Die Sonne zeigt Flecken, die kühler sind als ihre Umgebung.

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1 Die Sonne zeigt Flecken, die kühler sind als ihre Umgebung.
Daten: Masse: *1030 kg Durchm.: ,4*106 km Abs. Helligk.: ,8m Scheinb. Hell.: ,7m Leistung: ,9*1026 W Auf Erde: ,2*1018 W Spektraltyp: G2 Die für uns sichtbare Oberfläche der Sonne ist die Photosphäre, mit T = 5770 K. Die Sonne zeigt Flecken, die kühler sind als ihre Umgebung.

2 Die Größenverhältnisse
Die Sonne und die Großplane-ten maßstäblich. Vor der Sonne im Gegenuhrzeiger-sinn ab 11 Uhr: Merkur Venus Erde und Mond Mars Jupiter, Saturn (Ringe), Uranus Neptun Pluto 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