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Sommer

Sommer

Der Sommer ist die wärmste der vier Jahreszeiten in der gemäßigten und arktischen Klimazone. Je nachdem ob er auf der Südhalbkugel oder der Nordhalbkugel herrscht, unterscheidet man zwischen Nordsommer und Südsommer. Aufgrund des wandernen Zenitstandes der Sonne zwischen südlichem und nördlichem Wendekreis, wiederholt sich der Sommer in jeder Hemisphäre mit einem jährlichen Turnus. Es ist daher auch möglich aus einem Südsommer einen Nordwinter zu folgern und umgekehrt. Turnus Astronomisch beginnt er mit der Sommersonnenwende - der Zeitpunkt, zu dem die Sonne senkrecht über dem nördlichen Wendekreis steht und die Tage am längsten sind:
- auf der Nordhemisphäre am 21. Juni, bzw.
- auf der Südhemisphäre am 21. oder 22. Dezember. Danach werden die Tage wieder kürzer und die Nächte länger, und der Sommer
- endet mit der herbstlichen Tagundnachtgleiche am 22. oder 23. September auf der Nordhalbkugel,
- bzw. im Süden am 20. März oder in der Nacht zum 21. März. Da die Umlaufbahn der Erde um die Sonne um 1,7 Prozent von einer Kreisbahn abweicht, sind die vier Jahreszeiten nicht ganz gleich lang. Die Nordsommer sind wegen der Sonnenferne etwas länger und milder als die Südsommer. Der phänologische Sommerbeginn kann vom astronomischen erheblich abweichen und wird neben der Land-Meer-Verteilung (maritimes vs. kontinentales Klima) auch durch anfängliche Großwetterlagen und vielerlei regionale Faktoren beeinflusst. Man unterscheidet zudem zwischen Frühsommer, Hochsommer und Spätsommer. In Gletscherregionen hängt die Ablation entscheidend von jenem Zeitpunkt ab, zu dem (meist im September) die erste dünne Schneedecke fällt. Genähert teilt man dem Sommer die Monate Juni, Juli und August zu, bzw. in der Südhemisphäre den Dezember, Januar und Februar. An den geografischen Polen herrscht ein halbes Jahr der „Polartag“, in den arktischen Regionen wochenlange Mitternachtssonne bzw. „Weiße Nächte“. In vielen Kulturen gibt es zum Sommerbeginn Bräuche und Riten - in Deutschland zum Beispiel das Sonnwend- oder Johannisfeuer, das auf Bergen entzündet wird oder bei Dorffesten zur Mutprobe des Überspringens reizt.

Sommer und Erdrotation

Im Sommer dreht sich die Erde langsamer als im Winter. Es sind nur wenige Millisekunden pro Tag, aber mit Atomuhren kann man das nachmessen. Der Grund dafür ist, daß die Bäume über der Erdoberfläche Biomasse aufbauen- Ähnlich wie bei einer Schlittschuhläuferin, die ihre Drehungsgeschwindigkeit verlangsamt, indem sie ihre Arme ausstreckt, wird dadurch die Rotationsgeschwindigkeit verringert. Da die Landmasse der Nordhalbkugel erheblich größer ist als die der Südhalbkugel, kompensiert sich dieser Effekt nicht.

Siehe auch

- Sommerzeit
- Jahrhundertsommer
- Jahr ohne Sommer
- Olympische Sommerspiele

Weblinks

! Kategorie:Jahreszeit Kategorie:Kalender ja:夏 simple:Summer

Jahreszeit

Als Jahreszeiten bezeichnet man die klimatische beziehungsweise astronomische Unterteilung des Jahres nach der scheinbaren Bahn der Sonne am Himmel. Der Anfang der Jahreszeiten wird
- einerseits durch die Tagundnachtgleichen (Äquinoktien) um den 20. März und am 22. beziehungsweise 23. September (Frühlings-, Herbstbeginn) definiert,
- andererseits durch die Sonnenwenden am 21. Juni und 21. oder 22. Dezember (Sommer-, Winterbeginn).
- Im Sommerhalbjahr (März bis September) fallen die Sonnenstrahlen merklich steiler ein als im Winter, und die Tage sind länger als die Nächte. Beides verstärkt die Erwärmung der Erdoberfläche, was sich allerdings etwas verzögert auswirkt. Zum Äquator hin verschwinden diese Unterschiede. Die meteorologischen Jahreszeiten sind nach der Witterung unterteilt: Frühling (März-Mai), Sommer (Juni-August), Herbst (September-November) und Winter (Dezember-Februar). Durch die leicht elliptische Erdbahn (Abweichung von einer Kreisbahn +/- 1,7 Prozent) unterscheiden sich die Längen der Jahreszeiten um einige Tage. Ferner sind sie auf der Süd- und Nordhalbkugel umgekehrt: Ist im Süden Sommer, so herrscht auf der Nordhalbkugel Winter, und umgekehrt. In tropischen und subtropischen Gebieten hingegen unterscheidet man stattdessen zwischen Regen- und Trockenzeit. In den Tropen gibt es zwei Regenzeiten pro Jahr, welche sich jedoch mit zunehmender geografischer Breite zu einer einzelnen, zweigipfeligen und schließlich in den Subtropen zu einer eingipfeligen Regenzeit wandeln. Um Naturbeobachtungen mit Jahreszeiten zu beschreiben, ist die Unterteilung in vier Jahreszeiten im Allgemeinen zu grob. In der Phänologie kennt man daher bis zu zehn Jahreszeiten, deren Dauer lokal verschieden durch das Eintreten verschiedener Naturereignisse (zum Beispiel Apfelblüte) gegeben ist. Der einschneidende Einfluss, den der Ablauf der Jahreszeiten auf den Lebensrhythmus der Menschen hat, schlägt sich auch sprachlich nieder. Im Deutschen nennt man einen Zeitraum, in dem der Lebensrhythmus in einer Gegend erheblich vom Normalen abweicht, eine fünfte Jahreszeit.

Ursachen und Wandel

Die Temperaturunterschiede der Jahreszeiten entstehen durch die zum Erdäquator schräge Umlaufbahn der Erde um die Sonne (Winkel zur Ekliptik 23,44°). Ihre wechselnde Sonnendistanz spielt nur eine geringere Rolle, macht aber die Südwinter etwas strenger als die Nordwinter. Die Erde ist nämlich im Nordwinter an ihrem sonnennächsten Punkt (Perihel, 3. Januar), während sie in unserem Sommer (dem Südwinter) etwas weiter von der Sonne entfernt ist (Aphel, 3. Juli). Die Position der Erde auf ihrer Umlaufbahn im Verlauf der Jahreszeiten zeigt folgende Grafik: center Da die Erdachse, von geringen langfristigen Schwankungen abgesehen, raumfest ist, ändert sich im Laufe eines Jahres die Zuwendung der Erdhalbkugeln zur Sonne. Auf der Nordhalbkugel sind deshalb im Sommer die Tage länger und die Erde erhält mehr Sonneneinstrahlung als im Winter. Auf der Südhalbkugel ist es umgekehrt. Während an den geografischen Polen je ein halbes Jahr Tag und Nacht herrscht, sind am Äquator die Tage und Nächte mit 12 Stunden immer gleich lang. Auch wenn die Entfernung zur Sonne nicht für die Jahreszeiten verantwortlich ist, so beeinflusst sie deren Verlauf und Stärke. Die Sonnennähe im Nordwinter verhindert ein allzustarkes Auskühlen der Nordhalbkugel, die Winter fallen deshalb recht gemäßigt aus. Gleichzeitig führt dies auf der Südhalbkugel zu heißen Sommern. Auf Grund kleiner Bahnstörungen durch kosmische Einflüsse wandert die Apsislinie (die Linie zwischen Aphel und Perihel) in etwa 21.000 Jahren einmal durch alle Jahreszeiten. Im 13. Jahrtausend wird das Perihel mit dem Sommeranfang zusammenfallen. Die Jahreszeiten der Nordhalbkugel werden dann um einiges extremer ausfallen, als das heute der Fall ist. Im Gegenzug wird die Südhalbkugel - relativ gesehen - mildere Winter und kühlere Sommer bekommen.

Weblinks

Kategorie:Astronomische Größe der Zeit Kategorie:Jahreszeit ja:季節 ko:계절 simple:Season

Klimazone

Die Erde wird anhand verschiedener Klimabedingungen aufgrund unterschiedlich intensiver Sonneneinstrahlung in unterschiedliche Zonen eingeteilt, die sich vom Nordpol zum Äquator erstrecken – und auf der Südhalbkugel spiegebildlich verlaufen.

Einteilung

Es existieren zwei Arten von Einteilungen für die Klimazone, eine grobere, die die Klimazonen nach geografischen Kriterien aufteilt, und eine feinere, die die tatsächlichen Klimaverhältnisse (Temperatur, Niederschlagsmenge) berücksichtigt.

