Planeten, Sterne, Universum

Sonnenlicht, das seinen Ursprung in der Photosphäre der Sonne hat, durch ein Prisma fallen, entsteht ein farbiges Band – ein kontinuierliches Spektrum mit den Farben Rot bis Violett. In besonderen Geräten, den Spektrografen, zeigen sich zusätzlich viele dunkle Linien. Diese sogenannten Fraunhofer-Linien entstehen durch „Ausblendung“ (Absorption) abgestrahlter Gase durch die über der Photosphäre liegende 1000 °C „kühlere“ Chromosphäre. Die Linien stehen in der Mehrzahl (70%) für chemische Elemente, die durch Vermessung identifiziert werden können. Bisher wurden etwa 2500 Absorptionslinien vermessen und über 60 chemischen Elementen zugeordnet
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Der Sonne Kern
    Der Ursprung aller Strahlungsteilchen liegt im Kern, dessen Durchmesser auf etwa 250000km geschätzt wird. Hier sitzt das Kraftwerk, in dem die Energie durch Verschmelzen von ungefähr 600Mio.t Wasserstoffkerne (Protonen) pro Sekunde zu Heliumkernen erzeugt wird. Diesen Prozess der Kernfusion können wir bisher nur (in zerstörerischer Form) bei der Explosion einer Wasserstoffbombe nachahmen.
    Die Temperatur des Sonnenkerns liegt bei etwa 15 Mio. °C und die Dichte beträgt ungefähr 134 g/cm 3 , also 160-mal mehr als die des Wassers. Wer nun glaubt, der Kern sei eine blendend weiße Kugel, täuscht sich. Vielmehr ist er schwarz wie die Nacht, denn die gesamte Energie, die dort produziert wird, ist für das menschliche Auge unsichtbar – und das seit 4,6 Mrd. Jahren.

Schematischer Aufbau der Sonne: Ganz außen ist der Strahlenkranz der Sonnenkorona zu erkennen, darunter die Chromosphäre (Farbhülle), etwas tiefer liegt die lichterzeugende Photosphäre mit den Sonnenflecken. Den größten Teil der Sonne nehmen die ineinander übergehenden Bereiche Konvektionszone, Strahlungszone und Kern ein
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    (c) NASA

Achtung: Die Sonne bläst!
Von Sonnenwind und Sonnensturm
    Dass die Sonne Energie in Form von Licht und Wärme abgibt, weiß jeder, denn wir sehen und fühlen es täglich – spätestens dann, wenn wir unvorsichtigerweise zu lange in der Sonne gelegen sind. Dass die Sonne aber auch Wind und Sturm erzeugen kann, verblüfft wohl manchen. Der eine oder andere erinnert sich aber vielleicht noch dunkel daran, dass die Apollo-XI-Astronauten nach ihrer Landung auf dem Mond eine Silberfolie entrollten, um Teilchen des Sonnenwindes einzufangen, nach dem Motto: „Catch the Solar Wind!“
    Eine Blase im Raum
    Der Sonnenwind reicht weit bis über die äußeren Planetenbahnen. Er treibt das interstellare Gas aus dem Sonnensystem hinaus und bildet so eine Art Blase im Weltall: die sogenannte Heliosphäre. Ihre Grenze, also dort, wo die Teilchen des Sonnenwindes abgebremst werden, wird Heliopause genannt und oft als Grenze des Sonnensystems angesehen. Wie weit sie genau von der Sonne entfernt ist, ist nicht bekannt. Allerdings geben Beobachtungen der Raumsonde Voyager 2 Grund zu der Annahme, dass sich die Heliopause in etwa der vierfachen Entfernung des Pluto befindet
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Der Sonnenwind – ein ständiger Teilchenstrom
    Ohne Pause sendet unsere Sonne einen Strom elektrisch geladener Teilchen ins All. Dieser sogenannte Sonnenwind besteht hauptsächlich aus Protonen und Elektronen sowie Heliumkernen – ein Gemisch, das als „Plasma“ bezeichnet wird. Infolge dieses Teilchenstroms verliert die Sonne pro Sekunde etwa 1 Mio. t ihrer Masse – entweder durch den langsamen oder den schnellen Sonnenwind. Die Geschwindigkeit des langsamen Sonnenwinds liegt bei etwa 400km/s und seine Teilchen brauchen für die Strecke von der Sonne zur Erde etwa vier Tage. Dagegen erreicht der schnelle an den koronalen Löchern austretende Sonnenwind Geschwindigkeiten von 800 bis 900km/s, was etwa 3 Mio. km/h entspricht!
    Der Sonnenwind verformt sowohl das Magnetfeld der Sonne als auch das der Erde. Doch das Magnetfeld unseres Planeten (die Magnetosphäre) hält den Teilchenschauer zum größten Teil ab. Nur bei starkem Sonnenwind kann er in die hohen Schichten der Atmosphäre eindringen. Das geschieht vorzugsweise über den Polen, weil hier die magnetischen Feldlinien direkt in den Erdkörper „hinein“-laufen. Beim Zusammenstoß mit den Stickstoff-Sauerstoffatomen unserer Lufthülle ist diese Kollision dann in Form der Polarlichter zu sehen. Diese Vorgänge werden auch „Weltraumwetter“ genannt.
Sonnenstürme
    Ähnlich wie beim meteorologischen Wetter können auch beim Weltraumwetter Stürme auftreten. Das ist immer dann der Fall, wenn unsere Sonne eine erhöhte Aktivität