:: wikimiki.org ::

Bahnstörungen Eines Satelliten

Bahnstörungen eines Satelliten

Die Bahn eines Satelliten wird durch verschiedene äußere Einflüsse gestört. Welche Einflussgröße die größte Auswirkung hat, ist von der Bahn abhängig. Während in niedrigen Umlaufbahnen hauptsächlich die Restatmosphäre die Bahn verändert, stören in der Geostationären Umlaufbahn Triaxialität und Sonnendruck. Geostationären Umlaufbahn

Abplattung der Erde

Da die Erde keine ideale Kugel ist, sondern an den Polen leicht abgeplattet ist, werden die Länge des aufsteigenden Knotens

\Omega

und der Winkelabstand des Perigäums

\omega

beeinflusst. Einfluss auf

\Omega

\dot \Omega  =  - 9,9641\left(  \right)^ \frac

sonnensynchrone Bahn
Durch Auswahl einer geeigneten Inklination lässt sich erreichen, dass sich die Orbitalebene bezüglich der Sonne synchron bewegt:

\dot \Omega  = \frac

\Rightarrow

i=98,1° (also eine fast polare Bahn)
Einfluss auf

\omega

\dot \omega  = 4,98\left(  \right)^ \frac

Perigäum immer über dem selben Punkt
Andererseits lässt sich durch geeignete Auswahl der Inklination auch erreichen, dass das Perigäum immer über dem selben Punkt liegt:

\dot \omega  = 0

, wenn

5\cos ^2 i - 1 = 0

\Rightarrow

i=63°

Triaxialität

Einfluss auf große Halbachse a
Die ungleichmäßige Massenverteilung der Erde bewirkt auf der Umlaufbahn unterschiedliche Beschleunigungen.
- ohne Kompensation: Satellit pendelt um einen der beiden stabilen Nullpunkte. (einer der stabilen Nullpunkte liegt über Indien)
- mit Kompensation: im GEO über Deutschland muß man pro Jahr etwa

\Delta v = 2\frac

aufbringen.

Gravitation

Einfluss auf Inklination
ist die Satellitenbahn gegenüber der Sonnenbahn (bzw. Mondbahn) um Winkel

\alpha

geneigt, dann präzidiert die Satellitenbahn mit der Präzisionsfrequenz:

\frac = \frac\frac\left(  \right)\sin \alpha \cos \alpha

Sonnendruck

Einfluss auf Exzentrizität

\epsilon

Der Strahlungsdruck der Sonnenstrahlung bewirkt eine kontinuierliche Beschleunigung von der Sonne weg und führt so zu einer Exzentrizitätsänderung. sie ist abhängig von der Fläche (hauptsächlich die Solarpanele) und vom Reflexionsfaktor. Ohne Kompensation ist die Amplitude begrenzt, da sich die Richtung, aus der der Sonnendruck wirkt über das Jahr ändert.

Restatmosphäre

Einfluss auf große Halbachse a
Bis zu einer Höhe von etwa 500 km ist die Restatmosphäre die stärkste Störgröße. Wird diese Störung nicht ausgeglichen, verglüht der Satellit nach einiger Zeit in der Atmosphäre Kategorie:Raumfahrtphysik

Satellit

Ein Satellit (v. lat.: satelles = Leibwächter) ist ein kleinerer Begleiter eines größeren Objekts. Der Begriff Satellit bezeichnet
- in der Astronomie einen Himmelskörper, der einen Planeten auf einer festen Bahn umkreist, siehe Satellit (Astronomie),
- in der Raumfahrt einen künstlichen Flugkörper, siehe Satellit (Raumfahrt),
- in der Genetik und Cytologie den Endabschnitt am kurzen Schenkel eines Chromosoms, siehe Satellit (Chromosom),
- in der Biologie Nucleinsäuren, siehe Satellit (Biologie),
- in der Neurologie eine Mantelzelle um eine Nervenzelle,
- bei Soundsystemen oder Heimkinoanlagen einen kleinen Mittel- und/oder Hochtonlautsprecher, siehe Satellit (Lautsprecher),
- einen Weltempfängerserie der Grundig AG,
- eine außerhalb einer Kernstadt liegende Sekundärstadt, siehe Satellitenstadt.
- Ein Satellitenstaat ist ein quasi-unabhängiger Staat, der jedoch politisch von einem anderen Staat abhängig ist.
- Ein Bedienungssatellit ist ein in Fahrzeugen der Marke Citroën verwendetes Kombielement.

Geosynchrone Umlaufbahn

Die Umlaufbahn eines Satelliten heißt geosynchron, wenn seine Umlaufzeit um die Erde exakt der Rotationsdauer der Erde um ihre eigene Achse (23 Stunden, 56 Minuten, 4,09 Sekunden = 1 siderischer Tag) entspricht. Geosynchrone Umlaufbahnen können stark elliptisch sein und müssen nicht parallel zum Äquator verlaufen. Der Spezialfall einer geosychronen Umlaufbahn, die keine Exzentrizität hat, also kreisförmig ist, und genau parallel über dem Äquator verläuft, heißt geostationär. Ihre Höhe über dem Äquator beträgt 35.786 Kilometer, die Bahngeschwindigkeit 3.074,689 Meter pro Sekunde. Von der Erde aus betrachtet scheint ein geostationärer Satellit am Himmel still zu stehen, da sich der Beobachter auf der Erde mit der gleichen Winkelgeschwindigkeit bewegt wie der Satellit. Deswegen wird diese Umlaufbahn häufig für Fernseh- und Kommunikationssatelliten verwendet, da die Antennen auf dem Boden fest auf einen bestimmten Punkt ausgerichtet werden können. Im 1928 erschienenen Buch Das Problem der Befahrung des Weltraums - der Raketenmotor von Herman Potočnik findet sich die erste Veröffentlichung dieser Idee.

Formeln

Um einen Körper der Masse m mit der Winkelgeschwindigkeit ω auf einer Kreisbahn mit dem Radius r zu halten, ist eine Zentripetalkraft der Stärke :

F_1 = m \omega^2 r

erforderlich. Auf einer Kreisbahn um einen Planeten herum, ist die Schwerkraft (näherungsweise) die einzig wirkende Kraft. Im Abstand r - vom Mittelpunkt des Planeten ausgehend - kann sie mit der Formel :

F_2 = \frac

berechnet werden. Dabei bezeichnet G die Gravitationskonstante und M die Masse des Planeten. Da die Schwerkraft also die einzige Kraft ist die den Körper auf der Kreisbahn hält, muss ihr Wert der Zentripetalkraft entsprechen. Es gilt also: :

F_1 = F_2

Es ergibt sich durch einsetzen: :

m \omega^2 r = \frac

Auflösen nach r ergibt :

r = \sqrt[3]

Die Kreisfrequenz ω ergibt sich aus der Umdrehungsdauer t als :

\omega = \frac

Einsetzen in die Formel für r ergibt :

r = \sqrt[3]

Diese Formel bestimmt nun den Radius der geostationären Umlaufbahn eines Massenschwerpunktes vom Mittelpunkt des betrachteten Planeten ausgehend. Um die Entfernung der Bahn von der Oberfläche des Planeten - also beispielsweise die Höhe eines geostationären Satelliten - zu erhalten, muss der Radius vom Ergebnis subtrahiert werden. Somit haben wir einfach :

h = \sqrt[3] - R_P

wobei R_P den Radius des Planeten bezeichnet. Für einen geostationären Mond oder ein anderes Objekt, welches selbst eine gewisse Ausdehnung besitzt, ist die obige Formel die selbe; um jedoch den Abstand von der Oberfläche eines Planeten zu der Oberfläche eines solchen Mondes zu erhalten, muss zusätzlich zu dem Radius des Planeten noch der Radius des Mondes subtrahiert werden. Ganz allgemein gilt also :

h = \sqrt[3] - (R_P+R_M)

wobei R_M den Radius des Mondes bezeichnet.

Berechnung

Aus :

\begin
G = 6674\cdot10^\;\mathrm
\\
\pi = 31416
\end

ergibt sich :

\frac = 1691\cdot10^\;\mathrm

Die Formel lautet also :

r = \sqrt[3]

oder :

r = 1191\cdot10^\ 
\sqrt[3]

Für die Erde mit der Erdmasse M = 5,9736 · 10²⁴ kg und der Rotationsdauer 23 Stunden, 56 Minuten, 4,09 Sekunden = (23
- 60 + 56)
- 60 + 4,09 Sekunden = 86164,09 Sekunden gilt: :

r = 1191 \cdot 10^\ 
\sqrt[3]

= 42157000\ \mathrm

= 42157\ \mathrm

vom Erdmittelpunkt. Abzüglich des Erdradiuses r=6371 km also h=35786 km von der Erdoberfläche entfernt.

