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Die Sonne
Zusammenfassung
Fachbereich: Physik  
Woerter 1200
Kurzbeschreibung GS Jahnschule (Hamburg) Die Sonne Ein Referat von Jelke Amos 9. Klasse Physik 1. Geschichte der Erforschung der Sonne Schon 3000 v. Ch. war bekannt, daß die Jahreszeiten durch die Position und Bewegung der Sonne entstehen....
 
 

Die Sonne

GS Jahnschule (Hamburg)

Die Sonne
Ein Referat von Jelke Amos 9. KlassePhysik
1. Geschichte der Erforschung der Sonne
Schon 3000 v. Ch. war bekannt, daß dieJahreszeiten durchdie Position und Bewegung der Sonne entstehen. DieAckerbauer Ägyptens hatten schon einen sonnengebundenen Kalender mit einemJahr von 365 Tagen.
Der erste bekannte Bericht einer beobachteten Sonnenfinsternis istaus dem Jahr 2136 v. Ch. aus China.
Die älteste Sonnenfinsternis, von der manim Mittleren Osten weiß, ist am 15. Juni 763 v. Ch. von den Babyloniernbeobachtet worden.
Alle alten Kulturen nahmen an, daß dieErde imZentrum des Universums liegt. Die Griechen entwickelten eingeozentrisches System, in dem sich Sonne, Sterne und Planeten um die Erdebewegten.
Um 265 v. Ch. versuchte der PhilosophAristarchos von Samos die Entfernung der Sonne zu bestimmen. Schon 276 v. Ch.ging er von der Annahme aus, daß nicht die Erde sondern die Sonne ruhendesZentrum unseres Planetensystems sei.
Gegen diese Idee gab es viele Einwände,und erst um das 15. Jahrhundert n. Ch. lebte diese heliozentrische Theoriewieder auf.
Nikolaus Kopernikus veröffentliche 1543in einem großen Werk seine heliozentrische Theorie, die unter anderem vondem Physiker und Astronomen Galileo Galilei anerkannt wurde. Seine Annahme,daß die Bewegungen der Himmelskörper kreisförmig seien, wurdeaber 1609 von Johannes Kepler korrigiert. Kepler beschrieb in 3 Gesetzen,daß die Bahnen der Planeten um die Sonne Ellipsensind.
2. Die Sonne als Stern
2.1. Die Sonne im Sonnensystem
Seit Kepler weiß man, daß die Sonne der Mittelpunkt des Sonnensystems ist, um die in ellipsenförmigenBahnen die 9 großen Planeten Merkur, Venus, Erde, Mars, Jupiter, Saturn,Uranus, Neptun und Pluto kreisen, sowie eine Menge kleinerer Körper wieKometen, Asteroiden, Meteoriten und eine etwas kleinere Menge an interplanetaremGas und Staub.
Die Sonne beeinflußt alle dieseKörper mit ihrem Schwerefeld, das heißt, daß sie alleBewegungen der im System vorhandenen Gegenstände bestimmt. Die Sonne selberdreht sich um ihre eigene Achse.
2.2. Entstehung und Größe der Sonne
Die Sonne entstand vor mehr als 4,5 MilliardenJahren aus einer riesigen Gas- und Staubwolke, die sich unter ihrer eigenenMasse zusammenzog. Im Kern der Sonne entwickelte sich eine sehr hohe Temperaturvon 15 Mio.°C und ein unvorstellbar hoher Druck. Dadurch gab esKernreaktionen, wobei Wasserstoffatome zu Heliumkernen verschmolzenwurden.
Durch diesen chemischen Vorgang strahlt die Sonne bis heute ununterbrochen. Wissenschaftler vermuten, daß sie nochungefähr weitere 4,5 Milliarden Jahre "scheinen"wird.
