GS Jahnschule (Hamburg) Die Sonne Ein Referat von

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 Ackerbauer Ägyptens hatten schon einen
sonnengebundenen Kalender mit einem Jahr von 365 Tagen.
Der erste bekannte Bericht einer beobachteten Sonnenfinsternis ist aus dem Jahr
2136 v. Ch. aus China.
Die älteste Sonnenfinsternis, von der man im Mittleren Osten weiß, ist am 15.
Juni 763 v. Ch. von den Babyloniern beobachtet worden.
Alle alten Kulturen nahmen an, daß die Erde im Zentrum des Universums liegt. Die
Griechen entwickelten ein geozentrisches System, in dem sich Sonne, Sterne und
Planeten um die Erde bewegten.
Um 265 v. Ch. versuchte der Philosoph Aristarchos 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 ruhendes Zentrum unseres Planetensystems sei.
Gegen diese Idee gab es viele Einwände, und erst um das 15. Jahrhundert n. Ch.
lebte diese heliozentrische Theorie wieder auf.
Nikolaus Kopernikus veröffentliche 1543 in einem großen Werk seine
heliozentrische Theorie, die unter anderem von dem Physiker und Astronomen
Galileo Galilei anerkannt wurde. Seine Annahme, daß die Bewegungen der
Himmelskörper kreisförmig seien, wurde aber 1609 von Johannes Kepler korrigiert.
Kepler beschrieb in 3 Gesetzen, daß die Bahnen der Planeten um die Sonne
Ellipsen sind.
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 ellipsenförmigen Bahnen die 9 großen Planeten Merkur, Venus, Erde, Mars,
Jupiter, Saturn, Uranus, Neptun und Pluto kreisen, sowie eine Menge kleinerer
Körper wie Kometen, Asteroiden, Meteoriten und eine etwas kleinere Menge an
interplanetarem Gas und Staub.
Die Sonne beeinflußt alle diese Körper mit ihrem Schwerefeld, das heißt, daß sie
alle Bewegungen der im System vorhandenen Gegenstände bestimmt. Die Sonne selber
dreht sich um ihre eigene Achse.
2.2. Entstehung und Größe der Sonne
Die Sonne entstand vor mehr als 4,5 Milliarden Jahren aus einer riesigen Gasund Staubwolke, die sich unter ihrer eigenen Masse zusammenzog. Im Kern der
Sonne entwickelte sich eine sehr hohe Temperatur von 15 Mio.°C und ein
unvorstellbar hoher Druck. Dadurch gab es Kernreaktionen, wobei Wasserstoffatome
zu Heliumkernen verschmolzen wurden.
Durch diesen chemischen Vorgang strahlt die Sonne bis heute ununterbrochen.
Wissenschaftler vermuten, daß sie noch ungefähr weitere 4,5 Milliarden Jahre
"scheinen" wird.
Der Durchmesser der gesamten Sonne beträgt etwa 1392530 km, das bedeutet, daß
sie 109mal größer ist als die Erde.
Die Erde ist ca. 150.000.000 Kilometer von der Sonne entfernt.
3. Aufbau der Sonne
3.1. Chemische Zusammensetzung
Die Sonne ist eine Kugel aus heißem Gas. Wie auch die anderen Fixsterne leuchtet
sie selbst und wird nicht durch andere angestrahlt. 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, der Photosphäre, der Chromosphäre und der
Korona.
3.2.1. Der Kern
Der Kern hat einen Durchmesser von 350.000 km und eine Temperatur von 50.000.000
°C. Kernreaktionen im Zentrum lassen eine unvorstellbare Energie hauptsächlich
in Form von Gamma- und Röntgenstrahlen frei, die auf dem Weg durch den
Sonnenkörper immer wieder absorbiert und reimmitiert werden. Es kann bis zu 107
Jahre dauern, bis die Energie an die Sonnenoberfläche kommt. Die Strahlen werden
nach und nach in Ultraviolettstrahlung umgewandelt, bis aus der Photosphäre
Licht austritt.
3.2.2. Die Photosphäre
Die Photosphäre ist eine Gasschicht, die etwa 400 km dick ist und den Kern
umgibt. Sie besteht aus einer großen Zahl von hellen Granulen mit einem
Durchmesser von ca. 1000 km. Die Granulation entsteht durch die turbulente
Bewegung der aus dem inneren der Sonne aufsteigenden Gase.