Siehe auch

- Orbit (Himmelsmechanik)
- Weltraumlift Kategorie:Raumfahrtphysik

Perigäum

Unter Erdnähe eines Himmelskörpers versteht man den Zeitpunkt - und meist auch die zugehörige 3D-Position - zu der er auf seiner Bahn der Erde am nächsten kommt. Bei Planeten ist dies nahe der Opposition, wiederholt sich also rund alle 370 Tage (äußere Planeten) bis 2 Jahre (Mars), entsprechend der "synodischen Periode". Bei Kometen kann die Erdnähe nahe dem Perihel liegen, bei sehr schlanken Bahnellipsen aber auch einige Wochen bis Monate vor- oder nachher. Die genaue Situation hängt von der Bahnneigung gegen die Ekliptik und vor allem von der Stellung der Erde zum Perigäum ab. Beim derzeit freiäugig sichtbaren Kometen Machholz (Umlaufzeit 120.000 Jahre) liegen diese zwei Zeitpunkte etwa 20 Tage auseinander, und die zwei Distanzen betragen 0,347 bzw. 1,205087 AE. Nähert sich ein Komet von der Seite der Erde, liegt seine Erdnähe dann auf der anderen Seite der Sonne und die geringste Distanz ist meist über 1 Astronomische Einheit. Siehe auch: Apsis (Astronomie) Kategorie:Himmelsmechanik

Sonne

Die Sonne (lat. Sol ) ist der Stern im Zentrum unseres Planetensystems, das nach ihr als Sonnensystem bezeichnet wird. Umgangssprachlich wird der Individualname unseres Zentralgestirns auch synonym zu Stern verwendet. Das Zeichen der Sonne: Stern Die Sonne ist für das Leben auf der Erde von fundamentaler Bedeutung. Viele wichtige Prozesse auf der Erdoberfläche, wie das Klima und das Leben selbst, werden durch die Strahlungsenergie der Sonne angetrieben. So stammen etwa 99,998 % des gesamten Energiebeitrags zum Erdklima von der Sonne – der winzige Rest wird aus geothermalen Wärmequellen gespeist. Auch die Gezeiten gehen zu einem Drittel auf die Schwerkraft der Sonne zurück. Schwerkraft __TOC__

Allgemeines

Schwerkraft Die Sonne ist der beherrschende Himmelskörper in unserem Planetensystem, zu dessen Gesamtmasse sie 99,9 % beiträgt. Ihr Durchmesser beträgt 1,3925 Millionen km (109-facher Erddurchmesser), was knapp unter dem geschätzten Mittelwert aller Sterne liegt. Sie ist ein Stern der so genannten Hauptreihe, ihre Spektralklasse ist G2, und sie hat die Leuchtkraftklasse V. Das bedeutet, dass die Sonne ein durchschnittlicher, gelb leuchtender „Zwergstern“ ist, der sich in der etwa 10 Milliarden Jahre dauernden Hauptphase seiner Entwicklung befindet. Ihr Alter wird auf etwa 4,6 Milliarden Jahre geschätzt. Die Leuchtkraft der Sonne entspricht einer Strahlungsleistung von etwa 3,8·10²⁶ Watt. Diese Strahlung wird zum Großteil im sichtbaren Licht abgegeben mit einem Maximum in den Spektralfarben Gelb und Grün. Die Farbe der Sonne, die wir als gelb wahrnehmen, erklärt sich aus ihrer Oberflächentemperatur von etwa 5.700 °C (siehe auch Schwarzkörperstrahlung). Die zentrale Bedeutung der Sonne für die Lebensprozesse auf der Erde zeigt sich auch hier: jener Bereich des elektromagnetischen Spektrums, in dem die Sonne am stärksten strahlt, ist genau der für uns Menschen und die meisten anderen Lebewesen sichtbare Teil dieses Spektrums. Dieses Faktum kann teleologisch oder durch Evolution gedeutet werden. Die Sonnenmasse beträgt etwa das Doppelte der geschätzten Durchschnittsmasse aller Sterne unserer Milchstraße. Zählt man nur die Sterne mit Kernfusion (schließt also die „Braunen Zwerge“ aus), liegt die Masse im Durchschnitt. Ihre Masse setzt sich zu 73,5 % aus Wasserstoff und zu 25 % aus Helium zusammen. Hinsichtlich der Anzahl der Atome betragen diese Anteile 92,7 % und 7,9 %. Die restlichen 1½ Prozent der Sonnenmasse setzen sich aus zahlreichen schwereren Elementen zusammen, vor allem Sauerstoff und Kohlenstoff.
Im Sonnenkern entsteht aus den dicht gedrängten Atomkernen des Wasserstoffs durch Kernfusion Helium, so dass der Wasserstoff-Anteil zugunsten des Heliums in Zukunft weiter sinken wird. Dieser Prozess ist der Motor der Sonne, aus dem sie jene Energie bezieht, die sie an der Photosphäre (leuchtende, sichtbare Oberfläche) durch Strahlung abgibt. Da die Sonne kein fester Körper wie die erdähnlichen Planeten und Monde ist, sondern ein heißer Gasball, wäre sie ohne diesen Energienachschub von innen instabil. Sie würde sich abkühlen und auf einen Bruchteil ihrer jetzigen Größe zusammenziehen. Die Sonne rotiert in rund 4 Wochen um die eigene Achse. Diese Rotation dauert am Äquator 25,4 Tage, in mittleren Breiten 27-28 Tage und nahe den Polen 36 Tage. Dieser Unterschied in der Dauer eines Sonnentages wird als differenzielle Rotation bezeichnet und ist seit längerem durch Gas- und Hydrodynamik erklärbar.

Kulturgeschichte

Hydrodynamik] Die Sonne ist das zentrale Gestirn am Himmel, von ihr hängt alles Leben auf der Erde ab. Diese überragende Bedeutung war den Menschen seit Alters her bewusst. Viele frühere Kulturen verehrten sie als Gottheit. Die regelmäßige tägliche und jährliche Wiederkehr der Sonne wurde teils ängstlich erwartet und mittels kultischer oder magischer Rituale beschworen. Besonders das Auftreten einer Sonnenfinsternis löste große Bestürzung und Furcht hervor. Im alten China glaubte man, ein Drache würde die Sonne verschlingen. Durch die Veranstaltung von großem Lärm versuchte man, das Untier dazu zu bewegen, die Sonne wieder freizugeben. Andererseits machte sich die Menschheit das Wissen über die für alles Leben fundamentalen Perioden Tag und Jahr schon seit frühester Zeit nutzbar. Die Sonne ist die natürliche Uhr der Menschen und die Abfolge der Jahreszeiten führte zur Entwicklung des Kalenders, der vor allem nach Erfindung des Ackerbaus für alle Kulturen überlebenswichtig war. Für die Sumerer verkörperte die Sonne den Sonnengott Utu. Bei den Babyloniern entsprach er dem Gott Schamasch, der jeden Tag den Himmel betrat und dessen Strahlen nichts verborgen blieb. Im alten Ägypten wurde Ra (auch Re oder Atum) als Sonnengott verehrt. Der „Ketzer“-Pharao Echnaton ließ später nur noch Aton, die personifizierte Sonnenscheibe, als einzigen Gott zu und schaffte alle anderen ägyptischen Götter ab. Im antiken Griechenland verehrte man den Sonnengott Helios, der mit seinem Sonnenwagen täglich über das Firmament fuhr. Allerdings sind aus dem antiken Griechenland auch die ersten Überlegungen überliefert, in denen die Sonne als physikalisches Objekt betrachtet wird. Die wohl älteste dieser Hypothesen stammt dabei von Xenophanes, der die Sonne als eine feurige Ausdünstung oder Wolke benannte. So naiv diese Beschreibung aus heutiger Sicht zwar wirkt, stellt sie doch einen gewaltigen kulturhistorischen Schritt dar, denn die Wahrnehmung der Sonne als ein natürliches Objekt widerspricht fundamental der vorherigen – und auch der oft noch in späteren Jahrhunderten vertretenen – Auffassung der Sonne als Teil einer göttlichen Entität. Es ist daher auch wenig verwunderlich, dass aus eben diesen Gedanken auch die erste kritische Auseinandersetzung mit dem vermenschlichten Götterbild des antiken Griechenlands hervor gingen („Wenn die Pferde Götter hätten, sähen sie wie Pferde aus“) und daraus folgend erste Gedanken zum Monotheismus. Interessant ist dabei sicherlich auch der Vergleich mit dem bereits oben erwähnten ägyptischen Monotheismus des Echnaton, der ja gerade die Vergötterung der Sonne als Ausgangspunkt nahm. Man kann also sagen, dass mit Xenophanes die Sonne zum ersten Mal in der europäischen Geschichte als Gegenstand der Physik auftauchte, oder – etwas schmissiger –, dass es sich um die Geburtsstunde der Astrophysik handelte. Die Thesen des Xenophanes wurden später auch von anderen griechischen Philosophen aufgenommen, z.B. beschrieb der Vorsokratiker Anaxagoras die Sonne als glühenden Stein. Diese Auffassungen setzte sich allerdings im Folgenden nicht bei allen Denkern durch und viele spätere Schulen fielen wieder auf eher mythische Erklärungen zurück. Der Volksglaube in Griechenland nahm wahrscheinlich keinerlei Kenntnis von all diesen Überlegungen. Dem griechischen Gott Helios entsprach weitgehend der unbesiegbare römische Gott Sol invictus, dessen Kult in der Kaiserzeit weit verbreitet war. Aus der Antike übernommen ist die Sonne als Symbol der Vitalität in der Astrologie. In der nordischen Mythologie formten die Götter die Sonne aus einem Funken und legten sie in einen Wagen. Die Göttin Sol fährt mit dem Wagen über den Himmel, gezogen von den Rössern Alsvidr und Arwakr. Das Gespann wird beständig von dem Wolf Skalli (Skoll) verfolgt. Am Tag des Weltunterganges (Ragnarök) wird der Wolf die Sonne verschlingen. Im frühen Mexiko wurde der Sonnengott Tonatiuh von den Azteken verehrt. Bei den Maya und den Inka waren Itzamná bzw. Inti die Hauptgottheiten. Die Beobachtung der Sonne (und anderer Sterne) und die Bestimmung ihrer Bahnpunkte (Tagundnachtgleiche, Sommer- und Wintersonnenwende) war eine Voraussetzung für die Erstellung von Kalendern. Hierdurch konnten wichtige jahreszeitliche Ereignisse vorherbestimmt werden, wie das Eintreffen des Nilhochwassers im alten Ägypten, der günstigste Zeitpunkt der Saat oder das Eintreffen der für die Seefahrt gefährlichen Herbststürme. Vorchristliche Kultstätten, wie Stonehenge, waren offensichtlich zu derartigen Beobachtungszwecken errichtet worden. Die Anlage von Stonehenge ist so ausgerichtet, dass am Morgen des Mittsommertages, wenn die Sonne ihre höchste nördliche Position erreicht, die Sonne direkt über einem Positionsstein („Fersenstein“) aufgeht und die Sonnenstrahlen in gerader Linie ins Innere des Bauwerks eindringen. Die bronzezeitliche Himmelsscheibe von Nebra scheint ebenfalls ein Instrument zur Himmelsbeobachtung gewesen zu sein. Ihre goldenen Ränder werden u.a. als „Sonnenbarken“, ein religiöses Symbol der Bronzezeit, interpretiert. In die gleiche Zeit fällt auch der Sonnenwagen von Trundholm, bei der die Scheibe als Sonnensymbol mit einer Tag- und Nachtseite gedeutet wird. Das antike Weltbild ging allgemein davon aus, dass die Erde den Mittelpunkt des Universums bildete. Sonne, Mond und die Planeten bewegten sich auf exakten Kreisbahnen um die Erde. Diese Vorstellung, zusammengefasst von Ptolemäus, hielt sich fast 2.000 Jahre lang. Insbesondere die Kirche verteidigte dieses Weltbild, zumal auch in der Bibel dargelegt wird, dass sich die Sonne bewegt. Allerdings zeigte das Modell Schwächen. So konnte die Bewegung der Planeten nur durch komplizierte Hilfskonstruktionen erklärt werden. Bereits Aristarch von Samos postulierte im 2. Jahrhundert v. Chr., dass die Sonne das Zentrum der Welt darstelle. Die Gelehrten Nikolaus von Kues und Regiomontanus griffen diesen Gedanken mehr als 1.500 Jahre später wieder auf. Nikolaus Kopernikus versuchte in seinem Werk De Revolutionibus Orbium Coelestium eine mathematische Grundlage dafür zu schaffen, was ihm letztendlich nicht gelang. Sein Werk regte allerdings weitere Forschungen an und bereitete das Fundament für das „Kopernikanische Weltbild“. Kopernikus' Werk wurde von der Kirche zunächst nicht als Ketzerei betrachtet, da es ein rein mathematisches Modell darstellte. In späteren Jahren, als Gelehrte daran gingen, Kopernikus' Vorstellung in ein reales Weltbild umzusetzen, wandte sich die Kirche jedoch entschieden gegen solche „umstürzlerischen“ Gedanken. Gelehrte, wie Galilei, die ebenfalls zur Erkenntnis einer zentralen Sonne gelangt waren, wurden von der Inquisition verfolgt. Durch weitere Beobachtungen, exakte Bestimmungen der Planetenbahnen, die Einführung des Teleskops und die Entdeckung der Gesetze der Himmelsmechanik, setzte sich das heliozentrische Weltbild allmählich durch. Die weiteren Fortschritte der Astronomie ergaben schließlich, dass auch die Sonne keine herausragende Stellung im Universum einnimmt, sondern ein Stern unter Abermilliarden Sternen ist. heliozentrische Weltbild