Einteilung nach geografischen Kriterien

Einteilung nach klimatischen Kriterien

- Kalte Zone: Gebiete, in denen die Mitteltemperatur im wärmsten Monat 10 Grad Celsius nicht erreicht.
- Eisklima
- Tundrenklima
- Gemäßigte Zone: Gebiete, in denen der wärmste Monat wärmer als 10 Grad Celsius ist, die Jahresmitteltemperatur jedoch unter 20 Grad Celsius liegt.
- Kaltgemäßigtes Klima
- Kühlgemäßigtes Klima
- Warmgemäßigtes Klima
- Subtropen: Gebiete mit einer Jahresmitteltemperatur über 20 Grad Celsius, jedoch einer Mitteltemperatur im kältesten Monat unter diesem Wert
- Tropen: Gebiete, in denen die Mitteltemperatur im kältesten Monat über 20 Grad Celsius liegt. Die Grobeinteilung richtet sich in diesem Fall nach der Temperatur, es gibt jedoch auch andere Einteilungen, die die tatsächlichen Klimabedingungen aufgrund der atmosphärischen Zirkulation, der Meereszirkulation (Genetische Klassifikation), oder der Klimawirkungen (effektive Klassifikation: dominierende Vegetation, allgemeine ökologische Kriterien) besser erfassen. Beispiel hierfür ist der Vergleich von Niederschlagsmengen und Evapotranspiration, was zur einer Differenzierung in
- aride,
- semihumide und
- humide Klimate führt. Es gibt hierbei keine beste oder generell zu bevorzugende Klassifikation der Klimazonen. Jede Art der Klassifikation hat ihre spezifischen Vor- und Nachteile und diese können nur im Fall einer konkreten Anwendung in eine Richtung überwiegen. Geht man nur von den klimatischen Bedingungen aus, so bieten sich zur differenzierten Beschreibung lokaler Klimacharakteristika so genannte Klimadiagramme an.

Klimaklassifikationen – allgemeine Vorgehensweise

Alle Klimaklassifikationen versuchen, die regional sehr unterschiedlichen Klimate der Erde zusammenfassen und generalisiert wiederzugeben. Die kleinsträumlichen Unterschiede müssen hierbei den großen Regelhaftigkeiten des Klimas weichen. Es werden ähnliche Klimate zu größeren Räumen aggregiert, die innerhalb von bestimmten Grenz- und Richtwerten der gleichen Klimaparameter (und damit ungefähr das gleiche Klima) aufweisen. Generell unterscheidet man genetische und effektive, zum Teil auch ökoklimatische, etc. Klimaklassifikationen. Genetische Klimaklassifikationen stellen den Ursprung des Klimas, also deren Genese, in den Mittelpunkt. Räume gleicher Klimate werden also zum Beispiel nach der Kontinentalität bzw. Maritimität eines Teilraumes bestimmt. Zentrale Grundlage der genetischen Klimaklassifikationen ist die globale Windzirkulation. Eine frühe genetische Klimaklassifikation legte zum Beispiel Carl Troll vor.

Klimaklassifikation nach Köppen und Geiger

Diese offiziellen in der Klimageographie verwendeten Klimaklassifikationen wurden von Wladimir Peter Köppen in dieser Art Einteilung entwickelt. […] Siehe dazu auch Klimatologie, Klassifikation. […] Die Zahlen geben die Reihenfolge in der Einordnung der Klassifizierung an.

Hauptgruppe

; A-Klimate : Tropische Regenklimate (kältester Monat < 18 °C). ; B-Klimate : Trockenklimate, (entweder mit Sommerregen, Regen ohne Periode oder Winterregen) mit hauptsächlicher Unterscheidung zwischen BS (Steppenklimate) und BW (Wüstenklimate). ; C-Klimate : Warmgemäßigte Regenklimate (kältester Monat zwischen 18 °C und −3 °C, wärmster Monat > 10 °C), mit ganzjährigen Niederschlägen, bzw. jahreszeitlich oder periodisch höher als in den B-Trockenklimaten. ; D-Klimate : Boreale Klimate, Schnee-Wald-Klimate, nur auf der Nordhalbkugel ausgebildet, kältester Monat < −3 °C und wärmster Monat > 10 °C. ; E-Klimate : kalte Klimate jenseits der Baumgrenze (polare, wie als auch Höhenbaumgrenze), mit häufig vorkommenden tundrenartigen Dauerfrostböden, wärmster Monat < 10 °C, mit Unterscheidung in EF (Ewiger Frost) und ET (Tundra).

Unterteilung nach dem Mengenverhältnis der Niederschläge

- w = wintertrocken, a) für die C- und D-Klimate im regenreichsten Monat der wärmeren Jahreszeit mehr als zehnmal soviel Niederschlag wie im regenärmsten Monat der kälteren Jahreszeit (Bsp.: Cw-Klimate), b) in der A-Klimate muss mindestens ein Monat mit weniger als 60 mm Niederschlag vorkommen um diese weitere Klassifikation zur Aw-Klimate zu bekommen.
- s = sommertrocken, a) bei der C- und D-Klimate muss der regenreichste Monat der kalten Jahreszeit hierfür mindestens dreimal soviel Niederschlag aufweisen wie der regenärmste Monat der warmen Jahreszeit in der jeweiligen Klimate), b) nur äußerst selten auch für die A-Klimate zutreffend, wenn der trockenste Monat im Verhältnis zum regenreichsten noch bis zu 30 mm Niederschlag aufweist, wird das „s“ erst an dritter Stelle neben „f“ gesetzt.
- f = steht dann für ausgesprochene Trockenzeit in der jeweiligen Klimate.
- m = Mittelform zwischen f und w im Bereich des tropischen Monsunklimas, Trockenzeit ist zwar vorhanden aber nur kurz und wenig effektiv.

Differenzierung der Sommerwärme und Winterkälte

- Gruppe für die C- und D-Klimate:
- a = Temperatur des wärmsten Monats > 22 °C
- b = wärmster Monat < 22 °C, aber noch mindestens 4 Monate > 10 °C
- c = nur 1 bis 4 Monate > 10 °C, kältester Monat > –38 °C
- d = bis zu 4 Monate > 10 °C, aber kältester Monat < –38 °C
- Gruppe für die B-Klimate:
- h = heiß (Jahresmitteltemperatur > 18 °C)
- k = winterkalt (Jahresmitteltemperatur < 18 °C, aber wärmster Monat > 18 °C)
- k' = wie k, jedoch auch wärmster Monat < 18 °C
- Dritte Gruppe:
- l = lau, alle Monate 10 °C bis 22 °C
- i = isotherm, die Differenz der extremen Monate < 5 °C

Weblinks

- [http://www.payer.de/entwicklung/entw02.htm allgemeiner, sehr umfassender Artikel zu den einzelnen Klimazonenklassifikationen]
- [http://www.klimakarte.de/ Einleitung zur genetischen Klimazonenklassifikation]
- [http://www.wetter-und-klima.de/klimadiagramme/welt.htm Klimadiagramme]
- [http://www.tu-berlin.de/~kehl/project/lv-twk/05-intro-4-twk.htm Vegetationsökologie von Klimazonen]
- [http://www.die-klimazonen.de/ Die Klimazonen der Erde]
- [http://www.webgeo.de/beispiele/rahmen.php?string=1;k_600;1;;;;1-k_610-1 Lernmodul bei WebGeo] ! Kategorie:Klimatologie

Südhalbkugel

Als Südhalbkugel oder südliche Halbkugel oder Südhemisphäre wird der Teil der Erde bezeichnet, der sich südlich des Äquators befindet. Der astronomische Sommer geht hier von Dezember bis Februar und der Winter von Juni bis August. Durch die Corioliskraft sind Tiefdruckgebiete und auch z.B. Hurrikane auf der Südhalbkugel immer rechtsdrehend - im Uhrzeigersinn. Die Südhalbkugel hat viel weniger Landfläche als die Nordhalbkugel und wird deshalb auch als Wasserhemisphäre bezeichnet. Hauptsächlich findet man die südlichen Teile Südamerikas und Afrikas, den größten Teil von Indonesien sowie Australien und Neuseeland auf der Südhalbkugel. Zudem verläuft die Sonne auf der Südhalbkugel von Osten über den Norden nach Westen. Siehe auch: Barisches Windgesetz, Geografische Breite, Süden, Landhemisphäre, Westhemisphäre Kategorie:Geographischer Begriff ja:南半球 ko:남반구 simple:Southern Hemisphere

Nordhalbkugel

Als Nordhalbkugel oder nördliche Halbkugel oder nördliche Hemisphäre wird der Teil der Erde bezeichnet, der sich nördlich des Äquators befindet. Der astronomische Sommer geht hier von Juni bis August und der Winter von Dezember bis Februar. Durch die Corioliskraft sind Tiefdruckgebiete und auch z.B. Hurrikane auf der Nordhalbkugel (fast) immer linksdrehend - gegen den Uhrzeigersinn. Die Nordhalbkugel hat wesentlich mehr Landfläche als die Südhalbkugel und wird deshalb auch als Landhemisphäre bezeichnet. Siehe auch: Geografische Breite, Norden, Wasserhemisphäre, Westhemisphäre Kategorie:Geographischer Begriff ja:北半球 ko:북반구 simple:Northern Hemisphere

Sonne

Die Sonne (lat. Sol ) ist der Stern im Zentrum unseres Planetensystems, das nach ihr als Sonnensystem bezeichnet wird. Umgangssprachlich wird der Individualname unseres Zentralgestirns auch synonym zu Stern verwendet. Das Zeichen der Sonne: Stern Die Sonne ist für das Leben auf der Erde von fundamentaler Bedeutung. Viele wichtige Prozesse auf der Erdoberfläche, wie das Klima und das Leben selbst, werden durch die Strahlungsenergie der Sonne angetrieben. So stammen etwa 99,998 % des gesamten Energiebeitrags zum Erdklima von der Sonne – der winzige Rest wird aus geothermalen Wärmequellen gespeist. Auch die Gezeiten gehen zu einem Drittel auf die Schwerkraft der Sonne zurück. Schwerkraft __TOC__