Der Durchmesser der gesamten Sonnebeträgt etwa 1392530 km, das bedeutet, daßsie 109malgrößer ist als die Erde.
Die Erde ist ca. 150.000.000 Kilometer von der Sonne entfernt.
3. Aufbau der Sonne
3.1. ChemischeZusammensetzung
Die Sonne ist eine Kugel aus heißem Gas.Wie auch die anderen Fixsterne leuchtet sie selbst und wird nicht durch andereangestrahlt. Sie besteht aus ca. 75% Wasserstoff, 23% Helium und etwa 2%schweren Elementen.
3.2. Die Schichten der Sonne
Die Sonne ist aufgebaut aus dem Kern, derPhotosphäre, der Chromosphäre und der Korona.
3.2.1. Der Kern
Der Kern hat einen Durchmesser von 350.000 kmund eine Temperatur von 50.000.000 °C. Kernreaktionen im Zentrum lasseneine unvorstellbare Energie hauptsächlich in Form von Gamma- undRöntgenstrahlen frei, die auf dem Weg durch den Sonnenkörper immerwieder absorbiert und reimmitiert werden. Es kann bis zu 107 Jahre dauern, bisdie Energie an die Sonnenoberfläche kommt. Die Strahlen werden nach undnach in Ultraviolettstrahlung umgewandelt, bis aus der Photosphäre Lichtaustritt.
3.2.2. DiePhotosphäre
Die Photosphäre ist eine Gasschicht, dieetwa 400 km dick ist und den Kern umgibt. Sie besteht aus einer großenZahl von hellen Granulen mit einem Durchmesser von ca. 1000 km. Die Granulationentsteht durch die turbulente Bewegung der aus dem inneren der Sonneaufsteigenden Gase.
Das meiste Licht strahlt aus einer nur 100 kmdicken Schicht der Photosphäre. So ist es auch zu erklären, warum wirdie Sonne mit einem scharfen Rand sehen. Die Temperatur der Photosphärebeträgt 5785°C.
3.2.3. DieChromosphäre
Die Chromosphäre überlagert diePhotosphäre und ist etwa 6000 km dick. Sie ist eine glühende Schicht,die aus Wasserstoffgas besteht.
Die Chromosphäre kann nur vor Beginn undnach dem Ende einer totalen Sonnenfinsternis für ein paar Sekunden gesehenwerden. Bei einer Sonnenfinsternis stellt sich der Mond genau zwischen die Sonneund die Erde, so daß man bei einer totalen Sonnenfinsternis nur noch denleicht rosafarbenen Flaum der Chromosphähre zu sehenbekommt.
Die Chromosphäre ist viel zu schwach, umgegen die Helligkeit der unter ihr liegenden Photosphäre anzukommen. Siehat an der Basis eine Temperatur von ca. 4300 °C,die dann mit derHöhe ansteigt.
3.2.4. Korona und Sonnenwind
Die Sonne ist von der Sonnenkorona (demStrahlenkranz) umgeben. Es handelt sich dabei um eine sehr dünne Gasmassemit Temperaturen von 1 - 2 Mio. °C, die weit in den Weltraum hinausreicht.Ihre Wärmeenergie ist im Vergleich zur Photosphäre aufgrund ihrergeringen Dichte nur klein.
Von der Korona geht der sogenannte Sonnenwindaus, ein ständig fließender Strom aus elektromagnetischen Teilchen,der von der Sonne in den interplanetaren Raumfließt.
3.2.5. Sonnenflecken
Sonnenflecken wurden gegen 1610 das erste Malmit einem Fernrohr beobachtet. Es sind fleckige Gebilde der Photosphäre,die auf Unregelmäßigkeiten des Magnetfeldes der Sonnezurückzuführen sind.
Ein typischer Sonnenfleck besteht aus einemdunklen Kern(Umbra), der von der etwas dunkleren Penumbra umgebenist.
Umbra und Penum