Aufbau

Die Sonne besteht aus verschiedenen Zonen mit schalenförmigem Aufbau, wobei die Übergänge allerdings nicht streng voneinander abgegrenzt sind.

Kern

Sämtliche freiwerdende Energie stammt aus einer als „Kern“ bezeichneten Zone im Innern der Sonne. Dieser Kern erstreckt sich vom Zentrum bis zu etwa einem Viertel des Radius der sichtbaren Sonnenoberfläche. Obwohl der Kern nur 1,6 % des Sonnenvolumens ausmacht, sind hier rund 50 % der Sonnenmasse konzentriert. Bei einer Temperatur von etwa 15,6 Millionen K liegt die Materie in Form eines Plasmas vor. Durch die Proton-Proton-Reaktion verschmelzen Wasserstoffkerne zu Heliumkernen, wobei Gammastrahlung und Elektronneutrinos erzeugt werden. Die erzeugten Heliumkerne haben aufgrund der Bindungsenergie eine geringfügig geringere Masse als die Summe der ursprünglichen Wasserstoffkerne (Massendefekt). Der Massenunterschied wird gemäß der Formel E = m c² in Energie umgewandelt (pro Proton-Proton-Fusion ≈ 27 MeV). Im Kern der Sonne werden pro Sekunde 700 Millionen Tonnen Wasserstoff zu 695 Millionen Tonnen Helium fusioniert, wobei eine Gesamtleistung von ca. 4 · 10²⁶ W = 400 Quadrillionen Watt freigesetzt wird. Eigentlich ist der Sonnenkern zu „kalt“ für eine Kernfusion. Die kinetische Energie der Teilchen reicht rechnerisch nicht aus, um bei einem Zusammenstoß die starken Abstoßungskräfte der positiv geladenen Protonen (Wasserstoffkerne) zu überwinden. Dass dennoch Fusionen stattfinden, ist auf den quantenmechanischen Tunneleffekt zurück zu führen. Gemäß der Quantenmechanik verhält sich ein Proton wie eine ausgebreitete Welle ohne genau definierten Ort, seine Energie schwankt um einen Mittelwert. Es besteht dabei eine sehr geringe Wahrscheinlichkeit, dass sich zwei Protonen so weit nähern, dass eine Verschmelzung stattfinden kann. Das Energieniveau der abstoßenden Kräfte wird bei der Verschmelzung gleichsam „durchtunnelt“. Somit ist die Wahrscheinlichkeit einer Fusion zweier Wasserstoffkerne im Innern der Sonne sehr gering. Da jedoch eine immense Anzahl von Kernen vorhanden ist, können dennoch gewaltige Energiemengen freigesetzt werden. Die „gebremste“ Kernfusion hat für das Sonnensystem und das Leben auf der Erde den entscheidenden Vorteil, dass die Sonne sparsam mit ihren Energievorräten umgeht und über einen langen Zeitraum konstante Energiemengen abstrahlt.

Strahlungszone

Um den Kern herum liegt die so genannte „Strahlungszone“, die etwa 70 % des Sonnenradius ausmacht. Im Vakuum des Weltalls bewegen sich Gammaphotonen mit Lichtgeschwindigkeit durch den Raum. Im Innern der Sonne herrscht eine derart hohe Dichte, dass die Photonen immer wieder mit den Teilchen des Plasmas zusammenstoßen, dabei absorbiert und wieder abgestrahlt werden. Sie bewegen sich auf einer völlig zufälligen Bahn und diffundieren dabei Richtung Sonnenoberfläche. Statistisch benötigt ein Photon etwa 170.000 Jahre, um die Strahlungszone zu passieren. Dies bedeutet, dass das Licht, welches wir heute von der Sonne erhalten, bereits vor entsprechend langer Zeit erzeugt wurde. Bei jedem Zusammenstoß in der Strahlungszone nimmt die Strahlungsenergie des Photons ab und seine Wellenlänge nimmt zu. Die Gammastrahlung wird in Röntgenstrahlung umgewandelt. Anders als die Photonen gelangen die Neutrinos nahezu ungehindert durch die Schichten der Sonne, da sie kaum mit Materie in Wechselwirkung treten. Die Neutrinos erreichen, da sie sich mit Lichtgeschwindigkeit bewegen, bereits nach acht Minuten die Erde, wobei sie den Planeten fast ungehindert durchqueren. In jeder Sekunde durchqueren etwa 70 Mrd. Neutrinos einen Quadratzentimeter der Erdoberfläche.

Konvektionszone

An die Strahlungszone schließt sich die „Konvektionszone“ an. Am Grenzbereich zur Strahlungszone beträgt die Temperatur noch ca. 2 Mio. Kelvin. Die Energie wird in dieser Zone nicht mehr durch Strahlung abgegeben, sondern durch eine Strömung (Konvektion) der Plasmas weiter nach außen transportiert. Dabei steigt heiße Materie in gewaltigen Strömen nach außen, kühlt dort ab und sinkt wieder ins Sonneninnere hinab. Da das frisch aufgestiegene Plasma heißer und damit heller ist als das absteigende, sind die Konvektionszellen mit einem Teleskop als Granulation der Sonnenoberfläche erkennbar.

Sonnenoberfläche und Umgebung

Granulation Oberhalb der Konvektionszone liegt die Photosphäre, die wir als Quelle der Sonnenstrahlung wahrnehmen: eine „Kugelschale aus Licht“ als die für uns sichtbare Sonnenoberfläche. Sie ist aber nur eine 300-400 km dicke Schicht, deren Temperatur an der Oberfläche rund 6.000 Kelvin (5.700 °C) beträgt. Die Photosphäre gilt allgemein als die eigentliche Sonnenoberfläche, obwohl unser Zentralgestirn - wie auch die meisten anderen Sterne - keine scharfe äußere Grenze besitzt. Die Photosphäre gibt die gesamte vom Sonneninnern erzeugte und aufsteigende Energie als Strahlung ab – großteils im sichtbaren Licht, was auch ihr Name andeutet (griech. φoς = Licht). Erst hier hat die Energie der Strahlungsquanten soweit abgenommen, dass sie unschädlich und für das menschliche Auge sichtbar sind. Wegen ungeheurer Wirbel und variabler Magnetfelder (Quelle der Sonnenflecken) darf man sich die Oberfläche allerdings nicht als glatt vorstellen. Durch digitale Bildverarbeitung der Messungen von SOHO, TRACE oder CHANDRA kann man sie so darstellen, dass sie wie hartes, aber dauernd bewegliches Material aussieht. Für die Turbulenzen ist auch die elektrische Leitfähigkeit der heißen Sonnenmaterie entscheidend. Leitfähigkeit Über der Photosphäre erstreckt sich die Chromosphäre. Sie wird von jener zwar überstrahlt, ist aber bei Sonnenfinsternissen für einige Sekunden als rötliche Leuchterscheinung zu sehen. Die Temperatur nimmt hier auf über 10.000 K zu, während die Gasdichte um den Faktor 10^-4 auf 10^-15 g/cm³ abnimmt. Über der Chromosphäre liegt die Korona, in der die Dichte nochmals um den Faktor 10^-4 auf 10^-19 g/cm³ abnimmt. Die innere Korona erstreckt sich – je nach dem aktuellen Fleckenzyklus – um 1-2 Sonnenradien nach außen und stellt eine erste Übergangszone zum interplanetaren Raum dar. Durch Sonnenstrahlung, Stoßwellen und andere Wechselwirkungen mechanischer oder magnetischer Art wird die äußerst verdünnte Koronen-Materie allerdings auf Temperaturen bis zu zwei Millionen Kelvin aufgeheizt. Die genauen Ursachen dieser Heizmechanismen sind freilich noch unklar. Eine mögliche Energiequelle wären akustische Wellen und Microflares - kleine Ausbrüche auf der Sonnenoberfläche Ein besonders hoher Temperaturgradient herrscht an der Untergrenze der Korona, wo ihre Dichte nach oben schneller abnimmt, als die Energie abtransportiert werden kann. Innerhalb einiger 100 Höhenkilometer steigt die kinetische Gastemperatur um eine Million Grad und „macht sich Luft“, indem die zusätzliche Heizenergie als Sonnenwind entweicht. Die Korona kann nur aufgrund ihrer extrem geringen Dichte so heiß werden. Der bei jeder totalen Sonnenfinsternis sichtbare Strahlenkranz (lat. Corona = Krone) hat schon vor Jahrtausenden die Menschen erstaunt. Er kann bis mehrere Millionen Kilometer reichen und zeigt eine strahlenförmige Struktur, die sich mit dem Zyklus der Sonnenflecken stark ändert. Im Sonnenflecken-Maximum verlaufen die Strahlen nach allen Seiten, im Minimum nur in der Nähe des Sonnenäquators. Die Korona erstreckt sich bis zur Heliopause, wo sie auf das interstellare Medium trifft.

