Wie hoch ist die Oberflächentemperatur der Sonne?
rund 6000 K
Energie
Energie

=== Sonnenenergie ===
Auch die Sonnenenergie, die durch Strahlung auf die Erde gelangt, erfährt auf dem Weg bis zur Erdoberfläche einen Exergieverlust. Während die innere Energie der Sonne bei rund 15 Millionen K noch praktisch aus reiner Exergie besteht, strahlt die Sonne mit einer Oberflächentemperatur von rund 6000 K auf die Erdoberfläche, deren Temperatur mit ca. 300 K anzusetzen ist. Durch Konzentration der Sonnenstrahlen in einem Kollektor käme man also – auch im Hochgebirge, wo die Absorption durch die Erdatmosphäre kaum eine Rolle spielt – über die Temperatur der Sonnenoberfläche nicht hinaus. Es ergäbe sich über den Carnot-Faktor ein Wirkungsgrad von ca. 95 %. Dann würde allerdings keine Energie mehr übertragen. Das thermodynamische Limit liegt darunter bei einer Absorbertemperatur von 2500 K mit einem Wirkungsgrad von ca. 85 %. In der Praxis kommen dissipative Verluste hinzu, angefangen von der Absorption in der Atmosphäre, über die Materialeigenschaften der kristallinen Zellen bis zum ohmschen Widerstand der Fotovoltaikanlagen, sodass bis heute nur Wirkungsgrade von weniger als 20 % erreicht werden können. Der höchste derzeit erreichte Wirkungsgrad ist 18,7 %.
Roter_Riese Fraunhoferlinie Chalawan
Roter_Riese

== Merkmale ==
Rote Riesen gehören zumeist den Spektralklassen K und M an, deren Oberflächentemperaturen laut Schmidt-Kaler (1982) bei 3330 (Spektralklasse M5) bis 4750 (Spektralklasse K0) Kelvin liegen. Relativ selten weisen sie eine der Spektralklassen R, N oder S auf, für die Schmidt-Kaler (1982) eine Temperaturspanne von 1900 bis 5400 K angibt. Mit diesen im Vergleich zur Sonne (deren Oberflächentemperatur 5780 K beträgt) niedrigen Temperaturen liegt das Maximum ihrer Schwarzkörperstrahlung im roten oder orangen Farbbereich.
Aufgrund ihrer Ausdehnung und der damit verbundenen großen Oberfläche ist die abgestrahlte Lichtmenge und damit die Leuchtkraft Roter Riesen sehr hoch, sodass es sich um Sterne großer absoluter Helligkeit handelt. Im visuellen Bereich liegen die absoluten Helligkeiten Roter Riesen der Spektralklassen K und M gemäß Schmidt-Kaler (1982) bei −0,4 bis 0,7 Magnituden, womit sie die Sonne (die mit 4,8 Magnituden erstrahlt) um etwa das 100-Fache übertreffen. Für die über das gesamte Spektrum integrierte Leuchtkraft (die sogenannte bolometrische Helligkeit) Roter Riesen der Klassen K und M gibt Schmidt-Kaler (1982) Werte von −2,6 bis 0,4 Magnituden an, was die Leuchtkraft der Sonne von 4,7 Magnituden um das bis zu 1000-Fache übersteigt. Die große Leuchtkraft bringt es zwangsläufig mit sich, dass Rote Riesen im Vergleich zu auch heißeren Hauptreihensternen aus sehr großer Entfernung zu sehen sind. Gerade unter den hellen, mit bloßem Auge sichtbaren Sternen sind sie besonders stark vertreten.
Wegen ihrer niedrigen Oberflächentemperatur und hohen Leuchtkraft befinden sich Rote Riesen im rechten oberen Bereich des Hertzsprung-Russell-Diagramms.
Wie im Artikel Sternoberfläche ausführlich dargestellt wird, weisen gerade Rote Riesen oft ausgedehnte Photosphären auf. Physikalische Größen wie Oberflächentemperatur, Oberflächenschwere oder Radius bedürfen daher bei diesen Sternen einer besonders sorgfältigen Definition. Fraunhoferlinie

== Anwendung ==
Aufgrund ihrer bekannten Wellenlängen werden die Fraunhoferlinien oft zur Bestimmung des Brechungsindex und der Dispersion von optischen Materialien genutzt.
Bei der spektroskopischen Temperaturbestimmung lässt sich aus der Intensitätsverteilung des Spektrums und mit Hilfe der Boltzmannverteilung die Oberflächentemperatur ermitteln. Sind beispielsweise die Balmerlinien im Spektrum der Sonne als Fraunhoferlinien zu beobachten, so muss die Temperatur so hoch sein, dass bei einem Teil der Wasserstoffatome der erste angeregte Zustand (n = 2) besetzt ist. Beispielsweise ist bei der Sonne mit 6000 K Oberflächentemperatur jedes hundertmillionste Wasserstoffatom im ersten angeregten Zustand.
Hinweise auf das Element Helium erhielt man zum ersten Mal aufgrund einer hellen gelben Spektrallinie bei einer Wellenlänge von 587,49 Nanometern im Spektrum der Chromosphäre der Sonne. Diese Beobachtung machte der französische Astronom Jules Janssen in Indien während der totalen Sonnenfinsternis vom 18. August 1868. Als er seine Entdeckung bekannt machte, wollte ihm zunächst niemand glauben, da bislang noch nie ein neues Element im Weltall gefunden wurde, bevor der Nachweis auf der Erde geführt werden konnte. Am 20. Oktober desselben Jahres bestätigte der Engländer Norman Lockyer, dass die gelbe Linie tatsächlich im Sonnenspektrum vorhanden ist und schloss daraus, dass sie von einem bislang unbekannten Element verursacht wurde. Chalawan

== Stellare Eigenschaften ==
Die Masse von Chalawan ist ungefähr so groß wie die der Sonne, allerdings besitzt der Stern rund 10 % mehr Eisen als die Sonne. Der Spektraltyp von Chalawan ist G1V, weswegen er mit knapp 5855 K Oberflächentemperatur leicht wärmer als die Sonne ist. Die absolute Helligkeit beträgt +4,29 Größenklassen. Dies bedeutet, dass seine Leuchtkraft ungefähr 60 % größer ist als die der Sonne. Wie auch die Sonne befindet sich Chalawan auf der Hauptreihe im HR-Diagramm. Er wandelt in seinem Kern mittels Kernfusion also Wasserstoff zu Helium um. Aufgrund der Chromosphärenaktivität wird geschätzt, dass der Stern knapp 6 Milliarden Jahre alt ist, obwohl evolutionäre Modelle ein Alter von 8,7 Milliarden Jahren ergeben.