Sonnenbeobachtung heute Niemals mit einem Fernglas oder bloßem Auge in die Sonne schauen! Mit einfachen Hilfsmitteln kann man selber die Sonne betrachten: Übrigens: Eine CD oder eine rußgeschwärzte Glasscheibe schützen zu wenig!

Die SOHO-Mission Das Solar and Heliospheric Observatory (Sonnen- und Heliosphären-Observatorium), kurz SOHO, ist eine Raumsonde bzw. ein Weltraumobservatorium von ESA und NASA. SOHO wurde in Europa gebaut und am 2. Dezember 1995 von Cape Canaveral gestartet. SOHO befindet sich in einem Orbit mit 600.000 km Radius um den Lagrange-Punkt L1, in einer Entfernung von ca. 1,5 Millionen Kilometern zur Erde. In diesem Orbit hat es wegen der Erdanziehung die gleiche Umlaufzeit um die Sonne wie die Erde und kann sich dort ohne Energieaufwand halten. Von der Erde aus gesehen steht es immer in der Nähe der Sonne.

Lagrange-Punkte In den Lagrange-Punkten ruhen Körper, z.B. eine Forschungssonde, kräftefrei. Die Punkte L1 und L2 sind dabei im System Erde-Sonne ca. 1,5 Millionen km von der Erde entfernt. Das Kräftegleich-gewicht ist instabil, weshalb der Kurs immer wieder korrigiert werden muss. Das Kräftegleichgewicht in den Punkten L3 bis L5 ist dagegen sehr stabil.

Lagrange-Punkte In den Lagrange-Punkten ruhen Körper, z.B. eine Forschungssonde, kräftefrei. Die Punkte L1 und L2 sind dabei im System Erde-Sonne ca. 1,5 Millionen km von der Erde entfernt. Das Kräftegleich-gewicht ist instabil, weshalb der Kurs immer wieder korrigiert werden muss. Das Kräftegleichgewicht in den Punkten L3 bis L5 ist dagegen sehr stabil. Übrigens: man hielt es lange für möglich, dass sich im Punkt L3 eine „Gegenerde“ befindet.

Das Frequenzspektrum der Sonne Die meiste Strahlung befindet sich im Wellenlängenbereich von ca. 400 bis 800 nm. An diesen Bereich haben sich daher unsere Augen angepasst, dieser ist für uns sichtbar.

Messungen von Farbspektren

Theorien zur Energieerzeugung in der Sonne Griechenland vor 2500 Jahren: Sonne ist eine brennende Wolke

Theorien zur Energieerzeugung in der Sonne Griechenland vor 2500 Jahren: Sonne ist eine brennende Wolke Mittelalter: ein großer Kohlehaufen reicht zur Erklärung von einigen tausend Jahren, die sich ergeben, wenn man die Lebensdaten der biblischen Figuren zusammenaddiert

Theorien zur Energieerzeugung in der Sonne Griechenland vor 2500 Jahren: Sonne ist eine brennende Wolke Mittelalter: ein großer Kohlehaufen reicht zur Erklärung von einigen tausend Jahren, die sich ergeben, wenn man die Lebensdaten der biblischen Figuren zusammenaddiert Funde von sehr alten Fossilien zeigen, dass die Sonne bereits wesentlich länger unverändert brennen muss, eine Erklärung könnte die Abgabe von Energie sein, die beim gravitativen Zusammenziehen der Sonne entsteht

Theorien zur Energieerzeugung in der Sonne Griechenland vor 2500 Jahren: Sonne ist eine brennende Wolke Mittelalter: ein großer Kohlehaufen reicht zur Erklärung von einigen tausend Jahren, die sich ergeben, wenn man die Lebensdaten der biblischen Figuren zusammenaddiert Funde von sehr alten Fossilien zeigen, dass die Sonne bereits wesentlich länger unverändert brennen muss, eine Erklärung könnte die Abgabe von Energie sein, die beim gravitativen Zusammenziehen der Sonne entsteht Weitere Funde zeigten, dass die Sonne bereits seit Jahrmilliarden brennen muss. Bis zu Beginn des 20. Jahrhunderts nicht erklärbar.

Größe der Sonne Die Sonne ist eine Gaskugel mit einem Durchmesser von 1,4 Millionen km. Hier ein Größenvergleich mit der Erde: Wenn man vor die Sonne eine Perlenschnur aus Erden halten könnte, wären 117 Erden nötig.