GS Jahnschule (Hamburg)

Die Sonne
Ein Referat von Jelke Amos 9. KlassePhysik
1. Geschichte der Erforschung der Sonne
Schon 3000 v. Ch. war bekannt, daß dieJahreszeiten durchdie Position und Bewegung der Sonne entstehen. DieAckerbauer Ägyptens hatten schon einen sonnengebundenen Kalender mit einemJahr von 365 Tagen.
Der erste bekannte Bericht einer beobachteten Sonnenfinsternis istaus dem Jahr 2136 v. Ch. aus China.
Die älteste Sonnenfinsternis, von der manim Mittleren Osten weiß, ist am 15. Juni 763 v. Ch. von den Babyloniernbeobachtet worden.
Alle alten Kulturen nahmen an, daß dieErde imZentrum des Universums liegt. Die Griechen entwickelten eingeozentrisches System, in dem sich Sonne, Sterne und Planeten um die Erdebewegten.
Um 265 v. Ch. versuchte der PhilosophAristarchos von Samos die Entfernung der Sonne zu bestimmen. Schon 276 v. Ch.ging er von der Annahme aus, daß nicht die Erde sondern die Sonne ruhendesZentrum unseres Planetensystems sei.
Gegen diese Idee gab es viele Einwände,und erst um das 15. Jahrhundert n. Ch. lebte diese heliozentrische Theoriewieder auf.
Nikolaus Kopernikus veröffentliche 1543in einem großen Werk seine heliozentrische Theorie, die unter anderem vondem Physiker und Astronomen Galileo Galilei anerkannt wurde. Seine Annahme,daß die Bewegungen der Himmelskörper kreisförmig seien, wurdeaber 1609 von Johannes Kepler korrigiert. Kepler beschrieb in 3 Gesetzen,daß die Bahnen der Planeten um die Sonne Ellipsensind.
2. Die Sonne als Stern
2.1. Die Sonne im Sonnensystem
Seit Kepler weiß man, daß die Sonne der Mittelpunkt des Sonnensystems ist, um die in ellipsenförmigenBahnen die 9 großen Planeten Merkur, Venus, Erde, Mars, Jupiter, Saturn,Uranus, Neptun und Pluto kreisen, sowie eine Menge kleinerer Körper wieKometen, Asteroiden, Meteoriten und eine etwas kleinere Menge an interplanetaremGas und Staub.
Die Sonne beeinflußt alle dieseKörper mit ihrem Schwerefeld, das heißt, daß sie alleBewegungen der im System vorhandenen Gegenstände bestimmt. Die Sonne selberdreht sich um ihre eigene Achse.
2.2. Entstehung und Größe der Sonne
Die Sonne entstand vor mehr als 4,5 MilliardenJahren aus einer riesigen Gas- und Staubwolke, die sich unter ihrer eigenenMasse zusammenzog. Im Kern der Sonne entwickelte sich eine sehr hohe Temperaturvon 15 Mio.°C und ein unvorstellbar hoher Druck. Dadurch gab esKernreaktionen, wobei Wasserstoffatome zu Heliumkernen verschmolzenwurden.
Durch diesen chemischen Vorgang strahlt die Sonne bis heute ununterbrochen. Wissenschaftler vermuten, daß sie nochungefähr weitere 4,5 Milliarden Jahre "scheinen"wird.
Der Durchmesser der gesamten Sonnebeträgt etwa 1392530 km, das bedeutet, daßsie 109malgrößer ist als die Erde.
Die Erde ist ca. 150.000.000 Kilometer von der Sonne entfernt.
3. Aufbau der Sonne
3.1. ChemischeZusammensetzung
Die Sonne ist eine Kugel aus heißem Gas.Wie auch die anderen Fixsterne leuchtet sie selbst und wird nicht durch andereangestrahlt. Sie besteht aus ca. 75% Wasserstoff, 23% Helium und etwa 2%schweren Elementen.
3.2. Die Schichten der Sonne
Die Sonne ist aufgebaut aus dem Kern, derPhotosphäre, der Chromosphäre und der Korona.
3.2.1. Der Kern
Der Kern hat einen Durchmesser von 350.000 kmund eine Temperatur von 50.000.000 °C. Kernreaktionen im Zentrum lasseneine unvorstellbare Energie hauptsächlich in Form von Gamma- undRöntgenstrahlen frei, die auf dem Weg durch den Sonnenkörper immerwieder absorbiert und reimmitiert werden. Es kann bis zu 107 Jahre dauern, bisdie Energie an die Sonnenoberfläche kommt. Die Strahlen werden nach undnach in Ultraviolettstrahlung umgewandelt, bis aus der Photosphäre Lichtaustritt.
3.2.2. DiePhotosphäre
