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On 12.09.2020
Last modified:12.09.2020

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Die Energie der anderen Reaktionsprodukte thermalisiert am Ort der Entstehung. Die einzelnen Photonen legen aber bis zu ihrer Reabsorption jeweils nur kurze Wege zurück, nicht viel länger als einige Kernabstände.

Die kurzen Wegstücke addieren sich kreuz und quer zu einem Random Walk , der bis zur Oberfläche zwischen Dass dieser Gradient, zehnfach steiler als in der Erdatmosphäre, nicht ausreicht, Konvektion anzutreiben, liegt am noch steileren Druckgradienten — eine Folge der hohen Fallbeschleunigung, siehe adiabatischer Temperaturgradient.

Das behindert die Ausbreitung der Strahlung steigende Opazität , sodass der Temperaturgradient wieder steiler wird. Dies definiert die Grenze der sogenannten Strahlungszone.

Oberhalb wird der Wärmestrom zunehmend konvektiv transportiert. Der weitere Verlauf der Opazität beeinflusst nicht mehr die Verläufe von Temperatur und Druck, die durch Schwerefeld und Adiabate festgelegt sind, sondern die Intensität der Konvektion.

Im Bereich Dies ist das Brodeln, das mit einem Teleskop als Granulation erkennbar ist. Der in diesem Bereich intensivere Impulstransport macht sich im radialen Verlauf der Rotationsrate bemerkbar.

An der oberen Grenze des oben genannten Bereichs fällt der Ionisationsgrad von Wasserstoff steil ab. Nach der Saha-Gleichung ist er hauptsächlich von der Temperatur abhängig.

Warum damit das Material nicht schon längst durchsichtig geworden ist zur Ionisation von Wasserstoff reicht die Energie der Photonen nicht aus , fand Rupert Wildt im Jahre heraus: Das neutrale H-Atom kann mit einem Zwanzigstel der Bindungsenergie noch ein weiteres Elektron binden und das kommt auch bei noch geringerer Ionisationsrate des Wasserstoffs vor, da Elektronen aus der Ionisation von Metallen zur Verfügung stehen.

Am Sonnenrand sieht man unter flacherem Winkel eine höhere, kältere Schicht, wodurch der Rand dunkler erscheint, siehe das Sonnenfoto am Anfang des Artikels.

Eine eindeutige Definition des Sonnenradius ist daher problematisch, siehe Sternoberfläche. Oberhalb der Photosphäre liegt die Chromosphäre. Strahlung aus der Photosphäre wird in der Chromosphäre zu einem kleinen Teil absorbiert und wieder abgestrahlt.

Masseauswürfe von chromosphärischer Dichte, zahlreiche kleine Spikulen und weniger häufige Protuberanzen siehe unten leuchten in gleicher Farbe.

Oberhalb der Chromosphäre befindet sich die Korona. Sie geht ohne scharfe Grenze in den interplanetaren Raum über. Er erstreckt sich — abhängig von der Sonnenaktivität und der Belichtungszeit — über ein bis zwei Sonnenradien.

In der Korona ist der Einfluss des Gasdrucks auf die Bewegung der Materie vernachlässigbar, es regieren Magnetfelder und die Gravitation.

Die Spektrallinien der Korona konnten anfangs nicht identifiziert werden, da sie bei irdischen Bedingungen nicht auftreten.

Weitere Verlustmechanismen siehe unten sind die Wärmeabgabe an die vergleichsweise kalte Chromosphäre und, insbesondere im Bereich koronaler Löcher , die Bildung von Sonnenwind.

An den seltenen, aber vielfach geladenen schwereren Ionen entsteht ein schwaches Röntgen-Kontinuum, das die Beobachtung der Korona vor der im harten Röntgenlicht dunklen Photosphäre erlaubt, siehe Bild rechts oben.

Eingegrenzt auf schmale Emissionslinien ist das auch mit weniger harter Strahlung möglich, siehe Bild rechts.

Darin befinden sich zwei scharfe Temperatursprünge entsprechend der Ionisation von Wasserstoff und Helium , die auf absehbare Zeit nicht räumlich aufgelöst werden können.

Womöglich ist dort auch die lokale Geschwindigkeitsverteilung der Elektronen nicht-thermisch. In der Korona, wahrscheinlich in Verbindung mit dem Heizmechanismus in der unteren Korona, [25] entsteht der Sonnenwind , ein überschallschneller Strom hauptsächlich aus Protonen und Elektronen.

Die Bewegung der schon im Altertum bekannten Sonnenflecken zeigt, dass die Sonne keine Scheibe ist, sondern eine rotierende Kugel: Sie wandern von Tag zu Tag, randnah scheinbar langsamer und mit perspektivisch verkürzter Form, und langlebige Flecken tauchen sogar nach zwei Wochen am Ostrand wieder auf.

