieren. Es gäbe keinen Sauerstoff zum Atmen und kein flüssiges Wasser. Ohne Sonne gäbe es keine Verdunstung, keine atmosphärischen Bewegungen, keinen Regen. Für alles Leben und für alle Vorgänge, die Energie benötigen, bildet die Sonne die Grundlage.
Die Sonne hat keine feste Oberfläche. Sie wird von der für uns sichtbaren Photosphäre umgeben, an die sich die Chromosphäre und die Korona anschließt. Sie besteht zu ca. 78 Prozent aus Wasserstoff, zu ca. 20 Prozent aus Helium und zu weiteren 2 Prozent aus schweren Elementen. Im inneren herrschen Temperaturen von 15 Millionen Grad Celsius.
Durch diese Hitze kann es zur Kernfusion kommen: Wasserstoff wird in einer Reihe von Einzelreaktionen zu Helium umgewandelt, wodurch Energie frei wird. Diese wird als Strahlung abgegeben. Die freigesetzte Strahlung muss bevor sie die Sonne verlässt sehr viele Umwege machen. Zuerst wird sie von der sogenannten Strahlungszone wiederholt absorbiert und erneut abgestrahlt. An die Strahlungszone schließt sich die Konvektionszone an, in der die Energie nur durch die Bewegung der Materie in dieser Region
transportiert wird. Umgeben wird die Konvektionszone von der Photosphäre, wo die Temperatur "nur" noch 5.800 Grad Celsius beträgt.
(Aufbau der Sonne)
Die Sonne ist eine gewaltige Kugel aus Gas, wobei die Gasdichte von innen nach außen abnimmt. Man unterscheidet zwischen dem Sonneninneren und der darüber liegenden Sonnenatmosphäre. Im Sonneninneren werden pro Sekunde etwa fünf Millionen Tonnen Materie in Energie umgewandelt. Dabei werden vier Wasserstoffatome zu einem Helium-4 Atom verschmolzen. Die bei diesem Vorgang frei werdende Energie wird dann als Licht und Wärme abgestrahlt.
(Die Photosphäre)
Die Photosphäre trennt quasi das Innere und das Äußere der Sonne. Sie ist außerordentlich dünn, nur zwischen 300 und 400 Kilometern, und bildet die oberste Schicht der Konvektionszone, in der die Energie nur durch die Bewegung der Materie transportiert wird. Diese ständigen Wallungen geben der Sonnenoberfläche eine körnige Struktur und geflecktes Aussehen, die man auch als Granulation bezeichnet.
Die Granulation kommt durch 5.800 Grad Celsius heiße aufsteigende Gasballen mit absinkenden Rändern zustande. Der Durchmesser der Granulen schwankt zwischen 300 und 1.800 Kilometern. Ihre Lebensdauer beträgt im Durchschnitt zwischen fünf und zehn Minuten. An manchen Stellen der Photosphäre findet man Sonnenflecken. In Sonnenflecken sind die Temperaturen geringer als in der übrigen Photosphäre, was ihre dunklere Färbung mit sich bringt. In ihnen befinden sich starke Magnetfelder, die wahrscheinlich auch die
Ursache für ihre Entstehung sind. Eine weitere "Störung" der Photosphäre sind die Sonnenfackeln. Dies sind helle Zonen, die man mit einem Teleskop erkennen kann. Die Ursache der Sonnenfackeln sind noch nicht exakt geklärt.
(Die Chromosphäre)
An die obere Grenze der Photosphäre schließt sich die Chromosphäre an. Sie ist der Bereich, der kurze Zeit vor oder nach einer totalen Sonnenfinsternis als rötlicher Saum erscheint. Sie hat einen Durchmesser von bis zu 10.000 Kilometern. In der Chromosphäre steigt die Temperatur von etwa 4.500 Grad am Rande zur Photosphäre bis hin zu 400.000 Grad Celsius an ihrem äußeren Rand. In der Chromosphäre findet man auch borstenartige Gasstrahlen, die in Sekundenschnelle in die Sonnenkorona schießen. Einen solchen
Ausbruch nennt man Spilculum.
Spicula können einen Durchmesser von etwa 1.000 Kilometern und Höhen von 10.000 Kilometern erreichen. Die Temperatur in ihnen beträgt ca. 10.000 bis 20.000 Grad Celsius. Sie schießen mit einer Geschwindigkeit von bis zu 30 Kilometern pro Sekunde aufwärts und sind meist nur kurz, maximal bis zu 40 Minuten, sichtbar.
(Die Korona)
Die äußerste Schicht der Sonnenatmosphäre bildet die Korona. Sie erstreckt sich über Millionen Kilometer in den interplanetaren Raum hinein. Mit Temperaturen von bis zu zwei Millionen Grad ist die Korona heißer als Photo-und Chromosphäre. Die Sonnenteilchen der Korona erreichen oft so große Geschwindigkeiten, dass sie ins All herausströmen. Dieses austretende Gas wird als Sonnenwind bezeichnet. Es handelt sich dabei um geladene Teilchen, die sich mit bis zu drei Millionen Kilometern pro Stunde von der Sonne
fortbewegen.
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