Ausgehend von der Funktion der Sonne, ihrem Aufbau, den auf der Erde sichtbaren Erscheinungen und der Rolle, die sie im Sonnensystem bzw. im Weltall spielt, lassen sich viele Bereiche in der Physik abdecken. Es soll dadurch zu einer "vernetzten Erfahrung" der Dinge kommen. Die Sonne spielt eine große Rolle in den verschiedensten Bereichen unseres Lebens. Eine physikalische Betrachtungsweise kann neben einer gefühlsmäßigen Aufarbeitung die Haltung gegenüber Abläufen und Objekten der Natur erweitern und bereichern.

Es können die verschiedensten Projekte abgeleitet werden, auch solche, die nicht mehr unmittelbar mit unserem Zentralgestirn zusammenhängen, sondern auf die man während der Arbeit an einem Lernbereich stößt. (So wird man vielleicht, wenn man an dem Projekt Solarenergie arbeitet, auf die Solarzelle und weiters auf die im Zuge dessen ebenfalls erklärbaren Halbleiter näher eingehen. Solche Themenbereiche sollen sich automatisch aus Fragestellungen ergeben: Das Unterrichtsthema war nicht "Halbleiter", sondern zuerst "Die Sonne" dann "Solarenergie" und aus der Notwendigkeit, etwas näher beschreiben zu müssen und zu wollen kommt man dann zu "Unterthemen".

Bei einem so großen Lernfeldthema werden solche weiten Verzweigungen auch deshalb sinnvoll sein um das "Kopf-Thema" nicht zu sehr zu beanspruchen und es so immer uninteressanter werden zu lassen. Es geht also darum den Unterricht als logischen Fortgang mit kleineren und größeren Projekten und Aufgaben anzusehen, in dem sich eines aus dem anderen ergibt.

Das Lernfeld Sonne kann in drei Bereiche eingeteilt werden, aus denen sich die verschiedensten physikalischen Elemente ableiten lassen:

1. Sonne und Energie (Alle Energie stammt von der Sonne)
2. Sonnensystem (Die Sonne und ihre Planeten)
3. Beobachtung der Sonne (Fernrohre und Spektralanalyse, Navigation....)

Beispiele für mögliche Themenschwerpunkte zur Sonne bzw. Sonnenfinsternis!

Zur Sonnenfinsternis

• Die Darstellung der Sonnenfinsternis als:

  • räumliches Modell (Physik/Werken)

  • Bild/Plakat (Physik/BE)

  • Theaterstück (Deutsch)

  • Rollenspiel/Bearbeitung historischer Texte (Deutsch) (Adalbert Stifter)

  • ...

...

Es ist kaum möglich, sich die enorme Größe und Energie der Sonne vorzustellen. Die helle Scheibe an unserem Himmel scheint sehr nahe zu sein, doch ist sie ca 150 Millionen km von uns entfernt, das ist rund 400 Mal weiter als der Mond von der Erde entfernt ist. Ein Lichtpartikel, der schnellste Körper des Universums, mit einer Geschwindigkeit von 299 784 km/Sekunde braucht für die Strecke von der Oberfläche der Sonne bis zur Erde 8 Minuten und 20 Sekunden. Was die Größe betrifft, so haben wir nichts, was uns die richtige Perspektive geben könnte. Die Sonne hat unvorstellbare 1,4 Millionen Kilometer im Durchmesser, und ist damit 109 Mal so groß wie die Erde. Ihr Gewicht beträgt eindrittelmillionmal das der Erde und sie ist 745 Mal so schwer wie alle unsere Planeten zusammengenommen. Früher haben die Menschen zwischen den Sternen, die nachts zu sehen sind und der Sonne, die wir am Tag sehen keinen Zusammenhang gesehen. Sonnen- und Sternenlicht kamen ihnen im wahrsten Sinne des Wortes wie Tag und Nacht vor. Dazu sagte der Solarphysiker Robert Noyes: "Welch ungeheure Ahnung muss die ersten Sterngucker erfüllt haben, als sie erkannten, dass die Sonne und die Sterne gleich waren und das Universum von entfernten Sonnen nur so wimmelt!" (Diese Vorstellung hat sich bei den Menschen seit dem 16. Jahrhundert gebildet.

Unsere Sonne ist also ein ganz gewöhnlicher Stern mittleren Alters und mittlerer Größe, der nur deshalb am hellsten strahlt, weil er uns am nächsten ist. Sie wird als ...

Im Modell kann man sich die Sonne als riesige Zwiebel aufgebaut denken.
In den unterschiedlichen Schalen herrschen unterschiedliche Zustände und es laufen verschiedenste physikalische Prozesse ab.
Das Zentrum der Sonne ist ein riesiger Fusionsreaktor, in dem Helium- zu Wasserstoffkernen verschmolzen werden. Dieser Bereich der Verschmelzung reicht bis zu etwa einem Viertel des Sonnenradius, das entspricht ca. 700.000 km. Die Bedingungen, um diesen nuklearen Prozess in Gang zu halten, sind eine Temperatur von ca. 10 bis 15 Millionen Grad und eine Dichte von ungefähr 150 Gramm pro Kubikzentimeter (eine mehr als zehnmal höhere Dichte als von Blei).

