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Die Sonne

Die Sonne. Daten: Masse: 2*10 30 kg Durchm.: 1,4*10 6 km Abs. Helligk.: +4,8 m Scheinb. Hell.: -26,7 m Leistung: 3,9*10 26 W Auf Erde: 2,2*10 18 W Spektraltyp: G2

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Die Sonne

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Presentation Transcript

  1. Die Sonne Daten: Masse: 2*1030 kgDurchm.: 1,4*106 kmAbs. Helligk.: +4,8mScheinb. Hell.: -26,7mLeistung: 3,9*1026 WAuf Erde: 2,2*1018 W Spektraltyp: G2 Die für uns sichtbare Oberfläche der Sonne ist die Photosphäre, mitT = 5770 K. Die Sonne zeigt Flecken, diekühler sind als ihre Umgebung.

  2. Die Sonne und die Großplane-ten maßstäblich. Vor der Sonne im Gegenuhrzeiger-sinn ab 11 Uhr: MerkurVenusErde und MondMarsJupiter,Saturn (Ringe), UranusNeptunPluto Die Größenverhältnisse Bild von Chesley Bonestell

  3. Aufbau der Sonne Innen unterscheidet man den Kern, Die Strahlungszone und die Konvektionszo- ne. Die für uns sichtbare Oberfläche ist die Photosphäre. Darüber folgen die Chromosphäre, in der die Fraunhofer-schen Linien entste-hen und die Korona.

  4. Flecken und Granulation Die Flecken sind Austrittspunkte magnetischer Feldlinien. Diese behindern die Wärmebewegung und senken die Temperatur.Zwischen den Flecken sieht man deutlich die Granu-lation als Abschluß der Konvektions-zone.

  5. Die Granulation Das Bild zeigt deutlich die Zellen mit emporwallender heißer Sonnenmaterie, die abkühlt und an den Rändern wieder absinkt. Links unten zum Vergleich die USA.

  6. Flecken und Magnetfelder Diese Bilder zeigen links Flecken und rechts in schwarz und weiß deren Polarität. Das Magnetfeld behindert die Wärmebewegung und wirkt kühlend.

  7. Nie gesehene Details Das neue schwedi-sche Sonnentele-skop auf der Insel Palma zeigt noch nie gesehene, nicht erklärte Einzelheiten.

  8. Sonnenaktivität Ein extrem schmalbandiges Filter läßt nur Licht der H-alpha Linie des Wasserstoffs durch. Man sieht eine Protuberanz,am Rand Spikulen und die Struktur der Oberfläche

  9. Sonnenflare

  10. Sonnenenergie Die Sonnenenergie entsteht bei der Kernfusion von Wasserstoff zu Helium.Die Sonne verbrennt pro Sekunde 5*1011 kg H2 und hat etwa die Hälfte ihres Vorrats verbraucht.Die Energie entstammt dem winzigen Massenverlust bei der Fusion gemäß Einsteins Formel E = m * c2.Auf der Sonne läuft vor allem der p-p Zyklus ab.

  11. Die Röntgensonne Bereiche der Korona sind der-artig heiß, daß sie Röntgenlicht aussenden.Man sieht deut-lich die Bögen von Protuberan-zen, welche den magnetischen Feldlinien folgen.

  12. Sonnenfinsternis Während einer totalen Sonnenfinsternis sieht man Sonneneruptionen und die Korona. Die rechte, speziell belichtete Aufnahme zeigt die ganze Korona.

  13. ENDE

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