30 Tage kostenlos testen

Überzeugen Sie sich von der Qualität unserer Inhalte.

Sonnenenergie und Strahlung

Du möchtest schneller & einfacher lernen?

Dann nutze doch Erklärvideos & übe mit Lernspielen für die Schule.

sofatutor kostenlos testen
Bewertung

Ø 3.8 / 4 Bewertungen

Die Autor*innen
Avatar
Team Wissenswelt
Sonnenenergie und Strahlung
lernst du in der 9. Klasse - 10. Klasse - 11. Klasse - 12. Klasse - 13. Klasse

Grundlagen zum Thema Sonnenenergie und Strahlung

Die Sonne bestimmt mit ihrem Licht und ihrer Wärme den Biorythmus der meisten Lebewesen unserer Erde. So auch den Biorythmus von uns Menschen. Dabei treffen unvorstellbar große Energiemengen auf die Erdatmosphäre. In diesem Video erklären wir dir die physikalischen Grundlagen der Lichtenergie. Dabei erklären wir dir was Photonen sind und wie du die Energie des Sonnenlichts berechnen kannst.

Transkript Sonnenenergie und Strahlung

Die Wirkung von Sonnenenergie kennen wir alle. Sie bestimmt unser ganzes Leben. Der Mensch ist ein tagaktives Lebewesen. Er wird munter, wenn die Sonne aufgeht. Unser Biorhythmus ist abhängig von der Menge des einfallenden Sonnenlichts. Aber die Sonne sorgt nicht nur für Helligkeit auf unserem Planeten, sondern auch für Wärme. Selbst das kälteste Freibadwasser ist für uns kein Problem, wenn wir nach dem Baden die wärmenden Sonnenstrahlen genießen können. Im Gegenteil: Mit einer Lupe kann man die Sonnenstrahlen bündeln. Sie sind dann so stark, dass sich damit Papier entzünden lässt. Aber was ist Sonnenenergie? Sonnenenergie ist elektromagnetische Strahlung. Sie entsteht im Inneren der Sonne, in ihrem Kern. Unsere Sonne ist ein gigantisches kosmisches Kraftwerk. Genau wie die anderen Sterne, die wir nachts am Himmel sehen können. Sie besteht im Wesentlichen aus heißem Gas, aus circa drei Vierteln Wasserstoff und circa einem Viertel Helium. Dazu kommt noch ein geringer Teil an schwereren Elementen. Fast die Hälfte der gesamten Sonnenmasse befindet sich in ihrem Zentrum, dem Kern. Und das, obwohl der Kerndurchmesser nur ein Viertel des gesamten Sonnendurchmessers ausmacht. Das sind nur circa 1,5 Prozent des gesamten Sonnenvolumens. Der Druck, der hier herrscht, ist milliardenmal höher, als der unserer irdischen Atmosphäre. So entstehen Temperaturen von circa 15 Millionen Kelvin. Unter diesen extremen Bedingungen sind alle Wasserstoffatome vollständig ionisiert, also ohne Elektronenhüllen. Die einzelnen Wasserstoffatome verschmelzen miteinander. Es kommt zur Kernfusion. Wasserstoff wird in Helium umgewandelt. Dabei wird Energie frei, die sich mit der berühmten Einstein‘schen Formel e=mc2 berechnen lässt. Jede Sekunden werden in diesem gewaltigen thermonuklearen Prozess circa 635 Millionen Tonnen Wasserstoff zu 630 Millionen Tonnen Helium umgewandelt. Die Differenz, etwa fünf Millionen Tonnen Materie, drängt also pro Sekunde als Strahlungsenergie in den Weltraum. In der Sonne entsteht die Energie während des Umwandelns von Wasserstoff zu Helium. Sie macht sich in Form von kleinen Einheiten, den Photonen oder Lichtquanten, auf den Weg in den Weltraum. Das Abgehen von Strahlung ist nicht nur typisch für heiße Körper wie die Sonne, sondern gilt im Allgemeinen für alle Prozesse, die mit Hitze zu tun haben. Auch ein Lagerfeuer gibt Energie in Form von Licht und Wärmestrahlung ab. Da die Temperatur eines Körpers durch die ungeordnete Bewegung seiner Moleküle bestimmt wird, steht sie in klarem Bezug zur vorhandenen kinetischen Energie, also zur Bewegungsenergie dieser Moleküle. Ein gutes Beispiel dafür ist ein Wasserkessel. Erhitzen wir ihn, erwärmt sich auch das Wasser in ihm. Die Bewegung der einzelnen Wassermoleküle wird immer stärker, bis das Wasser schließlich verdampft. Mechanische Arbeit oder Bewegung, auch auf molekularer Ebene, erzeugt also Wärme. Und diese Wärme strebt nach einer gleichmäßigen Verteilung, immer vom heißeren zum kälteren Körper. Diesen Prozess nennt man „Entropie“. Elektromagnetische Strahlung breitet sich in Wellen aus. Der Energieerhalt einer Strahlung ist abhängig von ihrer Wellenlänge und Frequenz. Je kürzer die Teilchenwelle und je höher die Amplitude, umso mehr Energie ist in dem Strahlenteilchen gespeichert. Jeder Frequenz f kann eine bestimmte Portion Energie zugeordnet werden. Diese Portion ist eine Naturkonstante, die Max Planck, 1858 bis 1947, als erster berechnet hat. Aus dem Produkt vom Planck‘schen Wirkungsquantum h mit der Frequenz f einer Strahlung ergibt sich die Leistung W, also der energetische Gehalt einer elektromagnetischen Strahlung. W=h f. Insgesamt treffen auf unserer Erde in jeder Sekunde pro Quadratmeter 1,4 Kilowatt an Strahlungsenergie auf. Diesen Wert bezeichnet man als Solarkonstante E0. Aus der Solarkonstanten lässt sich die gesamte Strahlenleistung der Sonne berechnen: = 3,845* 1026 Watt, eine unglaublich hohe Zahl.

30 Tage kostenlos testen
Mit Spaß Noten verbessern
und vollen Zugriff erhalten auf

2.251

sofaheld-Level

3.938

vorgefertigte
Vokabeln

10.814

Lernvideos

44.102

Übungen

38.759

Arbeitsblätter

24h

Hilfe von Lehrer*
innen

laufender Yeti

Inhalte für alle Fächer und Klassenstufen.
Von Expert*innen erstellt und angepasst an die Lehrpläne der Bundesländer.

30 Tage kostenlos testen

Testphase jederzeit online beenden