Magnetfeld

äquator äquator Die Sonne besitzt außerordentlich starke Magnetfelder, die durch die Strömung der elektrisch leitenden Gase hervorgerufen werden. Die Leitfähigkeit des Plasmas im Sonneninnern entspricht dem von Kupfer bei Zimmertemperatur. In der Sonne zirkulieren elektrische Ströme in einer Größenordnung von 10¹² Ampere. Das Innere der Sonne wirkt somit wie ein gigantischer Dynamo, der die Bewegungsenergie eines elektrischen Leiters in elektrische Energie und ein Magnetfeld umwandelt. Man geht derzeit davon aus, dass dieser Dynamoeffekt nur in einer dünnen Schicht am Boden der Konvektionszone wirksam ist. Sichtbare Auswirkungen der Magnetfelder sind die Sonnenflecken und die Protuberanzen. Sonnenflecken sind relativ kühle Bereiche der Sonnenatmosphäre. Ihre Temperatur liegt zwischen 3.700 und 4.500 K. Durch spektroskopische Untersuchungen konnte festgestellt werden, dass im Bereich der Sonnenflecken starke Magnetfelder vorherrschen. Die Spektrallinien von Elementen, die normalerweise bei einer Wellenlänge liegen, erscheinen bei Anwesenheit eines Magnetfeldes dreigeteilt (Zeeman-Effekt), wobei der Abstand der Linien proportional zur Stärke des Feldes ist. Die Magnetfeldstärke im Umfeld der Sonnenflecken kann bis zu 0,3 Tesla (3.000 Gauß) betragen und ist somit tausendmal stärker als das irdische Magnetfeld an der Erdoberfläche. In der Sonne bewirken die Magnetfelder eine Hemmung der Konvektionsströmungen, so dass weniger Energie nach außen transportiert wird. Die dunkelsten und kühlsten Zonen auf der Sonne sind somit die Orte mit den stärksten Magnetfeldern. Gauß Sonnenflecken treten in Gruppen auf, wobei meistens zwei auffällige Flecken dominieren, die eine entgegen gesetzte magnetische Ausrichtung aufweisen (ein Fleck ist sozusagen ein „magnetischer Nordpol“, der andere ein „Südpol“). Solche bipolaren Flecken sind meist in Ost-West-Richtung, parallel zum Sonnenäquator, ausgerichtet. Zwischen den Flecken bilden sich Magnetfeldlinien in Form von Schleifen aus. Längs dieser Linien wird ionisiertes Gas festgehalten, das in Form von Protuberanzen oder Filamenten sichtbar wird (Protuberanzen sind Erscheinungen am Rand, Filamente auf der „Sonnenscheibe“). Gauß Die Gesamtzahl der Sonnenflecken unterliegt einem Zyklus von rund elf Jahren. Während eines Fleckenminimums sind kaum Sonnenflecken sichtbar. Mit der Zeit bilden sich zunehmend Flecken in einem Bereich von 30° nördlicher und südlicher Breite aus. Diese aktiven Fleckengürtel bewegen sich zunehmend in Richtung Äquator. Nach etwa 5,5 Jahren ist das Maximum erreicht und die Zahl der Flecken nimmt langsam wieder ab. Nach einem Zyklus hat sich das globale Magnetfeld der Sonne umgepolt. Der vorher magnetische Nordpol ist jetzt der magnetische Südpol. Die genauen Ursachen für den elfjährigen Zyklus sind noch nicht vollständig erforscht. Derzeit geht man von folgendem Modell aus: :Zu Beginn eines Zyklus, im Minimum, ist das globale Magnetfeld der Sonne bipolar ausgerichtet. Die Magnetfeldlinien verlaufen geradlinig über den Äquator von Pol zu Pol. Durch die differenzielle Rotation werden die elektrisch geladenen Gasschichten gegeneinander verschoben, wobei die Magnetfelder zunehmend gestaucht, verdreht und verdrillt werden. Die Magnetfeldlinien ragen zunehmend aus der sichtbaren Oberfläche heraus und verursachen die Bildung von Flecken und Protuberanzen. Nach dem Fleckenmaximum richtet sich das Magnetfeld wieder neu aus.

Pulsation

Die gesamte Sonne pulsiert in unterschiedlichen Frequenzen. Sie schwingt gleichsam wie eine riesige Glocke. Allerdings können wir die Schallwellen auf der Erde nicht „hören“, da das Vakuum des Weltraums diese nicht weiterleitet. Mit speziellen Methoden kann man die Schwingungen jedoch sichtbar machen. Schwingungen aus dem Sonneninnern bewegen die Photosphäre auf und ab. Aufgrund des Dopplereffekts werden die Absorptionslinien des Sonnenspektrums, je nach Bewegungsrichtung der Gase, verschoben. Die hauptsächlich vorherrschende Schwingung hat eine Periodendauer von etwa fünf Minuten (293 ± 3 Sekunden). Innerhalb der Konvektionszone herrschen heftige Turbulenzen, wobei aufsteigende Konvektionszellen bei der Strömung durch die umliegenden Gase Schallwellen erzeugen. Nach außen laufende Schallwellen erreichen die Grenzschicht zur Photosphäre. Da dort die Dichte stark abnimmt, können die Wellen sich dort nicht ausbreiten sondern werden reflektiert und laufen wieder ins Sonneninnere. Mit zunehmender Tiefe nehmen die Dichte der Materie und die Schallgeschwindigkeit zu, so dass die Wellenfront gekrümmt und wieder nach außen geleitet wird. Durch wiederholte Reflexion und Überlagerung können Schallwellen verstärkt werden, es bilden sich Resonanzen aus. Die Konvektionszone wirkt somit wie ein riesiger Resonanzkörper, der die darüber liegende Photosphäre in Schwingung versetzt. Die Auswertung der Schwingungen erlaubt eine Aussage über den inneren Aufbau der Sonne. So konnte die Ausdehnung der Konvektionszone bestimmt werden. Analog zur Erforschung von seismischen Wellen auf der Erde, spricht man bei dem solaren Wissenschaftszweig von der Helioseismologie.

Wechselwirkung der Sonne mit ihrer Umgebung

Die Sonne beeinflusst auch den interplanetaren Raum mit ihrem Magnetfeld und vor allem mit der Teilchenemission, dem Sonnenwind. Dieser Teilchenstrom kann die Sonne mit mehreren 100 km/s verlassen und verdrängt das Interstellare Medium bis zu einer Entfernung von mehr als 10 Milliarden Kilometern. Bei Sonneneruptionen können sowohl Geschwindigkeit als auch Dichte des Sonnenwindes stark zunehmen und auf der Erde neben Polarlichtern auch Störungen in elektronischen Systemen und im Funkverkehr verursachen.

Daten zur Sonne

Erforschung der Sonne

Frühe Beobachtungen

Als der wichtigste Himmelskörper für irdisches Leben genoss die Sonne bereits vor der Geschichtsschreibung aufmerksame Beobachtung der Menschen. Kultstätten wie Stonehenge wurden errichtet, um die Position und den Lauf der Sonne zu bestimmen, insbesondere die Zeitpunkte der Sonnenwenden. Es wird vermutet, dass einige noch ältere Stätten ebenfalls zur Sonnenbeobachtung benutzt wurden, gesichert ist dies aber nicht. Der Verlauf der Sonne sowie besonders Sonnenfinsternisse wurden von den unterschiedlichen Kulturen sehr aufmerksam beobachtet und dokumentiert. Aufzeichnungen aus dem alten China belegen die Beobachtungen besonders heftiger Sonnenfleckentätigkeit. Sonnenflecken können mit bloßem Auge wahrgenommen werden, wenn die Sonne tief am Horizont steht und das Sonnenlicht durch die dichte Erdatmosphäre „gefiltert” wird.

