Basiswissen

Sonnenkern: Quelle der Energie

• Der Kern macht etwa 25 % des Radius aus.
  

• Das Material liegt als Plasma vor (Elektronen vom Atomkern getrennt).
  

• Im Sonnenkern ihm - und nur in ihm - laufen die Atomkernverschmelungen ab.
  

• In jeder Sekunde werden etwa 564 Millionen Tonnen Protonen zu ...
  

• rund 540 Millionen Helionen (Helium-Atom-Kerne) verschmolzen.
  

• Dabei wird eine große Energiemenge frei.
  

• Die Temperatur im Kern erreicht bis zu 14,8 Millionen Kelvin.
  

• Etwa 2 % der Energie verlässt die Sonne in Form von Neutrinos.
  

• Sie durchfliegen die Sonne mit Lichtgeschwindigkeit.
  

• Die Neutrinos erreichen die Erde nach gut 8 Minuten.
  

• Die restlichen 98 % Energie wandern langsam Richtung Oberfläche.
  

• Zu den atomaren Prozessen, lies unter Wasserstoffbrennen ↗
  

Strahlungszone: Transport über Quanten

• 98 % der im Sonnenkern erzeugten Energie wandert langsam an die Oberfläche.
  

• Der Prozess dauert 10 Tausend bis über 170 Tausend Jahre.
  

• In der Strahlungszone besteht die Sonnenmaterie aus Plasma.
  

• Bei Plasma sind die Elektronen vom Atomkern getrennt, man nennt sie: frei
  

• In der sogenannten Strahlungszone wandert die Energie als Photonen.
  

• Dabei werden die Photonen ständig an den freien Elektronen gestreut.
  

• Der Weg der Photonen entspricht dabei einem Random-Walk.
  

Konvektionszone: das Material selbst wandert

• Oberhalb der Strahlungszone schließt sich die Konvektionszone an.
  

• Die physikalischen Bedingungen erlauben hier die Entstehung von Konvektionszellen.
  

• In einer Konvektionszelle steigt heißes Sonnenmaterial von unten nach oben auf.
  

• Oben angekommen, kühlt das Material ab und wandert seitwärts weg.
  

• Durch die Abkühlung wird das Material dichter und damit "schwerer".
  

• Am oberen Rand der Konvektionszelle sind das Material dann wieder nach unten.
  

• So entsteht ein Materialkreislauf der Wärmenergie von unten nach oben fördert.
  

• (Solche Konvektionszellen gibt es auch im Mantel der Erde.)
  

Photosphäre: das Sonnenlicht entsteht

• Oberhalb der Konvektionszone folgt die sehr dünne Photosphäre.
  

• Sie hat eine Dicke von nur etwa 300 bis 400 Kilometern.
  

• In ihrem unteren Bereich entsteht das für uns sichtbare Licht.
  

• Es bildet dabei ein kontinuierliches Spektrum.
  

• Im oberen Bereich werden einige Wellenlängen herausgefiltert.
  

• Lies mehr dazu unter Photosphäre ↗
  

Chromosphäre

• Oberhalb der Photosphäre folgt die etwa 2000 km dicke Chromospäre.
  

• Die Dichte liegt bei etwa 0,1 g/cm³.
  

• Hier wird Licht aus der Photosphäre zum Teil absorbiert.
  

• Dadurch trägt die Chromosphäre zur Entstehung der Fraunhoferlinien bei.
  

Sonnenkorona

• Die Korona liegt oberhalb der Chromosphäre.
  

• Sie geht fließend in den interstellaren Raum über.
  

• Sie hat eine Ausdehnung von etwa 1 bis 2 Sonnenradien.
  

• Bei einer Sonnenfinsternis ist sie als heller Strahlenkranz sichtbar.
  

• Im wesentlichen bestimmen Magnetfelder und Gravitation die Bewegung von Teilchen.