Die sonne - -

Die Sonne besitzt eine Struktur und Eigenschaften; sie bestimmen die Art der Energie, die die Sonne in den Raum abstrahlt. Die Sonne ist eine Kugel von äußerst heißer gasförmiger Materie mit einem
Durchmesser von 1,39 x 10hoch6 km (1390000 km), und ist im Durchschnitt 1,5 x 10hoch8 km (150000000 km) von der Erde entfernt. Von der Erde sieht man, daß sich die Sonne ungefähr einmal alle vier Wochen um ihre Achse dreht. Jedoch rotiert sie nicht wie ein fester Körper; der Äquator benötigt ungefähr 27 Tage und die Polarregionen ungefähr 30 Tage für jede Umdrehung. Die Oberfläche weist eine wirksame Temperatur von 5762 K (Kelvin) auf. Die Temperatur im Bereich der Kernregion wird unterschiedlich auf 8 x 10hoch6 (8000000) K bis 40 x 10hoch6 (40000000) K geschätzt und die Dichte auf ungefähr das 80- bis 100-fache von der des Wassers. Die Sonne ist in der Tat ein kontinuierlich arbeitender Fusionsreaktor, dessen \"Kesselwanderung\" aus Gasen bestehen, die durch Gravitationskräfte zusammengehalten werden. Man vermutet, daß mehrere Fusionsreaktionen die Strahlungsenergie der Sonne liefern, die wichtigste davon ist ein Prozeß, in welchem Wasserstoff (d.h. 4 Protonen) verschmilzt, um Helium (d.h. einen Heliumkern) zu bilden; die Masse des Heliumkerns ist geringer als die der vier Protonen. In der Reaktion wird also Masse verloren und in Energie umgewandelt. Bei der Kernfusion auf und in der Sonne werden in jeder Sekunde ca. 650 Millionen Tonnen Wasserstoff in ca. 646 Millionen Tonnen Helium umgewandelt. Die Differenz wird als Strahlungsenergie in den Weltraum gesandt(Materie wird in Energie gewandelt). Die Erde empfängt entsprechend der Entfernung nur den 2000 milliardsten Teil auf. Die Sonne verliert durch dieses \"Atomfeuer\" in 1,5 Milliarden Jahren nur etwa 1 Prozent ihrer gegenwärtigen Masse. Astrophysiker schätzen das Alter der Sonne auf etwa 10 Milliarden Jahre, in dieser Zeit hat sie etwa 6 Prozent ihrer anfänglichen Masse verloren. Die Sonne strahlt der sich drehenden Erdkugel ständig 175 Milliarden Megawatt (MW) zu. In jeder Stunde empfängt die Erdkugel und die sie umgebenen Atmosphäre also 175 Milliarden Megawattstunden oder 175000 Milliarden Kilowattstunden. Diese Energie wird im Inneren der Sonnenkugel bei Temperaturen von vielen Millionen Grad erzeugt. Sie muß hinaus an die Oberfläche transportiert und dann in den Weltraum abgestrahlt werden. Es muß daher eine Folge von Strahlungs- und Konvektionsvorgängen, also Luftmassentransportsvorgänge, auftreten, wobei Emission, Absorption und Wiederabstrahlung sich abwechseln. Die Wellenlänge der Strahlung aus dem Sonnenkern befindet sich im Spektralbereich der Röntgen- und Gammastrahlen. Die Wellenlänge der emittierten Strahlung nimmt in dem Maße zu, wie die Temperatur mit größer werdenden Radialentfernungen abfällt. Man vermutet, daß 90 % der Energie im Bereich zwischen 0 und 0,23 R (R = Radius der Sonne) erzeugt wird; darin sind 40 % der Sonnenmasse enthalten. Auf einer Entfernung von 0,7 R vom Sonnenzentrum hat die Temperatur auf ungefähr 130000 Celvin abgenommen und die Dichte auf 0,07 g/cm³. Hier beginnen die Konvektionsvorgänge bedeutend zu werden. Die Zone von 0,7 bis 1,0 R wird Konvektionszone genannt. Innerhalb dieser Zone fällt die Temperatur auf ungefähr 5000 K und die Dichte auf ungefähr 10 hochminusacht g/cm³ ab.
Die Sonne strahlt Energie in Form von Strahlung in den Raum, welche auf verschiedene Weise auf dem Erdboden auftreffen.

Direkte Strahlung (direkte Sonnenstrahlung) S, das ist die Strahlung, die, von der Sonne kommend, ohne Richtungsänderung empfangen wird.

Diffuse Strahlung (Himmelsstrahlung) H, das ist die Strahlung, die von der Sonne kommend empfangen wird, nachdem die Richtung durch Reflexion und Streuung in der Atmosphäre verändert worden ist.

Weitere grundlegende Arten von Strahlung, die beim thermischen Ablauf solartechnischer Prozesse von Bedeutung sind. Kurzwellige Strahlung wird durch gerade Pfeile versinnbildlicht, langwellige durch gewellte Pfeile:


Strahlungsflüsse sind wichtig in Verbindung mit dem thermischen Verhalten solartechnischer Anlagen. Für diese Zwecke betrachtet man die Strahlung in zwei Wellenlängenbereichen:


1. Sonnen- oder kurzwellige Strahlung

Das ist Strahlung, die von der Sonne stammt; sie liegt im Wellenlängenbereich von 0,3 bis 3,0 m, und ihre Strahlungsquelle weist eine Temperatur von ungefähr 6000 K auf.


2. Langwellige Strahlung

Das ist Strahlung, die von Strahlungsquellen stammt, deren Temperatur nahe der gewöhnlichen Umgebungstemperatur liegt und die daher im wesentlichen Wellenlänge mit  > 3 m aufweist.