Beobachtungen mit Teleskopen

China Auch in Europa hatte man zu der damaligen Zeit Sonnenflecken wahrgenommen, wobei man sie allerdings für „atmosphärische Ausdünstungen“ hielt. Erst die Entwicklung des Teleskops führte zu einer systematischen Erforschung des Phänomens. Im Jahre 1610 beobachteten Galileo Galilei und Thomas Harriot die Flecken erstmals mittels Teleskop. Johann Fabricius beschrieb sie 1611 als Erster in einer wissenschaftlichen Abhandlung. Die beobachtete Wanderung der Flecken auf der Sonnenscheibe führte er zutreffend auf die Eigenrotation der Sonne zurück. 1619 postulierte Johannes Kepler einen Sonnenwind, da der Schweif von Kometen immer von der Sonne weggerichtet ist. Komet 1775 vermutete Christian Horrobow bereits, dass die Sonnenflecken einer gewissen Periodizität unterliegen. 1802 wies William Hyde Wollaston erstmals dunkle Linien (Absorptionslinien) im Sonnenspektrum nach. Joseph von Fraunhofer untersuchte die Linien ab 1814 systematisch, sie werden daher auch als „Fraunhoferlinien“ bezeichnet. 1843 publizierte Samuel Heinrich Schwabe seine Entdeckung des Zyklus der Sonnenfleckenaktivität. 1849 wurde die Sonnenfleckenrelativzahl eingeführt, die die Anzahl und Größe der Sonnenflecken wiedergibt. Seither werden die Flecken regelmäßig beobachtet und gezählt. 1889 entwickelte George Ellery Hale den Spektroheliographen. Henry Augustus Rowland vollendete 1897 einen Atlas des Sonnenspektrums, der sämtliche Spektrallinien enthält. 1908 entdeckte George Ellery Hale die Aufspaltung von Spektrallinien im Bereich der Sonnenflecken durch magnetische Kräfte (Zeeman-Effekt). 1930 beobachtete Bernard Ferdinand Lyot die Sonnenkorona außerhalb einer totalen Finsternis. Lange Zeit unklar war allerdings, woher die Sonne ihre Energie bezieht. So hatte man die Vorstellung, dass die Sonne ein glühender, brennender Körper sei. Allerdings hätte der Brennstoff nur für einige tausend Jahre gereicht. William Thomson, der spätere Lord Kelvin, ging davon aus, dass die Sonne durch die eigene Schwerkraftwirkung schrumpfe und die Bewegungsenergie der Sonnenteilchen in Wärme umgewandelt würde. So könnte die Sonne für etwa hundert Millionen Jahre Energie abgeben. Mit der Entdeckung der irdischen Radioaktivität stellte man allerdings fest, dass die Gesteine der Erdkruste mehrere Milliarden Jahre alt sein müssen. Erst die Entschlüsselung der atomaren Vorgänge brachte eine Lösung. Ernest Rutherford beschrieb einen Zusammenhang zwischen Radioaktivität und Kernumwandlung. Arthur Stanley Eddington folgerte, dass im Innern der Sterne Elemente verschmelzen und in andere umgewandelt werden, wobei Energie freigesetzt wird. Da bei spektroskopischen Untersuchung hauptsächlich Wasserstoff festgestellt wurde, ging man davon aus, dass dieses Element eine entscheidende Rolle spiele. 1938 beschrieb Hans Bethe schließlich die Prozesse Proton-Proton-Reaktion, die im Innern der Sonne ablaufen. 1942 wurde festgestellt, dass die Sonne Radiowellen ausstrahlt. 1949 wies Herbert Friedman die solare Röntgenstrahlung nach. Im Laufe der Zeit wurden spezielle Sonnenobservatorien errichtet, die ausschließlich der Beobachtung der Sonne dienen. 1960 wurde die Schwingung der Photosphäre nachgewiesen. Dies war der Beginn der Helioseismologie, die die Eigenschwingungen der Sonne untersucht und daraus den inneren Aufbau sowie Prozesse ableitet. Zur Messung der Sonnenneutrinos wurden riesige unterirdische Detektoren errichtet. Die Diskrepanz zwischen dem theoretischen und tatsächlich gemessenen Neutrinofluss führte seit den 1970ern zum so genannten solaren Neutrinoproblem: Es konnte nur etwa 1/3 der erwarteten Neutrinos detektiert werden. Dies ließ zwei Möglichkeiten zu. Entweder war das Sonnenmodell falsch und der erwartete solare Neutrinofluss wurde überschätzt, oder die Neutrinos können sich auf dem Weg zur Erde in eine andere „Art“ umwandeln (Neutrinooszillation). Erste Hinweise für diese Neutrinooszillation wurden im Jahr 1998 am Super-Kamiokande gefunden und inzwischen allgemein bestätigt.

Erforschung durch Satelliten und Raumsonden

Super-Kamiokande Eine Reihe von Satelliten wurde für die Beobachtung der Sonne in eine Erdumlaufbahn geschickt. Mittels der Satelliten können insbesondere Wellenlängenbereiche untersucht werden (Ultraviolett, Röntgenstrahlung), die sonst von der Erdatmosphäre absorbiert werden. So hatte z.B. die 1973 gestartete Raumstation Skylab unter anderem ein Röntgenteleskop an Bord. Mit Hilfe von Raumsonden versuchte man unter anderem der Sonne näher zu kommen, um die Umgebung der Sonne studieren zu können. Dies war und bleibt aufgrund von sehr hohen Temperaturen und intensiver Strahlung ein technisch sehr schwieriges Unterfangen. So konnten die 1974 und 1976 gestarteten deutsch-amerikanischen Helios-Sonden sich der Sonne nur bis auf 43,5 Millionen Kilometer nähern. Die 1990 gestartete Raumsonde Ulysses verfolgte andere Ziele. Sie sollte die Pole der Sonne studieren, die sowohl von der Erde, als auch von Satelliten und Raumsonden, die sich in der Planetenebene bewegen, nicht sichtbar sind. Dies war nur mit einer Änderung der Bahnebene der Raumsonde um 90° erreichbar. Zu diesem Zweck flog Ulysses zunächst zum Riesenplaneten Jupiter, wo durch ein Swing-By-Manöver die Bahnebene der Sonde geändert wurde. Dadurch konnte Ulysses die Planetenebene verlassen und überflog seitdem bereits zweimal die beiden Pole der Sonne. Mit konventionellen Raketenantrieben, ohne den Vorbeiflug am Jupiter, wäre eine solche Mission nicht möglich gewesen. Swing-By 1995 wurde die größtenteils von Europa gebaute Sonde SOHO in Richtung Sonne gestartet. SOHO befindet sich nun im Lagrangepunkt L1 und beobachtet die Sonne mit zwölf verschiedenen Instrumenten. Sie liefert tägliche Aufnahmen der Sonne und trägt wesentlich der Vorhersage der Sonneneruptionen und Stürme bei. 1998 folgte der Satellit TRACE zur Unterstützung von SOHO. 2001 startete die Genesis-Raumsonde, die kurz darauf eine Position im Lagrangepunkt L1 bezog und dort 2,5 Jahre lang Proben des Sonnenwindes sammelte, die anschließend zur Erde gebracht werden sollten. Dadurch sollte die genaue Isotopenzusammensetzung des Sonnenwindes ermittelt werden. Im September 2004 trat die Kapsel mit den Proben in die Erdatmosphäre ein, schlug jedoch aufgrund eines nicht entfalteten Fallschirms hart auf der Erde auf. Einige der Proben haben den Aufprall dennoch überstanden und werden derzeit von Wissenschaftlern studiert. Für 2013 plant die europäische Raumfahrtbehörde ESA eine Raumsonde namens Solar Orbiter, die sich der Sonne bis auf 45 Sonnenradien (etwa 30 Millionen Kilometer) nähern und dabei Strukturen von 100 km Größe auflösen können soll.

Sichtbare Erscheinungen und Beobachtung der Sonne

Mit Teleskopen kann man Aktivitäten der Sonne in Form von Protuberanzen und Sonnenflecken sichtbar machen. Ebenfalls zu beobachten sind dort heftige Ausbrüche, so genannte Flares, die bereits mit kleinen Instrumenten als hellere und damit heißere Gebiete erkennbar sind. Vorsicht, eine direkte Beobachtung der Sonne mit oder ohne Fernrohr ist gefährlich für die Augen! Flare Die Sonnenbeobachtung geschieht am einfachsten, indem das Okularbild eines Teleskops oder Fernglases auf eine weiße Fläche (z.B. eine Leinwand oder ein Stück Pappe) projiziert wird. Die Abbildung der Sonne kann gefahrlos betrachtet werden. Dieses Verfahren nennt man Okularprojektion. Ebenfalls möglich ist eine Beobachtung mit Hilfe von speziellen Sonnenfiltern, dies sind Folien oder beschichtete Gläser, die vor das Auge gehalten oder vor dem Objektiv angebracht werden. Eine detaillierte Beobachtung ist außerdem mit einem Herschelprisma oder Pentaprisma möglich. Bei allen beschriebenen Beobachtungsverfahren wird das gesamte Spektrum des Sonnenlichts gedämpft, die Sonne wird im „Weißlicht“ beobachtet. Dabei werden Sonnenflecken, Flares und die Granulation sichtbar. Um Protuberanzen zu beobachten, bedarf es besonderer Bauteile oder Teleskope. Bei einem Protuberanzenansatz wird die Sonne mittels eines Scheibchens abgedeckt – es wird sozusagen eine künstliche totale Sonnenfinsternis erzeugt. Die am Sonnenrand aufsteigenden Protuberanzen werden durch einen sog. H-alpha-Filter beobachtet. Dies ist ein besonders schmalbandiger Interferenzfilter, der nur das tiefrote Licht des ionisierten Wasserstoffes durchlässt. Eine Beobachtung der gesamten Sonnenoberfläche in diesem Spektralbereich ermöglichen sog. H-alpha-Teleskope. Damit können Protuberanzen, Filamente, Flecken und Flares beobachtet werden. Diese Teleskope sind in den letzten Jahren sehr preisgünstig geworden und werden von Amateurastronomen zunehmend eingesetzt. Die Korona kann nur bei einer totalen Sonnenfinsternis oder mittels eines speziellen Gerätes, dem Koronographen, beobachtet werden. Mit freiem Auge kann die Sonne lediglich bei dunstigem Himmel kurz nach Sonnenaufgang oder kurz vor Sonnenuntergang betrachtet werden. Die Erdatmosphäre schluckt den größten Teil des Lichts, insbesondere auch der UV-Strahlung. Allerdings verringert die Atmosphäre in Horizontnähe auch stark die Abbildungsqualität und bewirkt eine vertikale Stauchung des Sonnenbildes als Folge der Lichtbrechung. Dass die untergehende Sonne in Horizontnähe größer aussieht, ist hingegen nicht, wie oft vermutet, eine Folge der Refraktion an den Luftschichten, sondern eine optische Täuschung, die von der Wahrnehmungspsychologie unter dem Begriff Mondtäuschung untersucht und erklärt wird.

Entwicklung der Sonne

Die Sonne entstand vor 4,6 Milliarden Jahren durch den gravitativen Kollaps einer interstellaren Gaswolke. Dieser Kollaps, in dessen Verlauf auch die Planeten entstanden, und die anschließende Relaxationsphase war nach etwa 50 Millionen Jahren abgeschlossen. Die anschließende Entwicklungsgeschichte der Sonne führt über ihren jetzigen Zustand zu dem eines Roten Riesen und schließlich über eine instabile Endphase im Alter von etwa 12,5 Milliarden Jahren zu einem Weißen Zwerg, der von einem Planetarischen Nebel umgeben ist. Dieser Ablauf lässt sich heute anhand der Gesetze der Physik und der Kenntnis kernphysikalischer Prozesse aus Laborexperimenten, recht genau im Computer modellieren. Die Kenndaten der einzelnen Phasen sind in der Tabelle angegeben . Der Index Null markiert die heutigen Kenndaten der Sonne, d. h. im Alter von 4,6 Milliarden Jahren.