Die Photosphäre ist eine Gasschicht, dieetwa 400 km dick ist und den Kern umgibt. Sie besteht aus einer großenZahl von hellen Granulen mit einem Durchmesser von ca. 1000 km. Die Granulationentsteht durch die turbulente Bewegung der aus dem inneren der Sonneaufsteigenden Gase.
Das meiste Licht strahlt aus einer nur 100 kmdicken Schicht der Photosphäre. So ist es auch zu erklären, warum wirdie Sonne mit einem scharfen Rand sehen. Die Temperatur der Photosphärebeträgt 5785°C.
3.2.3. DieChromosphäre
Die Chromosphäre überlagert diePhotosphäre und ist etwa 6000 km dick. Sie ist eine glühende Schicht,die aus Wasserstoffgas besteht.
Die Chromosphäre kann nur vor Beginn undnach dem Ende einer totalen Sonnenfinsternis für ein paar Sekunden gesehenwerden. Bei einer Sonnenfinsternis stellt sich der Mond genau zwischen die Sonneund die Erde, so daß man bei einer totalen Sonnenfinsternis nur noch denleicht rosafarbenen Flaum der Chromosphähre zu sehenbekommt.
Die Chromosphäre ist viel zu schwach, umgegen die Helligkeit der unter ihr liegenden Photosphäre anzukommen. Siehat an der Basis eine Temperatur von ca. 4300 °C,die dann mit derHöhe ansteigt.
3.2.4. Korona und Sonnenwind
Die Sonne ist von der Sonnenkorona (demStrahlenkranz) umgeben. Es handelt sich dabei um eine sehr dünne Gasmassemit Temperaturen von 1 - 2 Mio. °C, die weit in den Weltraum hinausreicht.Ihre Wärmeenergie ist im Vergleich zur Photosphäre aufgrund ihrergeringen Dichte nur klein.
Von der Korona geht der sogenannte Sonnenwindaus, ein ständig fließender Strom aus elektromagnetischen Teilchen,der von der Sonne in den interplanetaren Raumfließt.
3.2.5. Sonnenflecken
Sonnenflecken wurden gegen 1610 das erste Malmit einem Fernrohr beobachtet. Es sind fleckige Gebilde der Photosphäre,die auf Unregelmäßigkeiten des Magnetfeldes der Sonnezurückzuführen sind.
Ein typischer Sonnenfleck besteht aus einemdunklen Kern(Umbra), der von der etwas dunkleren Penumbra umgebenist.
Umbra und Penumbra erscheinen dunkler, weilsie kühler sind als die Photosphäre. Die Temperatur der Umbrabeträgt in etwa 3700° C, die der Penumbra 5200° C und die derPhotosphäre dagegen ca.5785° C.
Sonnenflecken sind immer von Magnetfeldernbegleitet, die verantwortlich sind für den geringeren Energiestrom zurOberfläche und für die geringere Temperatur.
Mehrere Flecken bilden eine Gruppe, die imDurchschnitt 6 Tage besteht.
Die Sonnenfleckenhäufigkeit schwankt inPerioden von 11,07 Jahren.
4. Bedeutung der Sonne für dieErde
Die Sonne alleine bestimmt,ob es Tag, Nacht,Frühling, Sommer, Herbst oder Winter ist.
Jeden Tag können wir beobachten,daß die Sonne morgens am östlichen Horizont "aufgeht" und abends imWesten "untergeht". In Wirklichkeit aber ist es schon lange wissenschaftlicherwiesen, daß sich nicht die Sonne um uns dreht, sondern wir uns um sie.Sie bestimmt aber nicht nur Tages- und Jahresablauf, sondern wir erhalten vonder Sonne auch die für uns notwendigeLicht- undWärmeenergie.
Die aus dem Inneren der Sonne erzeugteStrahlungsenergie wird in der Energietechnik mit Hilfe von Sonnenkollektorenzunehmend genutzt. Solarzellen (Photoelemente) wandeln Sonnenlicht inelektrischen Strom um. So werden unter anderem Satelliten mit Energie versorgt,Wohnungen über Solaranlagen beheizt und mit warmen Wasser versorgt und auchsolarbetriebene Autos hergestellt. Der Vorteil der Sonnenenergiebesteht darin,daß sie nicht umweltschädlich ist.
Aber auch alle Energiequellen, die wir inherkömmlicher Weise nutzen (Kohle, Erdöl, Erdgas, Wind- undWasserkraft) sind letztlich nur gespeicherte oder umgewandelte Sonnenenergie,denn die Sonne ließ u. a. auch die Pflanzen wachsen, aus denen die Kohleund das Erdöl entstanden sind.
Literaturangabe:
- Iain Nicolson: Die Sonne, Freiburg1982
- Meyers großes Taschenlexikon, Band 20,Mannheim 1990
- Physik für Gymnasien,Länderausgabe A, Berlin 1991

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