Zunächst Wissenswertes zur Sonne:
Die Sonne ist ein Stern der Spektralklasse G2V. Sie ist das bei weitem größte Objekt im Sonnensystem. Ihr mittlerer Durchmesser beträgt 1392000 km (109,2-facher Erddurchmesser). Sie besitzt 333000 Mal so viel Masse wie die Erde und enthält 99,8% der gesamten Masse unseres Sonnensystems.
Die Sonne wird in vielen Mythologien personifiziert: die antiken Griechen nannten sie Helios und die Römer Sol.
Die Sonne besteht derzeit aus 70% Wasserstoff und 28% Helium nach der Masse; alles andere macht weniger als 2% aus. Diese Verhältnisse verändern sich langsam mit der Zeit, weil die Sonne in ihrem Inneren Wasserstoff zu Helium fusioniert. Durch diese Kernfusion, die bei einer Temperatur von 15,6 Millionen Kelvin abläuft, werden in jeder Sekunde 576 Millionen Tonnen Wasserstoff zu 562,8 Millionen Tonnen Helium umgewandelt. Somit wird die Sonne in jeder Sekunde um 4,2 Millionen Tonnen leichter, die entsprechend Einsteins berühmter Formel E = mc² zu Energie in Form von Gammastrahlung werden. Neben Helium entstehen bei der Kernfusion auch Positronen (die Anti-Teilchen der Elektronen) und Neutrinos. Sobald ein Positron im Inneren der Sonne auf ein Elektron trifft, vernichten sich beide Teilchen und es entsteht weitere Gammastrahlung. Da die Neutrinos elektrisch neutral sind und so gut wie gar nicht mit Materie wechselwirken, können sie praktisch ungehindert aus der Sonne entweichen. Sie tragen dabei aber nur einen geringen Teil der Energie aus der Sonne fort. Auf dem Weg vom Kern an die Oberfläche wird die entstandene Gammastrahlung ständig absorbiert und wieder abgestrahlt, wodurch aus der harten Gammastrahlung im Kern schließlich sichtbares Licht an der Oberfläche entsteht. Dort strahlt die Sonne in jeder Sekunde 386 Millionen Millionen Millionen Megawatt ab.
Durch die extrem hohe Dichte im Kern (ca. 162-fache Dichte von Wasser) ist es für die Strahlung sehr schwierig an die Oberfläche zu gelangen, da sie ständig mit Materie zusammenstößt, von dieser absorbiert und erneut abgestrahlt wird. Da sich die Photonen nicht gezielt in Richtung Oberfläche bewegen, sondern zufällig in alle Richtungen abgestrahlt werden, dauert es zwischen 10000 und 170000 Jahre, bis die Strahlung an der Oberfläche ankommt. Oder anders gesagt: das Sonnenlicht, welches wir heute sehen, entstand zu der Zeit, als die Neandertaler lebten.
An der Oberfläche (Photosphäre) hat die Sonne eine Temperatur von 5800 K. Durch Wechselwirkungen mit dem Magnetfeld kühlen einige Stellen zeitweise auf 3800 K ab. Diese Regionen sind dann als Sonnenflecken zu sehen. Oberhalb der Photosphäre befindet sich die Chromospäre und darüber die Korona, die bei einer totalen Sonnenfinsternis sichtbar ist. Sie ragt Millionen Kilometer in den Raum. Lange rätselten die Astronomen, wie die Korona eine Temperatur von 1 Million Kelvin erreichen kann, wenn die Oberfläche mit 5800 K viel kälter ist. Neuere Forschungen haben gezeigt, dass die gewaltigen Magnetfelder die Korona derart aufheizen.
Neben Licht und Wärme gibt die Sonne auch einen dünnen Strom von geladenen Partikeln (hauptsächlich Elektronen und Protonen) ab, der als Sonnenwind bekannt ist. Dieser breitet sich mit 450 km pro Sekunde aus. Der Sonnenwind kann dramatische Effekte auf die Erde ausüben, angefangen von Spannungsschwankungen in Überlandleitungen und Radiowelleninterferenzen bis hin zu Polarlichtern.
Allgemeine Informationen zu dieser Cache-Serie:
Diese Cache-Serie ist ein Modell des Sonnensystems im Maßstab von ca. 1 : 250 Millionen. Genauer gesagt: eine Astronomische Einheit entspricht im Modell genau 600 m.
Damit ihr euch die Größenverhältnisse etwas besser vorstellen könnt, will ich sie noch mit ein paar Beispielen veranschaulichen: im Modell hätte die Erde einen Durchmesser von 5,1 cm; Deutschland hätte eine Nord-Süd-Ausdehnung von 3,5 mm. Der Mond wäre etwa 1,5 m von der Erde entfernt. Die Astronauten der Apollo 11 Mission brauchten 3 Tage, um diese Strecke zurückzulegen. Wenn ihr hingegen gemütlich mit 4,3 km/h durch das Modell spaziert, entspräche das im echten Sonnensystem der Lichtgeschwindigkeit!
Vorgegeben sind die Positionen von Sonne und Erde, die Positionen der anderen Planeten müssen berechnet werden. Im Modell blicken wir dabei nicht von oben auf das Sonnensystem, sondern seitlich (in der Ebene der Umlaufbahn). Die Bahnen der Planeten sind also nicht als Ellipsen sichtbar, sondern nur als Linien. Als Position des Planeten ist das östliche Ende der jeweiligen Linie gesucht. Die Entfernung zur Sonne sei dabei die große Halbachse.
Damit das Modell komplett in den Wald passt, liegt die Erde nicht genau östlich der Sonne, sondern das gesamte Modell ist um 15° gegen den Uhrzeigersinn um die Sonne gedreht.
Um die Position eines Planeten zu berechnen, bestimme zunächst seine Entfernung von der Sonne sowie die Richtung, in der er von der Sonne aus liegt. Trage die Entfernung dann so ab, dass die beiden Punkte (Sonne und Planet) auf dem kürzesten Weg miteinander verbunden werden.
Noch ein Hinweis zu den Spoilern: Da für alle gesuchten Planeten das gleiche Rätsel zu lösen ist, beziehen sich auch die Spoiler alle auf dieses Rätsel. Wenn du nicht weiter kommst, versuche zuerst den Spoiler beim Merkur. Wenn das noch nicht reicht, lies dir als nächstes den Spoiler bei der Venus durch usw.
Spezielle Informationen zu diesem Cache:
Es gibt nichts Spezielles zu beachten. Der Cache liegt an der angegebenen Stelle.
Vorsicht: Hier ist Wildschweingebiet. Suche auf eigene Gefahr!
20.03.2022: Neues Spoilerbild eingestellt.
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