Allgemeines

Schwerkraft Die Sonne ist der beherrschende Himmelskörper in unserem Planetensystem, zu dessen Gesamtmasse sie 99,9 % beiträgt. Ihr Durchmesser beträgt 1,3925 Millionen km (109-facher Erddurchmesser), was knapp unter dem geschätzten Mittelwert aller Sterne liegt. Sie ist ein Stern der so genannten Hauptreihe, ihre Spektralklasse ist G2, und sie hat die Leuchtkraftklasse V. Das bedeutet, dass die Sonne ein durchschnittlicher, gelb leuchtender „Zwergstern“ ist, der sich in der etwa 10 Milliarden Jahre dauernden Hauptphase seiner Entwicklung befindet. Ihr Alter wird auf etwa 4,6 Milliarden Jahre geschätzt. Die Leuchtkraft der Sonne entspricht einer Strahlungsleistung von etwa 3,8·10²⁶ Watt. Diese Strahlung wird zum Großteil im sichtbaren Licht abgegeben mit einem Maximum in den Spektralfarben Gelb und Grün. Die Farbe der Sonne, die wir als gelb wahrnehmen, erklärt sich aus ihrer Oberflächentemperatur von etwa 5.700 °C (siehe auch Schwarzkörperstrahlung). Die zentrale Bedeutung der Sonne für die Lebensprozesse auf der Erde zeigt sich auch hier: jener Bereich des elektromagnetischen Spektrums, in dem die Sonne am stärksten strahlt, ist genau der für uns Menschen und die meisten anderen Lebewesen sichtbare Teil dieses Spektrums. Dieses Faktum kann teleologisch oder durch Evolution gedeutet werden. Die Sonnenmasse beträgt etwa das Doppelte der geschätzten Durchschnittsmasse aller Sterne unserer Milchstraße. Zählt man nur die Sterne mit Kernfusion (schließt also die „Braunen Zwerge“ aus), liegt die Masse im Durchschnitt. Ihre Masse setzt sich zu 73,5 % aus Wasserstoff und zu 25 % aus Helium zusammen. Hinsichtlich der Anzahl der Atome betragen diese Anteile 92,7 % und 7,9 %. Die restlichen 1½ Prozent der Sonnenmasse setzen sich aus zahlreichen schwereren Elementen zusammen, vor allem Sauerstoff und Kohlenstoff.
Im Sonnenkern entsteht aus den dicht gedrängten Atomkernen des Wasserstoffs durch Kernfusion Helium, so dass der Wasserstoff-Anteil zugunsten des Heliums in Zukunft weiter sinken wird. Dieser Prozess ist der Motor der Sonne, aus dem sie jene Energie bezieht, die sie an der Photosphäre (leuchtende, sichtbare Oberfläche) durch Strahlung abgibt. Da die Sonne kein fester Körper wie die erdähnlichen Planeten und Monde ist, sondern ein heißer Gasball, wäre sie ohne diesen Energienachschub von innen instabil. Sie würde sich abkühlen und auf einen Bruchteil ihrer jetzigen Größe zusammenziehen. Die Sonne rotiert in rund 4 Wochen um die eigene Achse. Diese Rotation dauert am Äquator 25,4 Tage, in mittleren Breiten 27-28 Tage und nahe den Polen 36 Tage. Dieser Unterschied in der Dauer eines Sonnentages wird als differenzielle Rotation bezeichnet und ist seit längerem durch Gas- und Hydrodynamik erklärbar.

Kulturgeschichte

Hydrodynamik] Die Sonne ist das zentrale Gestirn am Himmel, von ihr hängt alles Leben auf der Erde ab. Diese überragende Bedeutung war den Menschen seit Alters her bewusst. Viele frühere Kulturen verehrten sie als Gottheit. Die regelmäßige tägliche und jährliche Wiederkehr der Sonne wurde teils ängstlich erwartet und mittels kultischer oder magischer Rituale beschworen. Besonders das Auftreten einer Sonnenfinsternis löste große Bestürzung und Furcht hervor. Im alten China glaubte man, ein Drache würde die Sonne verschlingen. Durch die Veranstaltung von großem Lärm versuchte man, das Untier dazu zu bewegen, die Sonne wieder freizugeben. Andererseits machte sich die Menschheit das Wissen über die für alles Leben fundamentalen Perioden Tag und Jahr schon seit frühester Zeit nutzbar. Die Sonne ist die natürliche Uhr der Menschen und die Abfolge der Jahreszeiten führte zur Entwicklung des Kalenders, der vor allem nach Erfindung des Ackerbaus für alle Kulturen überlebenswichtig war. Für die Sumerer verkörperte die Sonne den Sonnengott Utu. Bei den Babyloniern entsprach er dem Gott Schamasch, der jeden Tag den Himmel betrat und dessen Strahlen nichts verborgen blieb. Im alten Ägypten wurde Ra (auch Re oder Atum) als Sonnengott verehrt. Der „Ketzer“-Pharao Echnaton ließ später nur noch Aton, die personifizierte Sonnenscheibe, als einzigen Gott zu und schaffte alle anderen ägyptischen Götter ab. Im antiken Griechenland verehrte man den Sonnengott Helios, der mit seinem Sonnenwagen täglich über das Firmament fuhr. Allerdings sind aus dem antiken Griechenland auch die ersten Überlegungen überliefert, in denen die Sonne als physikalisches Objekt betrachtet wird. Die wohl älteste dieser Hypothesen stammt dabei von Xenophanes, der die Sonne als eine feurige Ausdünstung oder Wolke benannte. So naiv diese Beschreibung aus heutiger Sicht zwar wirkt, stellt sie doch einen gewaltigen kulturhistorischen Schritt dar, denn die Wahrnehmung der Sonne als ein natürliches Objekt widerspricht fundamental der vorherigen – und auch der oft noch in späteren Jahrhunderten vertretenen – Auffassung der Sonne als Teil einer göttlichen Entität. Es ist daher auch wenig verwunderlich, dass aus eben diesen Gedanken auch die erste kritische Auseinandersetzung mit dem vermenschlichten Götterbild des antiken Griechenlands hervor gingen („Wenn die Pferde Götter hätten, sähen sie wie Pferde aus“) und daraus folgend erste Gedanken zum Monotheismus. Interessant ist dabei sicherlich auch der Vergleich mit dem bereits oben erwähnten ägyptischen Monotheismus des Echnaton, der ja gerade die Vergötterung der Sonne als Ausgangspunkt nahm. Man kann also sagen, dass mit Xenophanes die Sonne zum ersten Mal in der europäischen Geschichte als Gegenstand der Physik auftauchte, oder – etwas schmissiger –, dass es sich um die Geburtsstunde der Astrophysik handelte. Die Thesen des Xenophanes wurden später auch von anderen griechischen Philosophen aufgenommen, z.B. beschrieb der Vorsokratiker Anaxagoras die Sonne als glühenden Stein. Diese Auffassungen setzte sich allerdings im Folgenden nicht bei allen Denkern durch und viele spätere Schulen fielen wieder auf eher mythische Erklärungen zurück. Der Volksglaube in Griechenland nahm wahrscheinlich keinerlei Kenntnis von all diesen Überlegungen. Dem griechischen Gott Helios entsprach weitgehend der unbesiegbare römische Gott Sol invictus, dessen Kult in der Kaiserzeit weit verbreitet war. Aus der Antike übernommen ist die Sonne als Symbol der Vitalität in der Astrologie. In der nordischen Mythologie formten die Götter die Sonne aus einem Funken und legten sie in einen Wagen. Die Göttin Sol fährt mit dem Wagen über den Himmel, gezogen von den Rössern Alsvidr und Arwakr. Das Gespann wird beständig von dem Wolf Skalli (Skoll) verfolgt. Am Tag des Weltunterganges (Ragnarök) wird der Wolf die Sonne verschlingen. Im frühen Mexiko wurde der Sonnengott Tonatiuh von den Azteken verehrt. Bei den Maya und den Inka waren Itzamná bzw. Inti die Hauptgottheiten. Die Beobachtung der Sonne (und anderer Sterne) und die Bestimmung ihrer Bahnpunkte (Tagundnachtgleiche, Sommer- und Wintersonnenwende) war eine Voraussetzung für die Erstellung von Kalendern. Hierdurch konnten wichtige jahreszeitliche Ereignisse vorherbestimmt werden, wie das Eintreffen des Nilhochwassers im alten Ägypten, der günstigste Zeitpunkt der Saat oder das Eintreffen der für die Seefahrt gefährlichen Herbststürme. Vorchristliche Kultstätten, wie Stonehenge, waren offensichtlich zu derartigen Beobachtungszwecken errichtet worden. Die Anlage von Stonehenge ist so ausgerichtet, dass am Morgen des Mittsommertages, wenn die Sonne ihre höchste nördliche Position erreicht, die Sonne direkt über einem Positionsstein („Fersenstein“) aufgeht und die Sonnenstrahlen in gerader Linie ins Innere des Bauwerks eindringen. Die bronzezeitliche Himmelsscheibe von Nebra scheint ebenfalls ein Instrument zur Himmelsbeobachtung gewesen zu sein. Ihre goldenen Ränder werden u.a. als „Sonnenbarken“, ein religiöses Symbol der Bronzezeit, interpretiert. In die gleiche Zeit fällt auch der Sonnenwagen von Trundholm, bei der die Scheibe als Sonnensymbol mit einer Tag- und Nachtseite gedeutet wird. Das antike Weltbild ging allgemein davon aus, dass die Erde den Mittelpunkt des Universums bildete. Sonne, Mond und die Planeten bewegten sich auf exakten Kreisbahnen um die Erde. Diese Vorstellung, zusammengefasst von Ptolemäus, hielt sich fast 2.000 Jahre lang. Insbesondere die Kirche verteidigte dieses Weltbild, zumal auch in der Bibel dargelegt wird, dass sich die Sonne bewegt. Allerdings zeigte das Modell Schwächen. So konnte die Bewegung der Planeten nur durch komplizierte Hilfskonstruktionen erklärt werden. Bereits Aristarch von Samos postulierte im 2. Jahrhundert v. Chr., dass die Sonne das Zentrum der Welt darstelle. Die Gelehrten Nikolaus von Kues und Regiomontanus griffen diesen Gedanken mehr als 1.500 Jahre später wieder auf. Nikolaus Kopernikus versuchte in seinem Werk De Revolutionibus Orbium Coelestium eine mathematische Grundlage dafür zu schaffen, was ihm letztendlich nicht gelang. Sein Werk regte allerdings weitere Forschungen an und bereitete das Fundament für das „Kopernikanische Weltbild“. Kopernikus' Werk wurde von der Kirche zunächst nicht als Ketzerei betrachtet, da es ein rein mathematisches Modell darstellte. In späteren Jahren, als Gelehrte daran gingen, Kopernikus' Vorstellung in ein reales Weltbild umzusetzen, wandte sich die Kirche jedoch entschieden gegen solche „umstürzlerischen“ Gedanken. Gelehrte, wie Galilei, die ebenfalls zur Erkenntnis einer zentralen Sonne gelangt waren, wurden von der Inquisition verfolgt. Durch weitere Beobachtungen, exakte Bestimmungen der Planetenbahnen, die Einführung des Teleskops und die Entdeckung der Gesetze der Himmelsmechanik, setzte sich das heliozentrische Weltbild allmählich durch. Die weiteren Fortschritte der Astronomie ergaben schließlich, dass auch die Sonne keine herausragende Stellung im Universum einnimmt, sondern ein Stern unter Abermilliarden Sternen ist. heliozentrische Weltbild

