3. T o t a l e S o n n e n f in s t e r n i s am 22. September, bei uns sichtba r. Sichtbarkeitsgebiet: Küste von Labrador, nördlicher Teil des Atlantischen Ozeans, Europa mit Ausnahme des größten Teils der Pyrenäen-Halbinsel, Nordost afrika, nördlicher Teil des Indisdien Ozeans, Asien ohne die östlich gelegenen Fes tlandgebiete, Halbinseln und Inseln, Arktis. Anfang der Finsternis . . . . . . . Anfang der zentralen Verfinsterung . Ende der zentralen Verfinsterung . . Ende der Finsternis . . . . . . . . 22. September, 10 Uhr 7 Minuten MIEZ 22. September, 11 Uhr 44 Minuten 22. September, 12 Uhr 53 Minuten 22. September, 14 Uhr 30 Mi).1uten Diese Zeitangaben beziehen sich auf die Erde als Ganzes. Im Sichtbarkeits gebiet der Finsternis können im allgemeinen drei Hauptphasen beobachtet werden: Anfang, größte Phase und Ende der Finsternis. Dabei ist der Zeitpunkt, z u dem jede dieser Phasen an einem bestimmten Erdort eintritt, von! Ort z u Ort verschieden. 4. Totale Mondes finstern i s am 6. Oktober, bei uns nicht sichtba r. Sichtbarkeitsgebiet für den Anfang: Nordamerika, westliche Hälfte von Südamerika, Pazifischer Ozean, größter Teil von Australien, Neuseeland, nordöstlicher Teil von Asien, Arktische Gebiete. Sichtbarkeitsgebiet für das Ende: nordwestlicher Teil von Nordamerika, Pazifischer Ozean ohne den südöstlichen Teil, Australien, Neuseeland, größte r Teil des Indischen Ozeans, Asien mit Ausnahme des westlichen Teils, Arktische Gebiete. JAHRESREGENT i s t d i e. S o n n e. Die Sonne ist der Zentralkörper des Sonnensystems. Sie ist eine strahlende Gaskugel, die uns als leuchtende Scheibe erscheint und scharf begrenzt ist. Durch die Massenanziehung der Sonne werden die übrigen Körper des Sonnensystems, also auch die Erde, auf ihren Ellipsenbahnen um das Zentralgestirn gehalten. Nicht nur durch ihre Massenanziehung, sondern auch durch ihre Strahlung, wirkt die Sonne in vielfältiger Weise auf die ird ischen Vorgänge ein, und ermöglicht so als Licht- und Wärmespender das Lebe n auf unserer Erde. Die Eintfernung der Sonne VOIIJ der Erde ist im Mittel 149 Millionen Kilometer und wird als Astronomische Einheit bezeichnet. Ihre Masse wur de zu 333 .000 Erdmassen berechnet. Sie ist etwa 750mal größer als die Masse aller anderen Körper des Sonnensystems zusammen. Unsere Sonne gleicht in ihrem Aufbau und ihrer Strahlung den Fixsternen und ist einer der etwa 100 Milliarden Sterne des Milchstraßensystems. Die Sonne führt zwei Bewegungen aus, eine scheinbare, die dadurch entsteh t, daß sich die Erde um ihre Achse dreht und um die Sonne läuft, und eine wahre Bewegung im Milchstraßensystem. Die Sonnenkugel selbst rotiert auch, sie dreht sich um ei,ne durch ihre Po le gehende Achse. Senkrecht zu dieser Achse steht die Ebene des Sonnenäqu ators, die gegen die Ebene der Erdbahn um etwa 7, Grad geneigt ist. Einiges über den Aufbau unserer Sonne: sie ist so wie die anderen Fi xsterne eine Gaskugel. Temperatur, Druck und Dichte der Gase steigen nac h dem Zentrum hin an. Dort beträgt die Temperatur 15 bis 20 Mil1. Grade. Die• s tändig von der Sonne ausgestrahlte Energie wird vor alleni in der Nähe des Zen trums erzeugt. Es laufen dort Kernprozesse ab, die man als Kernfusionen bezei chnet, durch die Masse in Energie umgewandelt wird. Der Masseverlust, den die Sonne durch die Ausstrahlung erleidet, beträgt rund 4 Milliarden kg pro Sek unde. Dadurch verliert die Sonne aber nur in 10 Milliarden Jahren 0,07 °/o ihrer Masse . Die äußeren, weniger dichten Schichten der Sonne sind im Gegensatz zum Sonneninneren mit besonderen Hilfsmitteln direkt beobachtbar. Als So nnenatmosphäre werden die Photosphäre und die Chromosphäre bezeichnet , wozu im weiteren Sinne auch noch die Sonnenkorona hinzukommt. 4
RkJQdWJsaXNoZXIy MjQ4MjI2