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![Page 1: 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:](https://reader035.vdocuments.net/reader035/viewer/2022070310/55204d6249795902118b6910/html5/thumbnails/1.jpg)
Die SonneDaten:
Masse: 2*1030 kgDurchm.: 1,4*106 kmAbs. Helligk.: +4,8m
Scheinb. Hell.: -26,7m
Leistung: 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.
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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
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Aufbau der SonneInnen 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.
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Flecken und GranulationDie 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.
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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.
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Flecken und Magnetfelder
Diese Bilder zeigen links Flecken und rechts in schwarz und weiß deren Polarität. Das Magnetfeld behindert die Wärmebewegung und wirkt kühlend.
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Nie gesehene DetailsDas neue schwedi-sche Sonnentele-skop auf der Insel Palma zeigt noch nie gesehene, nicht erklärte Einzelheiten.
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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
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Sonnenflare
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SonnenenergieDie 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.
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Die RöntgensonneBereiche der Korona sind der-artig heiß, daß sie Röntgenlicht aussenden.Man sieht deut-lich die Bögen von Protuberan-zen, welche den magnetischen Feldlinien folgen.
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Sonnenfinsternis
Während einer totalen Sonnenfinsternis sieht man Sonneneruptionen und die Korona. Die rechte, speziell
belichtete Aufnahme zeigt die ganze Korona.
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ENDE