Aufbau

Die Sonne besteht aus verschiedenen Zonen mit schalenförmigem Aufbau, wobei die Übergänge allerdings nicht streng voneinander abgegrenzt sind.

Kern

Sämtliche freiwerdende Energie stammt aus einer als „Kern“ bezeichneten Zone im Innern der Sonne. Dieser 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. Bei einer Temperatur von etwa 15,6 Millionen K liegt die Materie in Form eines Plasmas vor. Durch die Proton-Proton-Reaktion verschmelzen Wasserstoffkerne zu Heliumkernen, wobei Gammastrahlung und Elektronneutrinos erzeugt werden. Die erzeugten Heliumkerne haben aufgrund der Bindungsenergie eine geringfügig geringere Masse als die Summe der ursprünglichen Wasserstoffkerne (Massendefekt). Der Massenunterschied wird gemäß der Formel E = m c² in Energie umgewandelt (pro Proton-Proton-Fusion ≈ 27 MeV). Im Kern der Sonne werden pro Sekunde 700 Millionen Tonnen Wasserstoff zu 695 Millionen Tonnen Helium fusioniert, wobei eine Gesamtleistung von ca. 4 · 10²⁶ W = 400 Quadrillionen Watt freigesetzt wird. Eigentlich ist der Sonnenkern zu „kalt“ für eine Kernfusion. Die kinetische Energie der Teilchen reicht rechnerisch nicht aus, um bei einem Zusammenstoß die starken Abstoßungskräfte der positiv geladenen Protonen (Wasserstoffkerne) zu überwinden. Dass dennoch Fusionen stattfinden, ist auf den quantenmechanischen Tunneleffekt zurück zu führen. Gemäß der Quantenmechanik verhält sich ein Proton wie eine ausgebreitete Welle ohne genau definierten Ort, seine Energie schwankt um einen Mittelwert. Es besteht dabei eine sehr geringe Wahrscheinlichkeit, dass sich zwei Protonen so weit nähern, dass eine Verschmelzung stattfinden kann. Das Energieniveau der abstoßenden Kräfte wird bei der Verschmelzung gleichsam „durchtunnelt“. Somit ist die Wahrscheinlichkeit einer Fusion zweier Wasserstoffkerne im Innern der Sonne sehr gering. Da jedoch eine immense Anzahl von Kernen vorhanden ist, können dennoch gewaltige Energiemengen freigesetzt werden. Die „gebremste“ Kernfusion hat für das Sonnensystem und das Leben auf der Erde den entscheidenden Vorteil, dass die Sonne sparsam mit ihren Energievorräten umgeht und über einen langen Zeitraum konstante Energiemengen abstrahlt.

Strahlungszone

Um den Kern herum liegt die so genannte „Strahlungszone“, die etwa 70 % des Sonnenradius ausmacht. Im Vakuum des Weltalls bewegen sich Gammaphotonen mit Lichtgeschwindigkeit durch den Raum. Im Innern der Sonne herrscht eine derart hohe Dichte, dass die Photonen immer wieder mit den Teilchen des Plasmas zusammenstoßen, dabei absorbiert und wieder abgestrahlt werden. Sie bewegen sich auf einer völlig zufälligen Bahn und diffundieren dabei Richtung Sonnenoberfläche. Statistisch benötigt ein Photon etwa 170.000 Jahre, um die Strahlungszone zu passieren. Dies bedeutet, dass das Licht, welches wir heute von der Sonne erhalten, bereits vor entsprechend langer Zeit erzeugt wurde. Bei jedem Zusammenstoß in der Strahlungszone nimmt die Strahlungsenergie des Photons ab und seine Wellenlänge nimmt zu. Die Gammastrahlung wird in Röntgenstrahlung umgewandelt. Anders als die Photonen gelangen die Neutrinos nahezu ungehindert durch die Schichten der Sonne, da sie kaum mit Materie in Wechselwirkung treten. Die Neutrinos erreichen, da sie sich mit Lichtgeschwindigkeit bewegen, bereits nach acht Minuten die Erde, wobei sie den Planeten fast ungehindert durchqueren. In jeder Sekunde durchqueren etwa 70 Mrd. Neutrinos einen Quadratzentimeter der Erdoberfläche.

Konvektionszone

An die Strahlungszone schließt sich die „Konvektionszone“ an. Am Grenzbereich zur Strahlungszone beträgt die Temperatur noch ca. 2 Mio. Kelvin. Die Energie wird in dieser Zone nicht mehr durch Strahlung abgegeben, sondern durch eine Strömung (Konvektion) der Plasmas weiter nach außen transportiert. Dabei steigt heiße Materie in gewaltigen Strömen nach außen, kühlt dort ab und sinkt wieder ins Sonneninnere hinab. Da das frisch aufgestiegene Plasma heißer und damit heller ist als das absteigende, sind die Konvektionszellen mit einem Teleskop als Granulation der Sonnenoberfläche erkennbar.

Sonnenoberfläche und Umgebung

Granulation Oberhalb der Konvektionszone liegt die Photosphäre, die wir als Quelle der Sonnenstrahlung wahrnehmen: eine „Kugelschale aus Licht“ als die für uns sichtbare Sonnenoberfläche. Sie ist aber nur eine 300-400 km dicke Schicht, deren Temperatur an der Oberfläche rund 6.000 Kelvin (5.700 °C) beträgt. 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 Strahlung ab – großteils im sichtbaren Licht, was auch ihr Name andeutet (griech. φoς = Licht). Erst hier hat die Energie der Strahlungsquanten soweit abgenommen, dass sie unschädlich und für das menschliche Auge sichtbar sind. Wegen ungeheurer Wirbel und variabler Magnetfelder (Quelle der Sonnenflecken) darf man sich die Oberfläche allerdings nicht als glatt vorstellen. Durch digitale Bildverarbeitung der Messungen von SOHO, TRACE oder CHANDRA kann man sie so darstellen, dass sie wie hartes, aber dauernd bewegliches Material aussieht. Für die Turbulenzen ist auch die elektrische Leitfähigkeit der heißen Sonnenmaterie entscheidend. Leitfähigkeit Über der Photosphäre erstreckt sich die Chromosphäre. Sie wird von jener 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 Gasdichte um den Faktor 10^-4 auf 10^-15 g/cm³ abnimmt. Über der Chromosphäre liegt die Korona, in der die Dichte nochmals um den Faktor 10^-4 auf 10^-19 g/cm³ abnimmt. Die innere Korona erstreckt sich – je nach dem aktuellen Fleckenzyklus – um 1-2 Sonnenradien nach außen und stellt eine erste Übergangszone zum interplanetaren Raum dar. Durch Sonnenstrahlung, Stoßwellen und andere Wechselwirkungen mechanischer oder magnetischer Art wird die äußerst verdünnte Koronen-Materie allerdings auf Temperaturen bis zu zwei Millionen Kelvin aufgeheizt. Die genauen Ursachen dieser Heizmechanismen sind freilich noch unklar. Eine mögliche Energiequelle wären akustische Wellen und Microflares - kleine Ausbrüche auf der Sonnenoberfläche Ein besonders hoher Temperaturgradient herrscht an der Untergrenze der Korona, wo ihre Dichte nach oben schneller abnimmt, als die Energie abtransportiert werden kann. Innerhalb einiger 100 Höhenkilometer steigt die kinetische Gastemperatur um eine Million Grad und „macht sich Luft“, indem die zusätzliche Heizenergie als Sonnenwind entweicht. Die Korona kann nur aufgrund ihrer extrem geringen Dichte so heiß werden. Der bei jeder totalen Sonnenfinsternis sichtbare Strahlenkranz (lat. Corona = Krone) hat schon vor Jahrtausenden die Menschen erstaunt. Er kann bis mehrere Millionen Kilometer reichen und zeigt eine strahlenförmige Struktur, die sich mit dem Zyklus der Sonnenflecken stark ändert. Im Sonnenflecken-Maximum verlaufen die Strahlen nach allen Seiten, im Minimum nur in der Nähe des Sonnenäquators. Die Korona erstreckt sich bis zur Heliopause, wo sie auf das interstellare Medium trifft.