Größe der Sonne Die Sonne ist eine Gaskugel mit einem Durchmesser von 1,4 Millionen km. Hier ein Größenvergleich mit der Erde: Wenn man vor die Sonne eine Perlenschnur aus Erden halten könnte, wären 117 Erden nötig. Eine Perlen-schnur um den Sonnenäquator benötigte 366 Erdkugeln.

Größe der Sonne Die Sonne ist eine Gaskugel mit einem Durchmesser von 1,4 Millionen km. Hier ein Größenvergleich mit der Erde: Wenn man vor die Sonne eine Perlenschnur aus Erden halten könnte, wären 117 Erden nötig. Eine Perlen-schnur um den Sonnenäquator benötigte 366 Erdkugeln. In die Sonne hinein könnte man 1,6 Mio. Erdkugeln packen.

Heutige Theorie von der Energieerzeugung der Sonne Die Sonne ist eine Gaskugel mit einem Durchmesser von 1,4 Millionen km. Die Oberfläche ist ca. 6000°C heiß, im Kern herrschen Temperaturen von ca. 15 Millionen °C. Durch chemische Reaktionen (Kohle-verbrennung) oder thermodynamische Prozesse (Druckerhöhung beim Zusammenziehen aufgrund der eigenen Schwerkraft) ist aber eine Brenndauer von Milliarden Jahren nicht zu erklären.

Heutige Theorie von der Energieerzeugung der Sonne Die Sonne ist eine Gaskugel mit einem Durchmesser von 1,4 Millionen km. Die Oberfläche ist ca. 6000°C heiß, im Kern herrschen Temperaturen von ca. 15 Millionen °C. Durch chemische Reaktionen (Kohle-verbrennung) oder thermodynamische Prozesse (Druckerhöhung beim Zusammenziehen aufgrund der eigenen Schwerkraft) ist aber eine Brenndauer von Milliarden Jahren nicht zu erklären. Erst mit der Entdeckung der Kernfusion wurde eine geeignete Energiequelle gefunden.

Kernfusion Zwei leichte Wasserstoffkerne (Protonen) stoßen zusammen. Dabei entsteht ein Kern schweren Wasserstoffs (Deuterium).

Kernfusion Zwei leichte Wasserstoffkerne (Protonen) stoßen zusammen. Dabei entsteht ein Kern schweren Wasserstoffs (Deuterium). Der Deuteriumkern stößt mit einem weiteren Proton zusammen, es entsteht instabiles Helium-3.

Kernfusion Zwei leichte Wasserstoffkerne (Protonen) stoßen zusammen. Dabei entsteht ein Kern schweren Wasserstoffs (Deuterium). Der Deuteriumkern stößt mit einem weiteren Proton zusammen, es entsteht instabiles Helium-3. Zwei Kerne Helium-3 stoßen zusammen, unter Abgabe zweier Protonen entsteht stabiles Helium-4. Bei alldem geht ein winziger Bruchteil Masse verloren, er wird in Energie umgewandelt. (Videoclip)

Solarkonstante Wie kann man ermitteln, welche Energie die Sonne abgibt? Messungen auf der Erde sind möglich, aber auch problematisch. Fällt die Sonnenstrahlung schräg ein, verteilt sie sich über eine größere Erdoberfläche, die Bestrahlungsstärke sinkt. Dieser Effekt verläuft mit dem Sinus des Höhenwinkels. Der Einfluss der Jahreszeiten in den Tropen ist kaum merklich, da der Sonnenstand dort um Mittag immer steil ist. Der Unterschied zwischen Sommer und Winter wirkt zu den Polen hin immer stärker. In Mitteleuropa steht die sommerliche Mittagssonne 60° bis 65° hoch und strahlt bei idealen Wetterbedingungen mit einer Bestrahlungsstärke von etwa 700 Watt/Quadratmeter. Im Winter sind es nur 13° bis 18° und selbst zu Mittag nur etwa 247 Watt/Quadratmeter.