An den Kern schließt dann die sogenannte Strahlungszone an. Sie erstreckt sich bis etwa 200.000 km unter die Oberfläche. In diesem Bereich reichen Druck und Temperatur nicht mehr für eine Verschmelzung von Atomkernen aus. Die im Kern entstandene Energie durchdringt diese Zone als Strahlung. Diese wird dabei unzählige Male an elektrisch geladenen Teilchen abgelenkt und zurückgeworfen. Durch diese Umwege, die die Strahlung auf dem Weg zur Oberfläche machen muss, benötigt sie unglaubliche 170.000 Jahre.

Über der Strahlungszone liegt die Konvektionszone. In dieser erfolgt der Energietransport nicht mehr auf gleiche Weise wie in der Strahlungszone. Das Gas in diesem Bereich ist dafür "zu kühl" – mit einer Temperatur von rund zwei Millionen Grad. Die Strahlung wird sozusagen vom Gas am unteren Rand der Konvektionszone verschluckt. Das Gas wird dadurch erhitzt und es entsteht ein heftiges Brodeln, vergleichbar mit kochendem Wasser. So steigen heiße Gase nach ...

-Flares
...sind plötzlich aufleuchtende Erruptionen im unteren Bereich der Korona, die nur wenige Minuten dauern. Doch es ist genug Zeit, damit die Blitze die Energie von Milliarden von Atombombenexplosionen freisetzen können. Die Flares sind eng mit dem Auftreten von Sonnenflecken verbunden. Je mehr Sonnenflecken, desto häufiger auch die Flares. Die Energie der Flares kommt von Magnetfeldern, die von den Sonnenflecken ausgehen. Ihre Geschwindigkeit beträgt ca. 100 000 km/Sekunde.
Die UV-und Röntgenstrahlung der Flares führt auf der Erde zu magnetischen Stürmen und das irdische Magnetfeld wird stark beeinflusst. Dies kann bewirken, dass der Funkverkehr und Radioempfang über Kurzwelle auf der Tagseite der Erde gestört wird.

-Protuberanzen
.....sind die größten Erscheinungen auf der Sonne, jedoch nur während einer Sonnenfinsternis sichtbar. In Form von langen Bögen, die die Magnetfelder der Korona nachzeichnen, können sie Wochen oder sogar Monate existieren. Ihre Temperatur beträgt ca. 4000 Grad, das ist hundertmal kühler als die umgebende Korona und auch kühler als die Oberfläche. Das ist auch der Grund, warum sie sich vor der hellen Sonnenscheibe als dunkle Strukturen abzeichnen.
Die Protuberanzen hängen eng mit den koronalen Masseauswürfen zusammen. Diese kommen zustande, wenn eine Protuberanz durch eine plötzliche Veränderung der Magnetfelder, von der sie getragen wird, aufplatzt.
Gase und Magnetfelder werden dann mit ca. 2000 Kilometer pro Sekunde aus der Korona geschleudert. Erreichen diese "Blasen" die Erde, so bewirken sie ein verstärktes Aufleuchten der Polarlichter. Ebenso können sie Strom und Funkausfälle verursachen.

-Sonnenflecken
Die ersten Berichte über Sonnenflecken tauchten bereits vor 2000 Jahren in China auf. Neu entdeckt wurden sie im 17. Jahrhundert gleichzeitig von Galilei und ...

Was heute durch die Wissenschaft erklärt wird, wurde früher in Form von Gottheiten dargestellt. So ist auch der Sonnengott einem immer detaillierterem Wissen über unseren "Heimatstern" gewichen. Ohne Licht und Wärme ist das Leben auf der Erde unmöglich, dass wussten auch die alten Kulturen und demgemäß behandelten sie die Sonne als eine Gottheit, die am Morgen aus der Unterwelt auftauchte und am Abend wieder dorthin verschwand. Diese Vorstellung war in allen alten Kulturen (Ägypter, Babylonier, Maya, Azteken, usf.) vertreten. In Ägypten ging Pharao Amenophis aber sogar soweit, alle anderen Götter abzuschaffen und nur noch die Sonne zu verehren. Also verschwand der vorhin schon höchste aller Götter – Ammun-Re und wich wie alle anderen dem einen Gott Aton (die Sonne).

In dem Sonnenhymnus des ägyptischen Herrschers heißt es: "Ewige Sonne, Ursprung des Lebens, deine Strahlen umfassen die Länder bis zum Ende alles ...

Einst glaubten die Menschen, dass die Sonne ein am Himmel loderndes Freudenfeuer sei. Dass dem nicht so ist erkannte man erst 1938. Die Physiker Hans Bethe und Carl Friedrich von Weizsäcker entdeckten, dass die Lösung des Rätsels, woher die Sonne ihre Energie bezieht, in den Kräften für den Zusammenhalt der Atomkerne steckt. Im Sonnenzentrum bewegen sich die Wasserstoffatome so schnell, dass sie beim Zusammenstoß miteinander zu Heliumkernen verschmelzen.