Protostern

Vor ca. 4,6 Mrd. Jahren zog sich eine riesige Gas- und Staubwolke unter der eigenen Schwerkraft zusammen. Im Zentrum der Wolke wurde die Materie immer dichter zusammen gepresst, wobei Druck und Temperatur immer weiter anstiegen. Zu diesem Zeitpunkt wurden bereits große Energiemengen in Form von Strahlung abgegeben. Dieses Stadium nennt man einen Protostern.

Hauptreihenstern

Die Temperatur und der Druck im Zentrum stiegen so weit an, bis die Kernfusionsprozesse einsetzten. Dadurch wurde ein Strahlungsdruck wirksam, der der Schwerkraft entgegenwirkte. Die weitere Kontraktion wurde aufgehalten, der Stern stabilisierte sich. Die Sonne hatte das Stadium eines sogenannten Hauptreihensterns erreicht. In dieser Phase verweilt sie 11 Milliarden Jahre. In dieser Zeit steigt die Leuchtkraft um das Dreifache von 0,7 L₀ auf 2,2 L₀ und der Radius auf fast das Doppelte von 0,9 R₀ auf 1,6 R₀ an. Im Alter von 5,5 Milliarden Jahren, d. h. in 0,9 Milliarden Jahren ab heute, überschreitet die mittlere Temperatur auf der Erdoberfläche den für höhere Lebewesen kritischen Wert von 30 °C . Eine weitere Milliarde Jahre später werden 100 °C erreicht. Spätestens in Alter von 9,4 Milliarden Jahren versiegt der Wasserstoff im Sonnenzentrum, und die Fusionszone verlagert sich in einen schalenförmigen Bereich um das Zentrum, der sich im Laufe der Zeit weiter nach außen bewegt. Dieser Vorgang führt jedoch vorerst nicht zu einer Veränderung der äußerlich sichtbaren Sonnenparameter. Im Zeitraum von 11 bis 11,7 Milliarden Jahren beginnt eine Kontraktionsphase der ausgebrannten Kernzone aus Helium. Dabei wächst der Sonnenradius auf 2,3 R₀ an. Die Sonne wird rötlicher und beginnt sich von der Hauptreihe im so genannten Hertzsprung-Russell-Diagramm zu entfernen. Bis zu diesem Zeitpunkt beträgt der Massenverlust durch Sonnenwind weniger als ein Promille.

Roter Riese

Hertzsprung-Russell-Diagramm Im Zeitraum von 11,7 bis 12,3 Milliarden Jahren setzt ein dramatisch beschleunigter Anstieg von Leuchtkraft und Radius ein. Durch die Zunahme der Oberfläche strahlt die Sonne noch rötlicher. In der Endphase dieser Entwicklung erreicht die Sonne eine Leuchtkraft von 2.300 L₀ und einen Radius von 166 R₀. Das entspricht etwa dem Radius der Umlaufbahn der Venus. Venus und Merkur werden vernichtet. Von der Erde aus gesehen nimmt die Sonne nun einen großen Teil des Himmels ein, und die Erdkruste wird zu einem einzigen Lava-Ozean aufgeschmolzen. Durch die geringe Gravitation an der Sonnenoberfläche verliert die Sonne in dieser Phase 28 % ihrer Masse durch Sonnenwind. Gegen Ende dieser Phase strömt ein Anteil von bis zu 1,3·10^-7 M₀ pro Jahr als interstellares Gas in den Weltraum, wobei M₀ die Masse der heutigen Sonne bezeichnet. Durch die geringere Sonnenmasse sinkt auch die Anziehungskraft auf die Planeten, so dass deren Bahnradien um jeweils 38 % zunehmen. Da die Kernzone der Sonne keine Energie mehr produziert, gibt sie der Gravitation weiter nach und kontrahiert, bis schließlich die Dichte ungefähr auf das 10.000fache des heutigen Wertes angestiegen ist.

Helium-Blitz und -Brennphase

Durch die Kontraktion der Zentralregion steigt dort die Temperatur schließlich auf 10⁸ K. Bei diesem Wert setzt die Fusion von Helium zu Kohlenstoff ein. Aufgrund der extremen Dichte von der Größenordung 10⁶ g/cm³ im Zentrum und der damit verbundenen Neutrino-Kühlung, zündet die Fusionsreaktion zunächst innerhalb einer heißeren kugelschalenförmigen Zone um das Zentrum. Gewöhnlich würde die dabei freiwerdende Energie zu einer Expansion des Kerns führen, die die Temperatur stabilisiert. Die Kernzone befindet sich jedoch in einem besonderen quantenmechanischen Entartungszustand, was zur Folge hat, dass die Energie zunächst in die Auflösung der Entartung investiert wird. Daher ist zunächst kein stabiler Zustand möglich, so dass die Heliumfusion in Form einer gigantischen Explosion einsetzt, die als Helium-Blitz (helium flash) bezeichnet wird. Dabei steigt für mehrere Sekunden die Sonnenleistung auf 10¹⁰ L₀. Das entspricht etwa 10 % der Leuchtkraft der gesamten Milchstraße. Erst nach einem Umsatz von 3 % des Heliumreservoirs setzt eine Expansion ein und stoppt diese Leistungsexkursion. Diese Explosion findet nur im Zentralbereich statt und ist äußerlich zunächst nicht bemerkbar. Sie drängt jedoch die Wasserstofffusionszone weiter nach außen, deren Temperatur daher abnimmt und damit auch der Energieumsatz. Paradoxerweise sinkt damit als äußerliche Folge des Helium-Blitzes innerhalb der nächsten 10.000 Jahre die Leuchtkraft ab und zwar um fast einen Faktor 100. Es folgt eine Phase von 1 Million Jahren, in denen die Sonnenparameter oszillieren bis sich ein stabiler Zustand der Heliumfusion im Zentrum einstellt, der anschließend 110 Millionen Jahre anhält. Gleichzeitig brennt auch die schalenförmige Wasserstofffusionszone weiter außen weiter. In dieser Zeit bleibt die Leuchtkraft nahezu konstant bei 44 L₀ und der Radius bei 10 R₀.

Heliumschalen-Brennen

Danach ist auch das Helium im Sonnenzentrum verbraucht und es beginnt eine Phase des Heliumschalen-Brennens, die 20 Millionen Jahre andauert. Damit existieren nun zwei ineinander geschachtelte schalenförmige Fusionszonen. Im Zentrum sammelt sich Kohlenstoff und kontrahiert gravitativ. Damit ist ein erneuter enormer Anstieg der Leuchtkraft auf 2.000 L₀ und eine Zunahme des Radius auf 130 R₀ verbunden. Gegen Ende verliert die Sonne dabei einen Massenanteil von 0,1 M₀. In den letzten 500.000 Jahren dieser Phase erwartet man in Zusammenhang mit der Wechselwirkung zwischen dem kontrahierenden Kern und der Heliumfusionszone weitere instabile Situationen, bei denen kurzzeitige Leistungsexkursionen durch Heliumfusion mit etwa 10⁶ L₀ eintreten können. Ein wahrscheinliches Szenarium wären beispielsweise vier solcher Helium-Blitze im Abstand von etwa 100.000 Jahren. Als Folge jedes dieser Helium-Blitze und der damit verbundenen Expansion der Wasserstoffschale kann die Fusion dort in den folgenden 200 Jahren vorübergehend völlig zum Stillstand kommen. Die äußerliche Folge eines Helium-Blitzes wäre daher wiederum zunächst eine Abnahme der Leuchtkraft. Nach 400 Jahren erreicht die Energie des Helium-Blitzes die Oberfläche. Leuchtkraft und Radius steigen an und relaxieren in den folgenden 10.000 Jahren wieder. Dabei werden Variationen der Leuchtkraft zwischen 500 L₀ und 5.000 L₀ erwartet sowie Radiusvariationen zwischen 50 R₀ und 200 R₀. In den Phasen maximaler Ausdehnung reicht die Sonnenoberfläche bis an die heutige Erdbahn heran. Nur durch die Zunahme des Erdbahndurchmessers entkommt die Erde der völligen Vernichtung. Gleichzeitig stößt die Sonne in diesen Phasen insgesamt eine Masse von weiteren 0,05 M₀ ab.

Weißer Zwerg und Planetarischer Nebel

Durch die erwähnten Massenverluste verliert die Sonne die gesamte äußere Hülle einschließlich der Wasserstoff- und Heliumfusionszone. Etwa 100.000 Jahre nach dem letzten Helium-Blitz wird daher der heiße innere Kern freigelegt, der im Wesentlichen aus hochverdichtetem Kohlenstoff und Sauerstoff besteht. Sein Radius beträgt nur noch 0,08 R₀, dafür aber seine Oberflächentemperatur 120.000 K. Seine Leuchtkraft beträgt anfänglich 3.500 L₀. Aufgrund der hohen Temperatur enthält diese Strahlung einen enormen Anteil von ultravioletter Strahlung, welche die abgestoßene Gaswolke der Sonne nun zum Leuchten anregt. Da die Geschwindigkeit des Sonnenwindes ständig zunimmt, werden die früher ausgestoßenen Gase durch die späteren eingeholt und oft zu einer kugelförmigen Gasschale komprimiert. Für einen außen stehenden Beobachter erscheinen die leuchtenden Gase in diesem Fall als Ring, der als Planetarischer Nebel bezeichnet wird. Durch das Verflüchtigen des Gases erlischt diese Erscheinung nach einigen 10.000 Jahren wieder, und im Zentrum bleibt der strahlende Rest der Sonne, den man als Weißen Zwerg bezeichnet. Er hat nur etwa die Größe der Erde, aber eine Masse von 0,55 M₀. Seine Dichte beträgt daher etwa eine Tonne pro Kubikzentimeter. Er besitzt keine innere Energiequelle, so dass seine Abstrahlung zu einem Wärmeverlust führt. Nach einer vergleichsweise raschen Abkühlung im Anfangsstadium durch die extreme Leuchtkraft sinkt die Oberflächentemperatur auf Werte, bei denen eine Strahlung aufgrund der deutlich niedrigeren Leuchtkraft über mehrere dutzend Milliarden Jahre möglich ist, bevor die Sonne als Schwarzer Zwerg im optischen Spektralbereich gänzlich erlischt.

