den Sonnenkern zusammengepreßt zu werden. Diese gewa lti ge Energie entsteht durch ctie ständig vor sich gehende Umwandlung von Materie, durch die Fusion von Wasserstoffa tomen zu Heliumatomen. (Auf unserer Erde versucht man einen ähnlichen Prozeß in der ge fürchteten H-Bombe, der Wasserstoffbombe.) Die Explosion auf der Sonne wird gebremst durch Billiarden von Kubikkilometern elas tischer ,Gase, die den . Sonnenkern umgeben . Die Sonne führt zwei Bewegungen aus, eine scheinbare, die dadurch entsteht, daß sich die Erde um ihre Achse dreht und um die Sonne läuft, und eine wahre Bewegung im Milchstraßensystem. Die Sonnenkugel rotiert aber auch sel bst um ei ne 'durch ihre Pole gehende imaginä re Achse. Senkrech·t zu dieser Achse steht die Ebene des Sonnenäqua tors, die gegen die Ebene der Erdbahn um etwa 7 Grad geneigt ist. Diese Rotation der Sonne um ihre Achse verläuft aber nicht gleichmäßi g, da ihre Gase sich mit unterschiedlicher ' Geschwindigkei.t bewegen. Per Äquator der Sonne dreht sich in 25 Tagen einmal, während die Rotation sda uer in der Nähe der Pole bis zu 35 Tagen beträgt.Durch diese verschieden schnell e; Rota tion sowie durch die intensive Hitze verursachten elektrischen Ströme, unterliegt das Magnetfeld der Sonne einer ständ igen Unruhe. Es ist also nicht verwunderlich , daß die Oberfläche der Sonne gewöhnlich durch magnetische · _Stürme un.d Wirbel Flecken aufweist. Sie erscheinen als , dunkle Stellen in der hellen Haut und werden , 800 bis 80.000 km lang. Das Zu- und Abneh- : men diese r Flecken erfolgt in einem Zyklus 1 v'on etwa elf Jahren. · Die äußeren weniger dichten · Schichten der Sonne sind im Gegensatz zum 'Sonneninneren mit besonder~n Hilfsmitteln dir~ki beobachtbar. Als Sonnenatmoshäre werden Photosphäre und die Chromosph~e bezeichnet, wozu im weiteren Sinne aucli noch die Sonnenkorona hinzukommt. Die Schicht , die man a ls Photosphäre bezeichnet, stra hlt·das Sonnenli cht direkt in den Weltraum. Sie ist also derjenige Teil, den man von der Sonne sieh t. Sie ist nur 400 bis 500 km dick . An sie schließ t sich die Ch romosphäre an . Mit 10.000 km Höhe ist sie bedeutend dicker a ls die Photosphäre. Wenn der Mond bei einer Sonnenfinsternis die helle Photoshäre abdeckt, sind · d•ie darüberliegenden Schichten am Sonnen rand . sichtbar und es erscheint dann die Chromosphäre als farbiger Lichtsaum um den dunklen Mondrand. An di e Chromosphäre schließ t sich als äußerster Teil der Sonnenatmosphäre die Sonnenkorona an. Die Korona bildet einen ste tigen Übergang zum interpl anetarischen Gas. Das wichtigste Hil fsmittel der Sonnenphysik ist die Spektralanalyse. Es war Fraunhofer (Physiker um 1800), der die Entdeckung machte, daß das Sonnenspektrum immer an den gleichen Stellen von feiner. dunkl en Linien durchzogen ist, die stets an derse lben Stelle bl~iben . Die Deutung ge lang dem l?hystker Kirchhoff. Mit Hilfe dieser Linien war es möglich, das Vorhandensein der chemischen Elemente auf der Sonne festzustellen. Über das Innere der Sonne können selbstverständlich die Beobach tungen keinen ·Aufschluß geben. Die Strahlen, die ·aus der Chromosphäre und der Korona in den Weltraum dringen, gehen der Sonne unwiderruflich verloren. Die Sonne kann zwar aus den inters tell aren Gaswolken, durch die sie mit ihrem Plan etensystem wandert , Materie sammeln (Atome zum Verbrennen), aber dieser Zuwachs reicht bei weitem nicht aus , den „Brennstofr' zu ersetzen, den sie dauernd verbraucht. Von dem Augenblick an, da sie vor Milliarden von Jahren zuerst aufflammte, baut sie ihre Substanz ab, stirbt sie. (Quellen: Teile dieses Artikels wurden dem Life-Buch „Das Weltall " entnommen, sowie dem Buch „Weltallkunde" von Prof. Dr. J. Hopmann.) 7
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