Magnetfeld

äquator äquator Die Sonne besitzt außerordentlich starke Magnetfelder, die durch die Strömung der elektrisch leitenden Gase hervorgerufen werden. Die Leitfähigkeit des Plasmas im Sonneninnern entspricht dem von Kupfer bei Zimmertemperatur. In der Sonne zirkulieren elektrische Ströme in einer Größenordnung von 10¹² Ampere. Das Innere der Sonne wirkt somit wie ein gigantischer Dynamo, der die Bewegungsenergie eines elektrischen Leiters in elektrische Energie und ein Magnetfeld umwandelt. Man geht derzeit davon aus, dass dieser Dynamoeffekt nur in einer dünnen Schicht am Boden der Konvektionszone wirksam ist. Sichtbare Auswirkungen der Magnetfelder sind die Sonnenflecken und die Protuberanzen. Sonnenflecken sind relativ kühle Bereiche der Sonnenatmosphäre. Ihre Temperatur liegt zwischen 3.700 und 4.500 K. Durch spektroskopische Untersuchungen konnte festgestellt werden, dass im Bereich der Sonnenflecken starke Magnetfelder vorherrschen. Die Spektrallinien von Elementen, die normalerweise bei einer Wellenlänge liegen, erscheinen bei Anwesenheit eines Magnetfeldes dreigeteilt (Zeeman-Effekt), wobei der Abstand der Linien proportional zur Stärke des Feldes ist. Die Magnetfeldstärke im Umfeld der Sonnenflecken kann bis zu 0,3 Tesla (3.000 Gauß) betragen und ist somit tausendmal stärker als das irdische Magnetfeld an der Erdoberfläche. In der Sonne bewirken die Magnetfelder eine Hemmung der Konvektionsströmungen, so dass weniger Energie nach außen transportiert wird. Die dunkelsten und kühlsten Zonen auf der Sonne sind somit die Orte mit den stärksten Magnetfeldern. Gauß Sonnenflecken treten in Gruppen auf, wobei meistens zwei auffällige Flecken dominieren, die eine entgegen gesetzte magnetische Ausrichtung aufweisen (ein Fleck ist sozusagen ein „magnetischer Nordpol“, der andere ein „Südpol“). Solche bipolaren Flecken sind meist in Ost-West-Richtung, parallel zum Sonnenäquator, ausgerichtet. Zwischen den Flecken bilden sich Magnetfeldlinien in Form von Schleifen aus. Längs dieser Linien wird ionisiertes Gas festgehalten, das in Form von Protuberanzen oder Filamenten sichtbar wird (Protuberanzen sind Erscheinungen am Rand, Filamente auf der „Sonnenscheibe“). Gauß Die Gesamtzahl der Sonnenflecken unterliegt einem Zyklus von rund elf Jahren. Während eines Fleckenminimums sind kaum Sonnenflecken sichtbar. Mit der Zeit bilden sich zunehmend Flecken in einem Bereich von 30° nördlicher und südlicher Breite aus. Diese aktiven Fleckengürtel bewegen sich zunehmend in Richtung Äquator. Nach etwa 5,5 Jahren ist das Maximum erreicht und die Zahl der Flecken nimmt langsam wieder ab. Nach einem Zyklus hat sich das globale Magnetfeld der Sonne umgepolt. Der vorher magnetische Nordpol ist jetzt der magnetische Südpol. Die genauen Ursachen für den elfjährigen Zyklus sind noch nicht vollständig erforscht. Derzeit geht man von folgendem Modell aus: :Zu Beginn eines Zyklus, im Minimum, ist das globale Magnetfeld der Sonne bipolar ausgerichtet. Die Magnetfeldlinien verlaufen geradlinig über den Äquator von Pol zu Pol. Durch die differenzielle Rotation werden die elektrisch geladenen Gasschichten gegeneinander verschoben, wobei die Magnetfelder zunehmend gestaucht, verdreht und verdrillt werden. Die Magnetfeldlinien ragen zunehmend aus der sichtbaren Oberfläche heraus und verursachen die Bildung von Flecken und Protuberanzen. Nach dem Fleckenmaximum richtet sich das Magnetfeld wieder neu aus.

Pulsation

Die gesamte Sonne pulsiert in unterschiedlichen Frequenzen. Sie schwingt gleichsam wie eine riesige Glocke. Allerdings können wir die Schallwellen auf der Erde nicht „hören“, da das Vakuum des Weltraums diese nicht weiterleitet. Mit speziellen Methoden kann man die Schwingungen jedoch sichtbar machen. Schwingungen aus dem Sonneninnern bewegen die Photosphäre auf und ab. Aufgrund des Dopplereffekts werden die Absorptionslinien des Sonnenspektrums, je nach Bewegungsrichtung der Gase, verschoben. Die hauptsächlich vorherrschende Schwingung hat eine Periodendauer von etwa fünf Minuten (293 ± 3 Sekunden). Innerhalb der Konvektionszone herrschen heftige Turbulenzen, wobei aufsteigende Konvektionszellen bei der Strömung durch die umliegenden Gase Schallwellen erzeugen. Nach außen laufende Schallwellen erreichen die Grenzschicht zur Photosphäre. Da dort die Dichte stark abnimmt, können die Wellen sich dort nicht ausbreiten sondern werden reflektiert und laufen wieder ins Sonneninnere. Mit zunehmender Tiefe nehmen die Dichte der Materie und die Schallgeschwindigkeit zu, so dass die Wellenfront gekrümmt und wieder nach außen geleitet wird. Durch wiederholte Reflexion und Überlagerung können Schallwellen verstärkt werden, es bilden sich Resonanzen aus. Die Konvektionszone wirkt somit wie ein riesiger Resonanzkörper, der die darüber liegende Photosphäre in Schwingung versetzt. Die Auswertung der Schwingungen erlaubt eine Aussage über den inneren Aufbau der Sonne. So konnte die Ausdehnung der Konvektionszone bestimmt werden. Analog zur Erforschung von seismischen Wellen auf der Erde, spricht man bei dem solaren Wissenschaftszweig von der Helioseismologie.

Wechselwirkung der Sonne mit ihrer Umgebung

Die Sonne beeinflusst auch den interplanetaren Raum mit ihrem Magnetfeld und vor allem mit der Teilchenemission, dem Sonnenwind. Dieser Teilchenstrom kann die Sonne mit mehreren 100 km/s verlassen und verdrängt das Interstellare Medium bis zu einer Entfernung von mehr als 10 Milliarden Kilometern. Bei Sonneneruptionen können sowohl Geschwindigkeit als auch Dichte des Sonnenwindes stark zunehmen und auf der Erde neben Polarlichtern auch Störungen in elektronischen Systemen und im Funkverkehr verursachen.

Daten zur Sonne

Erforschung der Sonne

Frühe Beobachtungen

Als der wichtigste Himmelskörper für irdisches Leben genoss die Sonne bereits vor der Geschichtsschreibung aufmerksame Beobachtung der Menschen. Kultstätten wie Stonehenge wurden errichtet, um die Position und den Lauf der Sonne zu bestimmen, insbesondere die Zeitpunkte der Sonnenwenden. Es wird vermutet, dass einige noch ältere Stätten ebenfalls zur Sonnenbeobachtung benutzt wurden, gesichert ist dies aber nicht. Der Verlauf der Sonne sowie besonders Sonnenfinsternisse wurden von den unterschiedlichen Kulturen sehr aufmerksam beobachtet und dokumentiert. Aufzeichnungen aus dem alten China belegen die Beobachtungen besonders heftiger Sonnenfleckentätigkeit. Sonnenflecken können mit bloßem Auge wahrgenommen werden, wenn die Sonne tief am Horizont steht und das Sonnenlicht durch die dichte Erdatmosphäre „gefiltert” wird.