Siehe auch

- Astronomie
- Kosmologie
- Sonnenforschung

Literatur

- Kenneth R. Lang: Die Sonne - Stern unserer Erde, Springer- Verlag Berlin, Heidelberg, New York, 1996, ISBN 3-540-59437
- Rudolf Kippenhahn: Der Stern von dem wir leben, DVA, 1990, ISBN 3-421-02755-2
- Helmut Scheffler, Hans Elsässer: Physik der Sterne und der Sonne, BI Mannheim, 1990, ISBN 3-411-14172-7
- I.-J. Sackmann et al: Our Sun. III. Present and Future, Astrophysical Journal, 418, S. 457–468, Nov. 1993 [http://adsabs.harvard.edu/cgi-bin/nph-bib_query?bibcode=1993ApJ...418..457S Online-Version]
- C. Bounama, W. v. Bloh, S. Franck: Das Ende des Raumschiffs Erde, Spektrum der Wissenschaft, Oktober 2004, S. 52–59
- Wolfgang Mattig, Die Sonne, Beck'sche Reihe Bd.2001, ISBN 3-406-39001-3
- Wolfgang Mattig, Artikel in [http://www.sonneonline.org SONNE 103]

Weblinks

- [http://www.extrasolar-planets.com/astronomie/sonne.php extrasolar-planets.com - Sonne] (dt.)
- [http://www.raumfahrer.net/astronomie/sonnensystem/sonne.shtml Raumfahrer.net: Die Sonne]
- [http://photojournal.jpl.nasa.gov/target/Sun Bilder von der Sonne]
- [http://www.baschelden-network.de/ass/Sol/ „Cinema del Sol“: animierte Protuberanzen und Sonnenflecken]
- [http://www.sonnenbeobachtung.de Informationen zur Sonnenbeobachtung mit Bildergalerie]

Videos

- Real Video (Aus der Fernsehsendung Alpha Centauri):
- [http://www.br-online.de/cgi-bin/ravi?v=alpha/centauri/v/&f=990704.rm Woher hat die Sonne ihre Energie?]
- [http://www.br-online.de/cgi-bin/ravi?v=alpha/centauri/v/&g2=1&f=040929.rm Ist die Sonne etwas Besonderes?]
- [http://www.br-online.de/cgi-bin/ravi?v=alpha/centauri/v/&g2=1&f=031112.rm Steuert die Sonne unser Wetter?]
- [http://www.br-online.de/cgi-bin/ravi?v=alpha/centauri/v/&g2=1&f=030709.rm Krümmt die Sonne den Raum?]
- [http://www.br-online.de/cgi-bin/ravi?v=alpha/centauri/v/&f=990718.rm Was sind Sonnenflecken und Sonnenstürme?] Kategorie:Sonne Kategorie:Individueller Stern erster Größe und heller ja:太陽 ko:태양 ms:Matahari simple:Sun th:ดวงอาทิตย์ zh-min-nan:Ji̍t-thâu

Bahnneigung

Die Bahnneigung oder Inklination eines Himmelskörpers ist der Winkel zwischen seiner Bahnebene und einer Referenzebene. Für letztere wird im Sonnensystem meist die Ebene der Erdbahn (Ekliptik) gewählt, von der die Umlaufbahnen der großen Planeten und des Mondes nur um einige Grad abweichen. Für Erdsatelliten wählt man als Referenz die mittlere Äquatorebene der Erde, ebenso auch für die Bahnbewegung von Doppelsternen. Sie wird bei letzteren meist als Positionswinkel der großen Bahnachse relativ zum "Himmelskoordinatensystem" (RA, δ) angegeben. Die Bahnneigung ist eines der sechs Bahnelemente der klassischen Bahnbestimmung und wird fast immer mit i (für Inklination) bezeichnet. Im Falle von Keplerbahnen (nur zwei Himmelskörper im Vakuum) ist sie konstant und die Bahnebene bleibt in ihrer Ausrichtung unter den Fixsternen stabil. Bei gravitativen Störungen durch "dritte Körper" erleidet die Bahnneigung kleine, teilweise periodische Änderungen. Siehe auch: Astrometrie, Bahnstörungen, Himmelsmechanik, Satellitengeodäsie, Zwei- und Dreikörperproblem. Kategorie:Himmelsmechanik als:Bahnneigung

Große Halbachse

Die große Halbachse ist der längere der beiden Scheitelabstände vom Mittelpunkt einer Ellipse (eine Hälfte der sog. "Hauptachse", also des größten Ellipsendurchmessers). Entsprechend wird der kürzere - der genau im Winkel von 90° dazu steht - "kleine Halbachse" genannt (eine Hälfte der sog. "Nebenachse", also des kleinsten Ellipsendurchmessers). Die Haupt- und die Nebenachse (welche manchmal auch gemeinsam als die "Hauptachsen" der Ellipse bezeichnet werden) haben u.a. die Eigenschaft, konjugierte Durchmesser zu sein. Diese Eigenschaft bleibt auch bei "schräger" Betrachtungsweise der Ellipse erhalten, was zur geometrischen Konstruktion von anderen konjugierten Durchmessern genutzt werden kann. Für den Spezialfall, dass kleine und große Halbachse gleich lang sind, wird die Ellipse zum Kreis. Ferner erscheint jede Ellipse als Kreis, wenn man sie unter einem bestimmten schrägen Winkel aus der Richtung ihrer großen Achse betrachtet. In der Astronomie ist die große Halbachse eines der 6 sogenannten Bahnelemente und wird meistens mit a bezeichnet. Sie charakterisiert - zusammen mit der Exzentrizität - die Form von elliptischen Umlaufbahnen verschiedener Himmelskörper. Solche Körper sind in erster Linie die Planeten und ihre Monde, künstliche Erdsatelliten, die Kleinplaneten (Asteroiden) und tausende Doppelsterne. Nach dem dritten Gesetz von Kepler ist die Umlaufzeit U einer Ellipsenbahn mit a gekoppelt (a³ / U² = const). Die Konstante hängt mit der Masse des Zentralkörpers zusammen - im Planetensystem also mit der Sonnenmasse. In der Geodäsie sind die Achsen der sog. Fehlerellipsen ein wichtiges Darstellungsmittel der mittleren bzw. maximalen/minimalen Punktfehler. Bei der Ausgleichung von geodätischen Netzen lässt sich die Genauigkeit, mit der die einzelnen Vermessungspunkte des Netzes bestimmt sind, als Fehlerellipse darstellen.

Literatur

[1] Groten, Erwin: Zur Definition des mittleren Punktfehlers; in: Zeitschrift für Vermessungswesen (ZfV); 11/1969; S. 455-457. Siehe auch: Mathematik, Himmelsmechanik, Keplersche Gesetze Kategorie:Geometrie Kategorie:Himmelsmechanik

Satellit

Geosynchrone Umlaufbahn

Formeln

Um einen Körper der Masse m mit der Winkelgeschwindigkeit ω auf einer Kreisbahn mit dem Radius r zu halten, ist eine Zentripetalkraft der Stärke :

F_1 = m \omega^2 r

F_2 = \frac

F_1 = F_2

Es ergibt sich durch einsetzen: :

m \omega^2 r = \frac

Auflösen nach r ergibt :

r = \sqrt[3]

Die Kreisfrequenz ω ergibt sich aus der Umdrehungsdauer t als :

\omega = \frac

Einsetzen in die Formel für r ergibt :

r = \sqrt[3]

h = \sqrt[3] - R_P

h = \sqrt[3] - (R_P+R_M)

wobei R_M den Radius des Mondes bezeichnet.

Berechnung

Aus :

\begin
G = 6674\cdot10^\;\mathrm
\\
\pi = 31416
\end

ergibt sich :

\frac = 1691\cdot10^\;\mathrm

Die Formel lautet also :

r = \sqrt[3]

oder :

r = 1191\cdot10^\ 
\sqrt[3]

Für die Erde mit der Erdmasse M = 5,9736 · 10²⁴ kg und der Rotationsdauer 23 Stunden, 56 Minuten, 4,09 Sekunden = (23
- 60 + 56)
- 60 + 4,09 Sekunden = 86164,09 Sekunden gilt: :

r = 1191 \cdot 10^\ 
\sqrt[3]

= 42157000\ \mathrm

= 42157\ \mathrm

vom Erdmittelpunkt. Abzüglich des Erdradiuses r=6371 km also h=35786 km von der Erdoberfläche entfernt.

Siehe auch

- Orbit (Himmelsmechanik)
- Weltraumlift Kategorie:Raumfahrtphysik

Exzentrizität (Mathematik)

Die numerische Exzentrizität ist ein Maß für die Abweichung eines Kegelschnittes von der Kreisform. Die Exzentrizität eines Kreises ist 0, einer Ellipse zwischen 0 und 1, einer Parabel 1 und einer Hyperbel größer als 1. Die Formel zur Berechnung der numerischen Exzentrizität ist: :

\varepsilon = \frac

Am Beispiel der Ellipse ergibt sich: :

\varepsilon = \frac

Im Zähler steht e, die lineare Exzentrizität der Ellipse: :

e = \sqrt

wobei a und b für die große und kleine Halbachse einer Ellipse stehen. Ellipse mit Beschriftung und Brennlinien Die numerische Exzentrizität dient in der Astronomie der Beschreibung eines Orbits in Form einer Keplerbahn. Im geozentrischen Weltbild wurde der Begriff benutzt, um Kreisbahnen zu beschreiben, in deren Mittelpunkt nicht die Erde steht. Unter den Planeten unseres Sonnensystems hat die Venus mit 0,0067 die geringste Exzentrität und der Pluto mit 0,2444 die größte. Die Werte für die anderen Planeten, unter anderem auch für deren mittlere Entfernung zur Sonne, können in der Tabelle der Planetendaten nachgelesen werden. Ihre Exzentrizität wird durch folgende Gleichung berechnet:

Exzentrizit\ddot at = \frac

Die Werte für Aphel und Perihel können dem Artikel Apsis (Astronomie) entnommen werden. Siehe auch: Ellipse, Keplersche Gesetze, Bahnelemente Kategorie:Geometrie als:Exzentrizität (Mathematik)