Solarkonstante Außerhalb der Erdatmosphäre misst man einen Energieeinfall von 1,367 kW/m² (Solarkonstante). Oberfläche einer Kugel: 4 π r² Oberfläche einer Kugel mit Radius von 1 AE: 4 π * (150.000.000.000 m)² = 2,827 * 1023 m². Dies wird multipliziert mit der Solarkonstanten: Leistungsabgabe der Sonne: 3,865 * 1023 kW = 3,865 * 1026 W. Zum Vergleich: Die Menschheit verbraucht pro Jahr

Vergleich mit dem Energieverbrauch der Menschheit Leistungsabgabe der Sonne: 3,865 * 1023 kW. Mit den 8760 Stunden eines Jahres multipliziert gibt das eine Energiemenge von 3,386 * 1027 Kilowattstunden (kWh). Zum Vergleich: Die Menschheit verbraucht pro Jahr 150 * 1012 kWh. Wie lange käme die Menschheit mit der Energie, welche die Sonne in einem einzigen Jahr abstrahlt, aus?

Vergleich mit dem Energieverbrauch der Menschheit Leistungsabgabe der Sonne: 3,865 * 1023 kW. Mit den 8760 Stunden eines Jahres multipliziert gibt das eine Energiemenge von 3,386 * 1027 Kilowattstunden (kWh). Zum Vergleich: Die Menschheit verbraucht pro Jahr 150 * 1012 kWh. Bei gleichem Energieverbrauch würde die Energie, welche die Sonne in einem einzigen Jahr abgibt, theoretisch für 22,5 Billionen Jahre reichen.

Wieviel Masse verliert die Sonne pro Sekunde? Leistungsabgabe der Sonne: 3,865 * 1026 W. Diese Leistung wird multipliziert mit den 31536000 Sekunden eines Jahres  es werden 1,219 * 1034 Ws abgegeben bzw. 1,219 * 1034 Nm. Nun gilt die Einsteinsche Beziehung E = mc², die man nach m auflösen kann: Der Wert der Zahl ist 1,35*1017. Und die Einheit? Es werden also 1,35*1017 kg im Jahr in Energie umgewandelt.

Wieviel ist das? 1,35 *1014 Tonnen Gestein mit einer Dichte von 5 Tonnen/m³ sind 27.000.000.000.000 Kubikmeter bzw. 27.000 Kubikkilometer. Das ist ein Würfel mit der Kantenlänge von 30km. Und nebenbei 10.416.265 mal das Volumen der Cheopspyramide.

Wieviel Masse verliert die Sonne pro Sekunde? Leistungsabgabe der Sonne: 3,865 * 1026 W. Diese Leistung wird multipliziert mit den 31536000 Sekunden eines Jahres  es werden 1,219 * 1034 Ws abgegeben bzw. 1,219 * 1034 Nm. Nun gilt die Einsteinsche Beziehung E = mc², die man nach m auflösen kann: Der Wert der Zahl ist 1,35*1017. Und die Einheit? Es werden also 1,35*1017 kg im Jahr in Energie umgewandelt. Das sind 1,35 *1014 Tonnen, bezogen auf die 31536000 Sekunden eines Jahres sind es 4,3 Millionen Tonnen pro Sekunde.

Das ist die Masse einer Flotte von 43 Supertankern pro Sekunde.

Warum ist es auf der Erde nicht extrem heiß?

Warum ist es auf der Erde nicht extrem heiß? Doppelte Entfernung  vierfache Fläche dreifache Entfernung  neunfache Fläche vierfache Entfernung  ?

Warum ist es auf der Erde nicht extrem heiß? doppelte Entfernung  vierfache Fläche dreifache Entfernung  neunfache Fläche vierfache Entfernung  Sechzehnfache Fläche Die Strahlung nimmt mit dem Quadrat der Entfernung ab.

Wieviel Masse hat die Sonne bereits verloren? 1,35 *1014 Tonnen pro Jahr müssen mit der bisherigen Brenndauer der Sonne von ca. 3,5 Milliarden Jahren multipliziert werden. Das ergibt eine Masse von knapp 5 * 1023 Tonnen. Zum Vergleich: Erdmasse = 6 * 1021 Tonnen, also 83 Erdmassen verloren. Klingt viel.

Wieviel Masse hat die Sonne bereits verloren? 1,35 *1014 Tonnen pro Jahr müssen mit der bisherigen Brenndauer der Sonne von ca. 3,5 Milliarden Jahren multipliziert werden. Das ergibt eine Masse von knapp 5 * 1023 Tonnen. Zum Vergleich: Erdmasse = 6 * 1021 Tonnen, also 83 Erdmassen verloren. Klingt viel. Wieviel ist es im Vergleich zur Sonnenmasse? Die Sonne „wiegt“ 333000 Erdmassen. Davon sind 83 gerade mal ein Anteil von 2,5 Zehntausendstel bzw. 2,5 Hundertstel Prozent.