Beobachtungen mit Teleskopen

China Auch in Europa hatte man zu der damaligen Zeit Sonnenflecken wahrgenommen, wobei man sie allerdings für „atmosphärische Ausdünstungen“ hielt. Erst die Entwicklung des Teleskops führte zu einer systematischen Erforschung des Phänomens. Im Jahre 1610 beobachteten Galileo Galilei und Thomas Harriot die Flecken erstmals mittels Teleskop. Johann Fabricius beschrieb sie 1611 als Erster in einer wissenschaftlichen Abhandlung. Die beobachtete Wanderung der Flecken auf der Sonnenscheibe führte er zutreffend auf die Eigenrotation der Sonne zurück. 1619 postulierte Johannes Kepler einen Sonnenwind, da der Schweif von Kometen immer von der Sonne weggerichtet ist. Komet 1775 vermutete Christian Horrobow bereits, dass die Sonnenflecken einer gewissen Periodizität unterliegen. 1802 wies William Hyde Wollaston erstmals dunkle Linien (Absorptionslinien) im Sonnenspektrum nach. Joseph von Fraunhofer untersuchte die Linien ab 1814 systematisch, sie werden daher auch als „Fraunhoferlinien“ bezeichnet. 1843 publizierte Samuel Heinrich Schwabe seine Entdeckung des Zyklus der Sonnenfleckenaktivität. 1849 wurde die Sonnenfleckenrelativzahl eingeführt, die die Anzahl und Größe der Sonnenflecken wiedergibt. Seither werden die Flecken regelmäßig beobachtet und gezählt. 1889 entwickelte George Ellery Hale den Spektroheliographen. Henry Augustus Rowland vollendete 1897 einen Atlas des Sonnenspektrums, der sämtliche Spektrallinien enthält. 1908 entdeckte George Ellery Hale die Aufspaltung von Spektrallinien im Bereich der Sonnenflecken durch magnetische Kräfte (Zeeman-Effekt). 1930 beobachtete Bernard Ferdinand Lyot die Sonnenkorona außerhalb einer totalen Finsternis. Lange Zeit unklar war allerdings, woher die Sonne ihre Energie bezieht. So hatte man die Vorstellung, dass die Sonne ein glühender, brennender Körper sei. Allerdings hätte der Brennstoff nur für einige tausend Jahre gereicht. William Thomson, der spätere Lord Kelvin, ging davon aus, dass die Sonne durch die eigene Schwerkraftwirkung schrumpfe und die Bewegungsenergie der Sonnenteilchen in Wärme umgewandelt würde. So könnte die Sonne für etwa hundert Millionen Jahre Energie abgeben. Mit der Entdeckung der irdischen Radioaktivität stellte man allerdings fest, dass die Gesteine der Erdkruste mehrere Milliarden Jahre alt sein müssen. Erst die Entschlüsselung der atomaren Vorgänge brachte eine Lösung. Ernest Rutherford beschrieb einen Zusammenhang zwischen Radioaktivität und Kernumwandlung. Arthur Stanley Eddington folgerte, dass im Innern der Sterne Elemente verschmelzen und in andere umgewandelt werden, wobei Energie freigesetzt wird. Da bei spektroskopischen Untersuchung hauptsächlich Wasserstoff festgestellt wurde, ging man davon aus, dass dieses Element eine entscheidende Rolle spiele. 1938 beschrieb Hans Bethe schließlich die Prozesse Proton-Proton-Reaktion, die im Innern der Sonne ablaufen. 1942 wurde festgestellt, dass die Sonne Radiowellen ausstrahlt. 1949 wies Herbert Friedman die solare Röntgenstrahlung nach. Im Laufe der Zeit wurden spezielle Sonnenobservatorien errichtet, die ausschließlich der Beobachtung der Sonne dienen. 1960 wurde die Schwingung der Photosphäre nachgewiesen. Dies war der Beginn der Helioseismologie, die die Eigenschwingungen der Sonne untersucht und daraus den inneren Aufbau sowie Prozesse ableitet. Zur Messung der Sonnenneutrinos wurden riesige unterirdische Detektoren errichtet. Die Diskrepanz zwischen dem theoretischen und tatsächlich gemessenen Neutrinofluss führte seit den 1970ern zum so genannten solaren Neutrinoproblem: Es konnte nur etwa 1/3 der erwarteten Neutrinos detektiert werden. Dies ließ zwei Möglichkeiten zu. Entweder war das Sonnenmodell falsch und der erwartete solare Neutrinofluss wurde überschätzt, oder die Neutrinos können sich auf dem Weg zur Erde in eine andere „Art“ umwandeln (Neutrinooszillation). Erste Hinweise für diese Neutrinooszillation wurden im Jahr 1998 am Super-Kamiokande gefunden und inzwischen allgemein bestätigt.

Erforschung durch Satelliten und Raumsonden

Super-Kamiokande Eine Reihe von Satelliten wurde für die Beobachtung der Sonne in eine Erdumlaufbahn geschickt. Mittels der Satelliten können insbesondere Wellenlängenbereiche untersucht werden (Ultraviolett, Röntgenstrahlung), die sonst von der Erdatmosphäre absorbiert werden. So hatte z.B. die 1973 gestartete Raumstation Skylab unter anderem ein Röntgenteleskop an Bord. Mit Hilfe von Raumsonden versuchte man unter anderem der Sonne näher zu kommen, um die Umgebung der Sonne studieren zu können. Dies war und bleibt aufgrund von sehr hohen Temperaturen und intensiver Strahlung ein technisch sehr schwieriges Unterfangen. So konnten die 1974 und 1976 gestarteten deutsch-amerikanischen Helios-Sonden sich der Sonne nur bis auf 43,5 Millionen Kilometer nähern. Die 1990 gestartete Raumsonde Ulysses verfolgte andere Ziele. Sie sollte die Pole der Sonne studieren, die sowohl von der Erde, als auch von Satelliten und Raumsonden, die sich in der Planetenebene bewegen, nicht sichtbar sind. Dies war nur mit einer Änderung der Bahnebene der Raumsonde um 90° erreichbar. Zu diesem Zweck flog Ulysses zunächst zum Riesenplaneten Jupiter, wo durch ein Swing-By-Manöver die Bahnebene der Sonde geändert wurde. Dadurch konnte Ulysses die Planetenebene verlassen und überflog seitdem bereits zweimal die beiden Pole der Sonne. Mit konventionellen Raketenantrieben, ohne den Vorbeiflug am Jupiter, wäre eine solche Mission nicht möglich gewesen. Swing-By 1995 wurde die größtenteils von Europa gebaute Sonde SOHO in Richtung Sonne gestartet. SOHO befindet sich nun im Lagrangepunkt L1 und beobachtet die Sonne mit zwölf verschiedenen Instrumenten. Sie liefert tägliche Aufnahmen der Sonne und trägt wesentlich der Vorhersage der Sonneneruptionen und Stürme bei. 1998 folgte der Satellit TRACE zur Unterstützung von SOHO. 2001 startete die Genesis-Raumsonde, die kurz darauf eine Position im Lagrangepunkt L1 bezog und dort 2,5 Jahre lang Proben des Sonnenwindes sammelte, die anschließend zur Erde gebracht werden sollten. Dadurch sollte die genaue Isotopenzusammensetzung des Sonnenwindes ermittelt werden. Im September 2004 trat die Kapsel mit den Proben in die Erdatmosphäre ein, schlug jedoch aufgrund eines nicht entfalteten Fallschirms hart auf der Erde auf. Einige der Proben haben den Aufprall dennoch überstanden und werden derzeit von Wissenschaftlern studiert. Für 2013 plant die europäische Raumfahrtbehörde ESA eine Raumsonde namens Solar Orbiter, die sich der Sonne bis auf 45 Sonnenradien (etwa 30 Millionen Kilometer) nähern und dabei Strukturen von 100 km Größe auflösen können soll.

Sichtbare Erscheinungen und Beobachtung der Sonne

Mit Teleskopen kann man Aktivitäten der Sonne in Form von Protuberanzen und Sonnenflecken sichtbar machen. Ebenfalls zu beobachten sind dort heftige Ausbrüche, so genannte Flares, die bereits mit kleinen Instrumenten als hellere und damit heißere Gebiete erkennbar sind. Vorsicht, eine direkte Beobachtung der Sonne mit oder ohne Fernrohr ist gefährlich für die Augen! Flare Die Sonnenbeobachtung geschieht am einfachsten, indem das Okularbild eines Teleskops oder Fernglases auf eine weiße Fläche (z.B. eine Leinwand oder ein Stück Pappe) projiziert wird. Die Abbildung der Sonne kann gefahrlos betrachtet werden. Dieses Verfahren nennt man Okularprojektion. Ebenfalls möglich ist eine Beobachtung mit Hilfe von speziellen Sonnenfiltern, dies sind Folien oder beschichtete Gläser, die vor das Auge gehalten oder vor dem Objektiv angebracht werden. Eine detaillierte Beobachtung ist außerdem mit einem Herschelprisma oder Pentaprisma möglich. Bei allen beschriebenen Beobachtungsverfahren wird das gesamte Spektrum des Sonnenlichts gedämpft, die Sonne wird im „Weißlicht“ beobachtet. Dabei werden Sonnenflecken, Flares und die Granulation sichtbar. Um Protuberanzen zu beobachten, bedarf es besonderer Bauteile oder Teleskope. Bei einem Protuberanzenansatz wird die Sonne mittels eines Scheibchens abgedeckt – es wird sozusagen eine künstliche totale Sonnenfinsternis erzeugt. Die am Sonnenrand aufsteigenden Protuberanzen werden durch einen sog. H-alpha-Filter beobachtet. Dies ist ein besonders schmalbandiger Interferenzfilter, der nur das tiefrote Licht des ionisierten Wasserstoffes durchlässt. Eine Beobachtung der gesamten Sonnenoberfläche in diesem Spektralbereich ermöglichen sog. H-alpha-Teleskope. Damit können Protuberanzen, Filamente, Flecken und Flares beobachtet werden. Diese Teleskope sind in den letzten Jahren sehr preisgünstig geworden und werden von Amateurastronomen zunehmend eingesetzt. Die Korona kann nur bei einer totalen Sonnenfinsternis oder mittels eines speziellen Gerätes, dem Koronographen, beobachtet werden. Mit freiem Auge kann die Sonne lediglich bei dunstigem Himmel kurz nach Sonnenaufgang oder kurz vor Sonnenuntergang betrachtet werden. Die Erdatmosphäre schluckt den größten Teil des Lichts, insbesondere auch der UV-Strahlung. Allerdings verringert die Atmosphäre in Horizontnähe auch stark die Abbildungsqualität und bewirkt eine vertikale Stauchung des Sonnenbildes als Folge der Lichtbrechung. Dass die untergehende Sonne in Horizontnähe größer aussieht, ist hingegen nicht, wie oft vermutet, eine Folge der Refraktion an den Luftschichten, sondern eine optische Täuschung, die von der Wahrnehmungspsychologie unter dem Begriff Mondtäuschung untersucht und erklärt wird.