Das meiste Licht strahlt aus einer nur 100 km dicken Schicht der Photosphäre.
So ist es auch zu erklären, warum wir die Sonne mit einem scharfen Rand sehen.
Die Temperatur der Photosphäre beträgt 5785°C.
3.2.3. Die Chromosphäre
Die Chromosphäre überlagert die Photosphäre und ist etwa 6000 km dick. Sie ist
eine glühende Schicht, die aus Wasserstoffgas besteht.
Die Chromosphäre kann nur vor Beginn und nach dem Ende einer totalen
Sonnenfinsternis für ein paar Sekunden gesehen werden. Bei einer
Sonnenfinsternis stellt sich der Mond genau zwischen die Sonne und die Erde, so
daß man bei einer totalen Sonnenfinsternis nur noch den leicht rosafarbenen
Flaum der Chromosphähre zu sehen bekommt.
Die Chromosphäre ist viel zu schwach, um gegen die Helligkeit der unter ihr
liegenden Photosphäre anzukommen. Sie hat an der Basis eine Temperatur von ca.
4300 °C, die dann mit der Höhe ansteigt.
3.2.4. Korona und Sonnenwind
Die Sonne ist von der Sonnenkorona (dem Strahlenkranz)
dabei um eine sehr dünne Gasmasse mit Temperaturen von
in den Weltraum hinausreicht. Ihre Wärmeenergie ist im
aufgrund ihrer geringen Dichte nur klein.
Von der Korona geht der sogenannte Sonnenwind aus, ein
aus elektromagnetischen Teilchen, der von der Sonne in
fließt.
umgeben. Es handelt sich
1 - 2 Mio. °C, die weit
Vergleich zur Photosphäre
ständig fließender Strom
den interplanetaren Raum
3.2.5. Sonnenflecken
Sonnenflecken wurden gegen 1610 das erste Mal mit einem Fernrohr beobachtet. Es
sind fleckige Gebilde der Photosphäre, die auf Unregelmäßigkeiten des
Magnetfeldes der Sonne zurückzuführen sind.
Ein typischer Sonnenfleck besteht aus einem dunklen Kern (Umbra), der von der
etwas dunkleren Penumbra umgeben ist.
Umbra und Penumbra erscheinen dunkler, weil sie kühler sind als die Photosphäre.
Die Temperatur der Umbra beträgt in etwa 3700° C, die der Penumbra 5200° C und
die der Photosphäre dagegen ca.5785° C.
Sonnenflecken sind immer von Magnetfeldern begleitet, die verantwortlich sind
für den geringeren Energiestrom zur Oberfläche und für die geringere Temperatur.
Mehrere Flecken bilden eine Gruppe, die im Durchschnitt 6 Tage besteht.
Die Sonnenfleckenhäufigkeit schwankt in Perioden von 11,07 Jahren.
4. Bedeutung der Sonne für die Erde
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 im Westen "untergeht". In Wirklichkeit aber ist es schon
lange wissenschaftlich erwiesen, daß sich nicht die Sonne um uns dreht, sondern
wir uns um sie. Sie bestimmt aber nicht nur Tages- und Jahresablauf, sondern wir
erhalten von der Sonne auch die für uns notwendige Licht- und Wärmeenergie.
Die aus dem Inneren der Sonne erzeugte Strahlungsenergie wird in der
Energietechnik mit Hilfe von Sonnenkollektoren zunehmend genutzt. Solarzellen
(Photoelemente) wandeln Sonnenlicht in elektrischen Strom um. So werden unter
anderem Satelliten mit Energie versorgt, Wohnungen über Solaranlagen beheizt und
mit warmen Wasser versorgt und auch solarbetriebene Autos hergestellt. Der
Vorteil der Sonnenenergie besteht darin, daß sie nicht umweltschädlich ist.
Aber auch alle Energiequellen, die wir in herkömmlicher Weise nutzen (Kohle,
Erdöl, Erdgas, Wind- und Wasserkraft) sind letztlich nur gespeicherte oder
umgewandelte Sonnenenergie, denn die Sonne ließ u. a. auch die Pflanzen wachsen,
aus denen die Kohle und das Erdöl entstanden sind.
Literaturangabe:
- Iain Nicolson: Die Sonne, Freiburg 1982
- Meyers großes Taschenlexikon, Band 20, Mannheim 1990
- Physik für Gymnasien, Länderausgabe A, Berlin 1991