Strahlungsdruck

In der Elektrotechnik ist der Strahlungsdruck ein Impuls, der durch Absorption einer elektromagnetischen Welle an einer Fläche entsteht. Eine elektromagnetische Welle enthält neben Energie auch Impuls. Dieser wird mit der Welle transportiert. Der Impuls einer ebenen Welle liegt in der Ausbreitungsrichtung und wird auch in dieser Richtung transportiert. Bei der Absorption einer elektromagnetischen Welle wird ihr Impuls auf die absorbierende Fläche übertragen (Impulserhaltungssatz). Bei vollständiger Reflexion wird der doppelte Impuls übertragen, da der Impuls der Welle durch die Reflexion sein Vorzeichen wechselt. Diese Erscheinung ist als Strahlungsdruck experimentell nachgewiesen. In der Astrophysik ist der Strahlungsdruck eine Druckkraft, die durch Kernfusionsprozesse im Innern eines Sterns freigesetzt wird.
Der Strahlungsdruck ist der Gravitationskraft entgegen gerichtet und bewirkt die Stabilisierung des Sterns. Siehe auch: Komet, Poynting-Robertson-Effekt Kategorie:Elektrodynamik

Solarpanel

Ein Solarmodul ist eine Anwendung der Fotovoltaik und wandelt Strahlungsenergie in elektrische Energie um. Als wichtigste Bauelemente enthält es mehrere Solarzellen. Das Solarmodul wird durch seine elektrischen Anschlusswerte charakterisiert. Diese hängen von der Verschaltung der Solarzellen innerhalb des Moduls ab. Das Solarmodul wird einzeln oder zu Gruppen verschaltet in einer Fotovoltaikanlage betrieben. Um den vielfältigen Anforderungen bei der Erstellung einer solchen Anlage für solar erzeugten Strom gerecht zu werden, werden die Solarzellen in einem Verbund aus mehreren Materialien und Bauteilen eingebettet. Dieser Verbund erfüllt folgende Zwecke:
- Erzeugung von elektrischer Energie
- praxisgerechte elektrische Anschlussmöglichkeit
- Schutz der spröden Solarzelle vor mechanischen Einflüssen
- Schutz vor Witterungseinflüssen
- Berührungsschutz der elektrisch leitenden Bauteile
- einfache Handhabungs- und Befestigungsmöglichkeit Es gibt verschiedene Bauformen von Solarmodulen mit verschiedenen Arten von Solarzellen. Im folgenden wird anhand des weltweit am häufigsten eingesetzten Modultyps der Aufbau erklärt. Verbund

Aufbau eines typischen Solarmoduls

- Die Vorderseite ist eine Glasscheibe (meist so genanntes ESG (Einscheiben-Sicherheits-Glas)).
- Darauf folgt eine transparente Kunststoffschicht (Ethylen-Vinylacetat, EVA), in der die Solarzellen eingebettet sind,
- mono- oder polykristalline Solarzellen, die, verbunden durch Lötbändchen, elektrisch miteinander verschaltet sind,
- Rückseitenkaschierung mit einer witterungsfesten Kunststoffverbundfolie aus Polyvinylfluorid (Tedlar) und Polyester,
- Anschlussdose mit Freilaufdiode (auch Bypassdiode genannt, Erläuterung siehe unten) und elektrischer Anschlussmöglichkeit,
- Aluminiumprofil-Rahmen zum Schutz der Glasscheibe bei Transport, Handling und Montage, für einfache Befestigungsmöglichkeiten durch standardisierte Befestigungssysteme, Versteifung des Verbundes.

Herstellung eines Solarmoduls

Die Fertigung eines Solarmoduls erfolgt weitgehend mit der optisch aktiven Seite nach unten. Als erstes wird ein entsprechendes Glas gereinigt und bereitgelegt. Auf dieses kommt dann eine zugeschnittene Bahn EVA-Folie. Die Solarzellen werden mittels Lötbändchen zu einzelnen Strängen (sogenannte Strings)verbunden und auf der Scheibe mit der EVA-Folie exakt positioniert. Nun werden die Querverbinder, die die einzelnen Stränge miteinander verbinden und zum Ort der Anschlussdose führen, positioniert und verlötet. Danach wird alles nacheinander mit einer zugeschnittenen EVA-Folie und einer Tedlarfolie bedeckt. Als nächster Produktionsschritt erfolgt das Laminieren des Moduls bei einem Unterdruck und ca. 150 °C. Beim Laminieren bildet sich aus der bis dahin milchigen EVA-Folie eine klare, dreidimensional vernetzte und nicht mehr aufschmelzbare Kunststoffschicht, in der die Zellen nun eingebettet sind und die fest mit der Glasscheibe und der Rückseitenfolie verbunden ist. Nach dem Laminieren werden die Kanten gesäumt, die Anschlussdose wird gesetzt und mit den Freilaufdioden bestückt. Nun wird das Modul noch gerahmt, vermessen und nach seinen elektrischen Werten klassifiziert und abschließend verpackt.

Technische Merkmale

Die Daten eines Solarmoduls werden genauso wie die Daten einer Solarzelle für standardisierte Testbedingungen angegeben (siehe dort). Laminieren Gebräuchliche Abkürzungen für die Bezeichnungen sind:
- SC: Short Circuit - Kurzschluss
- OC: Open Circuit - Leerlauf
- MPP: Maximum Power Point - Betriebspunkt maximaler Leistung Die Kennwerte eines Solarmoduls sind:
- Leerlaufspannung

U_

- Kurzschlussstrom

I_

- Spannung im bestmöglichen Betriebspunkt

U_

- Strom im bestmöglichen Betriebspunkt

I_

- Leistung im bestmöglichen Betriebspunkt

P_

- Füllfaktor

FF

- Koeffizient für die Leistungsänderung mit der Zelltemperatur
- Modulwirkungsgrad

\eta

Da eindringende Feuchtigkeit durch Korrosionserscheinungen die Lebensdauer eines Moduls stark verkürzen kann und zudem evtl. einen elektrisch leitenden Kontakt mit den stromdurchflossenen Bauteilen des Solarmoduls ermöglicht, sind ausreichende Randabstände äußerst wichtig.

Die Freilauf- oder Bypass-Diode

Werden mehrere Module in Reihe betrieben, so muss parallel zu jedem Modul eine Diode geschaltet werden. Maximaler Strom und Spannung der Diode entsprechen den Strom- und Spannungswerten eines Moduls, gängige Gleichrichterdioden mit 3 Ampere / 100 Volt sind geeignet. Die Freilaufdiode ist so an den Anschlussklemmen jedes Moduls geschaltet, dass sie im normalen Betriebszustand (Modul liefert Strom) in Sperrrichtung gepolt ist (Kathode = mit Ring markierte Seite der Diode an Pluspol des Moduls). Wenn das Modul durch Verschattung oder durch einen Defekt keinen Strom liefert, würde sich die Spannung an den Klemmen umpolen und das Modul beschädigen, zumindest jedoch die Leistung der in Reihe geschalteten Module einer Kette verringern. Durch die Freilaufdiode wird die Verpolung verhindert.

Weitere Arten von Solarmodulen

- laminierte Glas-Glas-Module
- Glas-Glas-Module in Gießharztechnik
- Dünnschicht-Module (CdTe, CIS, a-Si)
- Fluoreszenz-Kollektor
Dieser stellt eine besondere Nutzung von Solarzellen dar. Hier wird die einfallende Strahlung in einer Kunststoffplatte eingefangen. Der Kunststoff ist mit fluoreszierenden Farbstoffen dotiert. Die Solarstrahlung wird vom Farbstoff absorbiert und regt diesen zum Leuchten an. Die dabei emittierte, langwelligere Strahlung verlässt die Platte hauptsächlich an einer Stirnseite, an allen anderen Seiten wird sie durch Totalreflexion oder Spiegelung weitestgehend im Material gehalten. Die entsprechende Stirnseite wird mit Solarzellen bestückt, die optimal auf die durch den Farbstoff emittierte Wellenlänge abgestimmt werden können. Durch das Stapeln mehrerer verschiedener Kunststoffplatten, die jeweils auf einen anderen Wellenlängenbereich optimiert werden, kann der Wirkungsgrad erhöht werden.

Recycling

Trotz einer Lebensdauer der Solarmodule von 20-30 Jahren fallen schon jetzt (2004) mehrere hundert Tonnen Elektroschrott jährlich an. Die weltweit einzige Versuchsanlage zum Recycling von kristallinen Siliziumsolarzellen steht in Freiberg. Dort werden bei Temperaturen um 600°C die im Modul enthaltenen Kunststoffe verbrannt und zurück bleiben Glas, Metall, Füllstoffe und die Solarzelle. Diese kann unter leichten Materialverlusten zu einer neuwertigen Solarzelle werden.

Siehe auch

Modul, Solarstrom, SolarWorld AG Kategorie:Solarenergie Kategorie:Umwelttechnik Kategorie:Elektrische Energie

Große Halbachse

Literatur

Kategorie:Raumfahrtphysik

Raumfahrtphysik

Sittingbourne railway station

Sittingbourne railway station is on the Chatham Main Line and the Sheerness Line in north Kent. Train services are provided by South Eastern Trains. The typical off-peak service from the station is:
- 4tph (trains per hour) to London Victoria via the Medway Towns and Bromley South
- 4tph to Faversham, of which two terminate at Faversham and two split there, one portion continuing to Dover Priory via Canterbury East and the other to Ramsgate via Margate
- 2tph to Sheerness-on-Sea

External links

Category:Transport in Kent

Barcellona hotel tablice hotels Amsterdam hotel a Venezia Odszkodowanie

:: RELATED NEWS ::

Gmina Vimmerby
Gmina Vimmerby (szw. Vimmerby kommun) to jedna z 290 szwedzkich gmin. Gmina położona jest w regionie Kalmar, jej siedzibą jest Vimmerby. Pod względem zaludnienia Vimmerby jest 140. gminą w Szwecji. Zamieszkuje ją 15 596 osób, z czego 49,83% to kobiety (7 772) i 50,17% to mężczyźni (7 824). W gminie zameldowanych jest 477 cudzoziemców. Na każdy kilometr kwadratowy

Historia:

W roku