Entwicklung der Sonne

Die Sonne entstand vor 4,6 Milliarden Jahren durch den gravitativen Kollaps einer interstellaren Gaswolke. Dieser Kollaps, in dessen Verlauf auch die Planeten entstanden, und die anschließende Relaxationsphase war nach etwa 50 Millionen Jahren abgeschlossen. Die anschließende Entwicklungsgeschichte der Sonne führt über ihren jetzigen Zustand zu dem eines Roten Riesen und schließlich über eine instabile Endphase im Alter von etwa 12,5 Milliarden Jahren zu einem Weißen Zwerg, der von einem Planetarischen Nebel umgeben ist. Dieser Ablauf lässt sich heute anhand der Gesetze der Physik und der Kenntnis kernphysikalischer Prozesse aus Laborexperimenten, recht genau im Computer modellieren. Die Kenndaten der einzelnen Phasen sind in der Tabelle angegeben . Der Index Null markiert die heutigen Kenndaten der Sonne, d. h. im Alter von 4,6 Milliarden Jahren.

Protostern

Vor ca. 4,6 Mrd. Jahren zog sich eine riesige Gas- und Staubwolke unter der eigenen Schwerkraft zusammen. Im Zentrum der Wolke wurde die Materie immer dichter zusammen gepresst, wobei Druck und Temperatur immer weiter anstiegen. Zu diesem Zeitpunkt wurden bereits große Energiemengen in Form von Strahlung abgegeben. Dieses Stadium nennt man einen Protostern.

Hauptreihenstern

Die Temperatur und der Druck im Zentrum stiegen so weit an, bis die Kernfusionsprozesse einsetzten. Dadurch wurde ein Strahlungsdruck wirksam, der der Schwerkraft entgegenwirkte. Die weitere Kontraktion wurde aufgehalten, der Stern stabilisierte sich. Die Sonne hatte das Stadium eines sogenannten Hauptreihensterns erreicht. In dieser Phase verweilt sie 11 Milliarden Jahre. In dieser Zeit steigt die Leuchtkraft um das Dreifache von 0,7 L₀ auf 2,2 L₀ und der Radius auf fast das Doppelte von 0,9 R₀ auf 1,6 R₀ an. Im Alter von 5,5 Milliarden Jahren, d. h. in 0,9 Milliarden Jahren ab heute, überschreitet die mittlere Temperatur auf der Erdoberfläche den für höhere Lebewesen kritischen Wert von 30 °C . Eine weitere Milliarde Jahre später werden 100 °C erreicht. Spätestens in Alter von 9,4 Milliarden Jahren versiegt der Wasserstoff im Sonnenzentrum, und die Fusionszone verlagert sich in einen schalenförmigen Bereich um das Zentrum, der sich im Laufe der Zeit weiter nach außen bewegt. Dieser Vorgang führt jedoch vorerst nicht zu einer Veränderung der äußerlich sichtbaren Sonnenparameter. Im Zeitraum von 11 bis 11,7 Milliarden Jahren beginnt eine Kontraktionsphase der ausgebrannten Kernzone aus Helium. Dabei wächst der Sonnenradius auf 2,3 R₀ an. Die Sonne wird rötlicher und beginnt sich von der Hauptreihe im so genannten Hertzsprung-Russell-Diagramm zu entfernen. Bis zu diesem Zeitpunkt beträgt der Massenverlust durch Sonnenwind weniger als ein Promille.

Roter Riese

Hertzsprung-Russell-Diagramm Im Zeitraum von 11,7 bis 12,3 Milliarden Jahren setzt ein dramatisch beschleunigter Anstieg von Leuchtkraft und Radius ein. Durch die Zunahme der Oberfläche strahlt die Sonne noch rötlicher. In der Endphase dieser Entwicklung erreicht die Sonne eine Leuchtkraft von 2.300 L₀ und einen Radius von 166 R₀. Das entspricht etwa dem Radius der Umlaufbahn der Venus. Venus und Merkur werden vernichtet. Von der Erde aus gesehen nimmt die Sonne nun einen großen Teil des Himmels ein, und die Erdkruste wird zu einem einzigen Lava-Ozean aufgeschmolzen. Durch die geringe Gravitation an der Sonnenoberfläche verliert die Sonne in dieser Phase 28 % ihrer Masse durch Sonnenwind. Gegen Ende dieser Phase strömt ein Anteil von bis zu 1,3·10^-7 M₀ pro Jahr als interstellares Gas in den Weltraum, wobei M₀ die Masse der heutigen Sonne bezeichnet. Durch die geringere Sonnenmasse sinkt auch die Anziehungskraft auf die Planeten, so dass deren Bahnradien um jeweils 38 % zunehmen. Da die Kernzone der Sonne keine Energie mehr produziert, gibt sie der Gravitation weiter nach und kontrahiert, bis schließlich die Dichte ungefähr auf das 10.000fache des heutigen Wertes angestiegen ist.

Helium-Blitz und -Brennphase

Durch die Kontraktion der Zentralregion steigt dort die Temperatur schließlich auf 10⁸ K. Bei diesem Wert setzt die Fusion von Helium zu Kohlenstoff ein. Aufgrund der extremen Dichte von der Größenordung 10⁶ g/cm³ im Zentrum und der damit verbundenen Neutrino-Kühlung, zündet die Fusionsreaktion zunächst innerhalb einer heißeren kugelschalenförmigen Zone um das Zentrum. Gewöhnlich würde die dabei freiwerdende Energie zu einer Expansion des Kerns führen, die die Temperatur stabilisiert. Die Kernzone befindet sich jedoch in einem besonderen quantenmechanischen Entartungszustand, was zur Folge hat, dass die Energie zunächst in die Auflösung der Entartung investiert wird. Daher ist zunächst kein stabiler Zustand möglich, so dass die Heliumfusion in Form einer gigantischen Explosion einsetzt, die als Helium-Blitz (helium flash) bezeichnet wird. Dabei steigt für mehrere Sekunden die Sonnenleistung auf 10¹⁰ L₀. Das entspricht etwa 10 % der Leuchtkraft der gesamten Milchstraße. Erst nach einem Umsatz von 3 % des Heliumreservoirs setzt eine Expansion ein und stoppt diese Leistungsexkursion. Diese Explosion findet nur im Zentralbereich statt und ist äußerlich zunächst nicht bemerkbar. Sie drängt jedoch die Wasserstofffusionszone weiter nach außen, deren Temperatur daher abnimmt und damit auch der Energieumsatz. Paradoxerweise sinkt damit als äußerliche Folge des Helium-Blitzes innerhalb der nächsten 10.000 Jahre die Leuchtkraft ab und zwar um fast einen Faktor 100. Es folgt eine Phase von 1 Million Jahren, in denen die Sonnenparameter oszillieren bis sich ein stabiler Zustand der Heliumfusion im Zentrum einstellt, der anschließend 110 Millionen Jahre anhält. Gleichzeitig brennt auch die schalenförmige Wasserstofffusionszone weiter außen weiter. In dieser Zeit bleibt die Leuchtkraft nahezu konstant bei 44 L₀ und der Radius bei 10 R₀.