Die Sonne folgt der Hauptrotationsrichtung im Sonnensystem rechtläufig. Um entdeckte Richard Christopher Carrington , dass äquatornahe Flecken sich schneller bewegen als solche in höheren Breiten differenzielle Rotation.

Heute wird die Rotation der Sonnenoberfläche viel genauer und auch in Breiten, in denen Flecken selten sind, über die Verschiebung von Spektrallinien durch den Doppler-Effekt bestimmt, siehe Sonnenrotation.

Der Vergleich mit der Bewegung der Sonnenflecken zeigt, dass diese sich schneller als die Oberfläche nach Westen bewegen.

Der Tachocline genannte Übergangsbereich zur differenziell rotierenden Konvektionszone ist mit wenigen Prozent des Sonnenradius sehr flach. Entsprechend steil sind dort die Gradienten der Winkelgeschwindigkeit.

Die Lage und Dicke der Tachocline, die dortige Entstehung des Magnetfelds der Sonne und der Verlauf der differenziellen Rotation innerhalb der Konvektionszone sind theoretisch noch nicht verstanden.

Die hohe elektrische Leitfähigkeit des Plasmas im Sonneninnern — sie entspricht der von Kupfer bei Zimmertemperatur — bedingt eine starke Kopplung von Magnetfeld und Materie, siehe Magnetohydrodynamik.

Bei hoher Dichte führt das Material das Magnetfeld, bei geringer Dichte ist es umgekehrt. In der Konvektionszone führt die differentielle Rotation dazu, dass die Feldlinien dort nicht mehr in N-S-Richtung, sondern gleichsam aufgewickelt in O-W-Richtung verlaufen, was die magnetische Spannung stark erhöht.

Sie wird abgebaut, indem alle 11 Jahre eine Umpolung stattfindet. In diesem Rhythmus schwankt auch die sogenannte Aktivität der Sonne.

Bei hoher magnetischer Spannung bricht das Magnetfeld aus der Sonne aus und bildet Bögen in der Korona. Mitgerissenes Material ist in Emission als Protuberanz sichtbar, vor der hellen Scheibe erscheinen diese Bögen im sichtbaren Licht als dunkle Filamente.

An der Sonnenoberfläche lässt sich das Magnetfeld spektroskopisch beobachten: Spektrallinien von Elementen, die normalerweise bei einer einheitlichen Wellenlänge beobachtet werden, erscheinen bei Anwesenheit eines Magnetfeldes dreigeteilt normaler Zeeman-Effekt , wobei der Abstand dieser Linien zueinander proportional zur Stärke des Feldes ist.

Diese lokalen Magnetfelder sind auch für die von Sonnenflecken ausgehenden koronalen Masseauswürfe verantwortlich. Ein ähnliches Aufwickeln mit Feldverstärkung geschieht mit dem vom Sonnenwind mitgenommenen Magnetfeld im interplanetaren Raum.

Dadurch trägt einerseits der Sonnenwind viel mehr Drehimpuls mit sich fort, als bei freier, radialer Bewegung.

Diese Grenze bei etwa zwanzig Sonnenradien gilt als der Beginn der Heliosphäre , die sich bis zur Heliopause erstreckt, wo der Sonnenwind auf interstellare Materie trifft.

Die starke Konvektion nahe der Sonnenoberfläche verursacht Druckschwankungen. Wären die Frequenzen nicht so niedrig — 2 bis 7 mHz, entsprechend der typischen Lebensdauer der Granulation von fünf Minuten — so würde es sich wie das Rauschen des Waldes im Wind anhören.

Die Druckschwankungen laufen als Schallwellen in die Sonne hinein, und weil dort mit der Temperatur auch die Schallgeschwindigkeit zunimmt, kehren sie im Bogen wieder zurück an die Oberfläche, wo der Dichtesprung sie wieder reflektiert.

Die Wellen laufen auf diese Weise mehrfach um die Sonne herum und überlagern sich zu stehenden Wellen mit je nach Schwingungsmuster charakteristischer Frequenz.

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9/8/ · German: ·(astronomy) the Sun Die Sonne ist eine Lichtquelle. The Sun is a light source.··(astronomy) a sun (a star, especially when being the center of a solar system) (uncountable) sunshine, sunlight (the light and warmth we receive on Earth from the sun) Wir hatten den ganzen Tag Sonne. — We had sunshine all day. Geh mir aus der Sonne! — Get. Le président élu Joe Biden a annoncé mardi le "retour" d'une Amérique prête à mener sur la scène mondiale après les années Trump, en présentant l'équipe chevronnée qu'il a choisie pour. 5/21/ · Tageslänge heute: 12h 25m 57s ( Sep ) 2 Minuten, 3 Sekunden kürzer als gestern ( Sep ) 2 Stunden, 31 Minuten länger als Wintersonnenwende ( Dez ) 1 Stunde, 58 Minuten kürzer als Sommersonnenwende ( Jun ). Retrieved 26 July Wikimedia Commons. Madrigal v.
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