Vier Wasserstoffkerne ergeben einen Heliumkern. Für die Erklärung dieser Energieentstehung spielte die berühmte Formel E=m.c²von Albert Einstein eine Schlüsselrolle. Sie setzt erstaunlicherweise Masse und Energie gleich, behandelt sie sozusagen als zwei Seiten einer Medaille. Bei der Kernverschmelzung geht durch die starken Kernkräfte ein Prozent der Masse verloren. Der Heliumkern ist also leichter als die vier Wasserstoffkerne zusammen. Dieser Verlust an Masse kann durch die einsteinsche Formel einer Energiemenge gleichgesetzt werden. Mit der Lichtgeschwindigkeit im Quadrat entstehen so bei der Fusionsreaktion aus kleinen Materie- große Energiemengen. (So wird z.B. auch die Masse eines Hozspans zu einer Quelle von enormer Energie.)

In den 30er Jahren wurden Reaktionen, wie sie in der Sonne stattfinden vorausgesagt und später auch im Labor (Teilchenbeschleuniger) bewiesen. Die Verschmelzung, die man künstlich erzeugen kann, ist jedoch nur von sehr kurzer Dauer und bis heute einer Nutzung zur Energiegewinnung nicht zugänglich.

Die Fusionsreaktion kann nur unter den außergewöhnlichen Bedingungen im Zentrum der Sonne, wo eine Temperatur von mehreren Millionen Grad herrscht stattfinden. Unter diesem Druck ist der gasförmige Wasserstoff ca. elfmal dichter als Blei.

Jede Sekunde verwandelt die Sonne etwa 700 Millionen Tonnen Wasserstoff in 695 ...

Auf der Erde wird zur Energiegewinnung, wie schon erwähnt, bisher noch keine Fusionsreaktion, sondern nur die Kernspaltungsreaktion verwendet. Die Energiemengen, die dabei frei werden, übertreffen bei weitem die Mengen, die mit Hilfe von anderen Verfahren erhältlich sind. Die Kernenergie tritt in Form von drei verschiedenen Prozessen auf:

-beim radioaktiven Zerfall,

-bei der Kernspaltung oder

-bei der Kernfusion

Die Freisetzung der Energie äußert sich durch schnell bewegte Teilchen (z.B. Alphateilchen) und durch Strahlung(z.B. Gammastrahlung). Die bei diesem Prozess entstehende Wärme nutzt man zur Dampferzeugung, der dann im nächsten Schritt Turbinen antreibt und so elektr. Strom erzeugt. In manchen Fällen wird der Wasserdampf aber auch direkt für großtechnische Prozesse verwendet. Die Kernenergiegewinnung erfolgt in Kernkraftwerken bzw. Kernreaktoren. Außerdem ...

Grundsätzlich erfolgt die Nutzung der Sonnenenergie durch Sonnenkollektoren. Diese fangen die Strahlungsenergie der Sonne ein, und bei manchen Kollektortypen werden die Sonnenstrahlen zuvor noch gebündelt. Die so eingefangene Energie wird durch thermische oder photoelektrische (photovoltaische) Prozesse in Energie umgewandelt. Bei der thermischen Nutzung wird durch die Sonnenenergie ein Gas oder eine Flüssigkeit erwärmt, die dann gespeichert oder verteilt wird. Bei der photovoltaischen Nutzung wird Sonnenenergie ohne zwischengeschaltete mechanische Geräte direkt in elektrische Energie umgewandelt.

Die Energie, die wir von der Sonne beziehen können ist also das Ergebnis eines Umwandlungsprozesses, in dem solare Strahlung in Wechselwirkung mit Materie tritt.

Die solare Strahlung kann in verschiedene Formen umgewandelt werden. Der Prozess und das Ergebnis der Wechselwirkung werden dabei von den Eigenschaften des Empfängers bestimmt.

z.B.

Um die Umwandlung der solaren Energie in andere Energieformen zu erklären bedient man sich Modellvorstellungen. Mit ihnen werden zunächst die Struktur und die Eigenschaften der Strahlung und der Materie beschrieben. Und in weiterer Folge werden damit die Wechselwirkungen zur Umwandlung in andere Energieformen erklärt.

Die Materie besteht aus Atomen mit pos. Atomkern und neg. Hülle. Die äußeren Erscheinungsformen der Materie und ihre Eigenschaften sind durch die Art der Atome und die Wechselwirkungskräfte zwischen den Atomen bestimmt.

Um die Wechselwirkung von Strahlung und Materie zu verstehen wird die Vorstellung vom Licht als ein Teilchenstrom herangezogen. ...

Stifter, Adalbert: Die Sonnenfinsternis,Hrsg. v. Richard Pils, Weitra: im
Eigenverlag 1992, (Bibliothek der Provinz, 1) (ISBN 3900878)

Kippenhahn, R. u. Knapp, W.: Schwarze Sonne, roter Mond, DVA 1999

Hahn, H.M.: Schwarze Sonne über Europa, Franck-Kosmos 1999

Günzinger, E.: Stichwort "Sonnenfinsternis", Heyne Verlag München
1999