Hilfsblätter zu „Photovoltaik und Solartechnik, Teil B“ - FB E+I: Home

1. Eigenschaften der Sonnenstrahlung
Die Sonne produziert seit rd. 5 Milliarden Jahren Energie durch Kernfusion, bei der
Wasserstoff in Helium umgewandelt wird. Bei der Kernfusion entstehen aus Wasserstoffkernen
die etwas leichteren Heliumkerne. Durch den sogenannten Massendefekt wird nach
der Einsteinschen-Masse-Energie-Äquivalenzformel (Gl. 1) Strahlungsenergie frei, die etwa
gleichmäßig über die Sonnenoberfläche ins Weltall abgestrahlt wird.
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E m c
(1.1)
1.1 Sonne und Erde
Die Masse der Sonne setzt sich zu 73,5% aus Wasserstoff und zu 25% aus Helium zusammen;
die restlichen 1,5% teilen sich vorwiegend Sauerstoff und Kohlenstoff.
Sämtliche freiwerdende Energie stammt aus dem Innern der Sonne, dem sogenannten Kern.
Hier findet bei einer Temperatur von etwa 15·10 6 K, einer Dichte 134 g/cm 3 und einem
hohen Druck von p 2,2·10 16 Pa die Kernfusion statt (Wasserstoff Helium). Im Sonnenkern
werden pro Sekunde 5,642·10 11 kg Wasserstoff zu 5,60·10 11 kg Helium fusioniert. Der
Massenunterschied wird nach Gl. 1.1 in Energie umgewandelt. Die Massendifferenz von
4,2·10 9 kg/s entspricht einer Leistung von rd. 3,8·10 26 W. Der 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. Die Materie liegt in Form eines Plasmas vor.
Um den Kern herum liegt die so genannte Strahlungszone, die etwa 70 % des Sonnenradius
ausmacht. Durch die hohe Dichte im Innern der Sonne stoßen die Photonen, die bei der
Kernfusion frei werden, immer wieder mit den Teilchen des Plasmas zusammen. Sie werden
dabei absorbiert und wieder abgestrahlt und sie bewegen sich auf einer völlig zufälligen Bahn
und diffundieren dabei in 10.000 bis 170.000 Jahren Richtung Sonnenoberfläche. Bei jedem
Zusammenstoß in der Strahlungszone nimmt die Strahlungsenergie des Photons ab und seine
Wellenlänge nimmt zu. Die Gammastrahlung ( 10 -12 m) wird dabei in Röntgenstrahlung
10 -9 m) umgewandelt.
An die Strahlungszone schließt sich die Konvektionszone an. Sie ist etwa 140.000 km dick
und macht somit 20 % des Sonnenradius aus. Am Grenzbereich zur Strahlungszone beträgt
die Temperatur noch etwa 2·10 6 K. Die Energie wird in dieser Zone nicht mehr durch
Strahlung abgegeben, sondern durch eine Strömung (Konvektion) des Plasmas weiter nach
außen transportiert. Dabei steigt heiße Materie nach außen, kühlt dort ab und sinkt wieder ins
Sonneninnere hinab.
Oberhalb der Konvektionszone liegt die Photosphäre, die wir als Quelle der Sonnenstrahlung
wahrnehmen. Sie ist aber nur eine 300 bis 400 km dicke Schicht, deren Temperatur an der
Oberfläche rund 5.800 K beträgt. Die Oberfläche der Sonne ist wegen ungeheurer Wirbel und
variabler Magnetfelder nicht glatt. 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 elektromagnetische Strahlung ab. Erst hier hat die Energie der
Strahlungsquanten soweit abgenommen, dass sie unschädlich und für das menschliche Auge
sichtbar sind. Die Oberfläche der Sonne ist wegen ungeheurer Wirbel und variabler Magnetfelder
nicht glatt.
Über der Photosphäre erstreckt sich die Chromosphäre. Sie wird von der Photosphäre 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
G. Schenke, 2.2012 Photovoltaik und Solartechnik FB Technik, Abt. E+I 2