Heliumschalen-Brennen

Danach ist auch das Helium im Sonnenzentrum verbraucht und es beginnt eine Phase des Heliumschalen-Brennens, die 20 Millionen Jahre andauert. Damit existieren nun zwei ineinander geschachtelte schalenförmige Fusionszonen. Im Zentrum sammelt sich Kohlenstoff und kontrahiert gravitativ. Damit ist ein erneuter enormer Anstieg der Leuchtkraft auf 2.000 L₀ und eine Zunahme des Radius auf 130 R₀ verbunden. Gegen Ende verliert die Sonne dabei einen Massenanteil von 0,1 M₀. In den letzten 500.000 Jahren dieser Phase erwartet man in Zusammenhang mit der Wechselwirkung zwischen dem kontrahierenden Kern und der Heliumfusionszone weitere instabile Situationen, bei denen kurzzeitige Leistungsexkursionen durch Heliumfusion mit etwa 10⁶ L₀ eintreten können. Ein wahrscheinliches Szenarium wären beispielsweise vier solcher Helium-Blitze im Abstand von etwa 100.000 Jahren. Als Folge jedes dieser Helium-Blitze und der damit verbundenen Expansion der Wasserstoffschale kann die Fusion dort in den folgenden 200 Jahren vorübergehend völlig zum Stillstand kommen. Die äußerliche Folge eines Helium-Blitzes wäre daher wiederum zunächst eine Abnahme der Leuchtkraft. Nach 400 Jahren erreicht die Energie des Helium-Blitzes die Oberfläche. Leuchtkraft und Radius steigen an und relaxieren in den folgenden 10.000 Jahren wieder. Dabei werden Variationen der Leuchtkraft zwischen 500 L₀ und 5.000 L₀ erwartet sowie Radiusvariationen zwischen 50 R₀ und 200 R₀. In den Phasen maximaler Ausdehnung reicht die Sonnenoberfläche bis an die heutige Erdbahn heran. Nur durch die Zunahme des Erdbahndurchmessers entkommt die Erde der völligen Vernichtung. Gleichzeitig stößt die Sonne in diesen Phasen insgesamt eine Masse von weiteren 0,05 M₀ ab.

Weißer Zwerg und Planetarischer Nebel

Durch die erwähnten Massenverluste verliert die Sonne die gesamte äußere Hülle einschließlich der Wasserstoff- und Heliumfusionszone. Etwa 100.000 Jahre nach dem letzten Helium-Blitz wird daher der heiße innere Kern freigelegt, der im Wesentlichen aus hochverdichtetem Kohlenstoff und Sauerstoff besteht. Sein Radius beträgt nur noch 0,08 R₀, dafür aber seine Oberflächentemperatur 120.000 K. Seine Leuchtkraft beträgt anfänglich 3.500 L₀. Aufgrund der hohen Temperatur enthält diese Strahlung einen enormen Anteil von ultravioletter Strahlung, welche die abgestoßene Gaswolke der Sonne nun zum Leuchten anregt. Da die Geschwindigkeit des Sonnenwindes ständig zunimmt, werden die früher ausgestoßenen Gase durch die späteren eingeholt und oft zu einer kugelförmigen Gasschale komprimiert. Für einen außen stehenden Beobachter erscheinen die leuchtenden Gase in diesem Fall als Ring, der als Planetarischer Nebel bezeichnet wird. Durch das Verflüchtigen des Gases erlischt diese Erscheinung nach einigen 10.000 Jahren wieder, und im Zentrum bleibt der strahlende Rest der Sonne, den man als Weißen Zwerg bezeichnet. Er hat nur etwa die Größe der Erde, aber eine Masse von 0,55 M₀. Seine Dichte beträgt daher etwa eine Tonne pro Kubikzentimeter. Er besitzt keine innere Energiequelle, so dass seine Abstrahlung zu einem Wärmeverlust führt. Nach einer vergleichsweise raschen Abkühlung im Anfangsstadium durch die extreme Leuchtkraft sinkt die Oberflächentemperatur auf Werte, bei denen eine Strahlung aufgrund der deutlich niedrigeren Leuchtkraft über mehrere dutzend Milliarden Jahre möglich ist, bevor die Sonne als Schwarzer Zwerg im optischen Spektralbereich gänzlich erlischt.

Siehe auch

- Astronomie
- Kosmologie
- Sonnenforschung

Literatur

- Kenneth R. Lang: Die Sonne - Stern unserer Erde, Springer- Verlag Berlin, Heidelberg, New York, 1996, ISBN 3-540-59437
- Rudolf Kippenhahn: Der Stern von dem wir leben, DVA, 1990, ISBN 3-421-02755-2
- Helmut Scheffler, Hans Elsässer: Physik der Sterne und der Sonne, BI Mannheim, 1990, ISBN 3-411-14172-7
- I.-J. Sackmann et al: Our Sun. III. Present and Future, Astrophysical Journal, 418, S. 457–468, Nov. 1993 [http://adsabs.harvard.edu/cgi-bin/nph-bib_query?bibcode=1993ApJ...418..457S Online-Version]
- C. Bounama, W. v. Bloh, S. Franck: Das Ende des Raumschiffs Erde, Spektrum der Wissenschaft, Oktober 2004, S. 52–59
- Wolfgang Mattig, Die Sonne, Beck'sche Reihe Bd.2001, ISBN 3-406-39001-3
- Wolfgang Mattig, Artikel in [http://www.sonneonline.org SONNE 103]

Weblinks

- [http://www.extrasolar-planets.com/astronomie/sonne.php extrasolar-planets.com - Sonne] (dt.)
- [http://www.raumfahrer.net/astronomie/sonnensystem/sonne.shtml Raumfahrer.net: Die Sonne]
- [http://photojournal.jpl.nasa.gov/target/Sun Bilder von der Sonne]
- [http://www.baschelden-network.de/ass/Sol/ „Cinema del Sol“: animierte Protuberanzen und Sonnenflecken]
- [http://www.sonnenbeobachtung.de Informationen zur Sonnenbeobachtung mit Bildergalerie]

Videos

- Real Video (Aus der Fernsehsendung Alpha Centauri):
- [http://www.br-online.de/cgi-bin/ravi?v=alpha/centauri/v/&f=990704.rm Woher hat die Sonne ihre Energie?]
- [http://www.br-online.de/cgi-bin/ravi?v=alpha/centauri/v/&g2=1&f=040929.rm Ist die Sonne etwas Besonderes?]
- [http://www.br-online.de/cgi-bin/ravi?v=alpha/centauri/v/&g2=1&f=031112.rm Steuert die Sonne unser Wetter?]
- [http://www.br-online.de/cgi-bin/ravi?v=alpha/centauri/v/&g2=1&f=030709.rm Krümmt die Sonne den Raum?]
- [http://www.br-online.de/cgi-bin/ravi?v=alpha/centauri/v/&f=990718.rm Was sind Sonnenflecken und Sonnenstürme?] Kategorie:Sonne Kategorie:Individueller Stern erster Größe und heller ja:太陽 ko:태양 ms:Matahari simple:Sun th:ดวงอาทิตย์ zh-min-nan:Ji̍t-thâu

Nördlicher Wendekreis

Der Nördliche Wendekreis oder Wendekreis des Krebses ist der nördlichste Breitenkreis, an dem die Mittagssonne gerade noch den Zenit erreicht, nämlich am 21. Juni, dem Tag der Sommer-Sonnenwende der Nordhalbkugel. (Wenn die Sonne im Zenit, also senkrecht über dem Boden steht, würde ein senkrecht auf dem Boden stehender Stab keinen Schatten werfen). Er ist der Breitenkreis bei 23°27' Nord und verläuft ungefähr durch die Südspitze Niederkaliforniens bei La Paz (Mexiko), über Havanna (Kuba) und den Atlantik zur mittleren Sahara (von Cisneros bis Assuan). (Nördlich dieses Wendekreises steht die Sonne also an keinem Tag des Jahres im Zenit, am Wendekreis bei Sommerbeginn, südlich jeweils einmal im Frühling und einmal im Sommer, am Äquator jeweils zu Frühlings- und Herbstbeginn zur Mittagszeit.) Weiter verläuft der Wendekreis über die Arabische Halbinsel bei Medina über Oman nach Indien (Karatschi, Gondwana, Kalkutta), durch Bangladesch, Birma, Südchina (Kanton, Taiwan) und nördlich der Pazifik-Inseln in Richtung Hawaii. Er wird auch Wendekreis des Krebses genannt - nach jenem Ekliptik-Sternbild, das die Sonne zur Sonnenwende in der Antike durchquerte, als unsere Sternbilder definiert wurden. Ab 20 v.Chr fanden dann die Sonnenwenden im Sternbild Zwillinge statt, und seit 1990 finden sie im Sternbild Stier statt, weil sich der Frühlingspunkt und der Herbstpunkt durch die Präzession langsam verschieben. Im englischen Sprachraum spricht man vom Tropic of Cancer in Abgrenzung zum Tropic of Capricorn (Südlicher Wendekreis). Der Wendekreis verläuft 2606 km nördlich des Äquators. Auf der Südhalbkugel, in gleicher Entfernung vom Äquator, verläuft der südliche Wendekreis.
- Wendekreis des Krebses ist auch der Titel eines Romans von Henry Miller. Früher war hier angeführt, dass der Wendekreis auch Marcus-Necker-Rücken genannt werde. Dieser Name konnte nicht verifiziert werden. Allerdings gibt es ein Necker Island in der Karibik (Britische Jungferninseln). Kategorie:Astronomisches Koordinatensystem

Jahr

Das Jahr (lat. annus) ist eine Bezeichnung für Zeit. Aus mathematischer Sicht stellt ein Jahr ein Vielfaches der SI-Basiseinheit Sekunde dar. Ein Jahr ist die Zeitspanne zwischen zwei Wiederholungen eines Ereignisses, das mit dem Orbit der Erde um die Sonne zusammenhängt. Unser Erdenjahr dauert je nach Definition (siehe unten) ca. 365,25 Tage; ein Marsjahr dauert ca. 686,98 Tage. :Einheitenzeichen: a ::Ma ist eine Abkürzung für „Millionen Jahre“ (Mega-Jahr). ::Ga ist eine Abkürzung für „Milliarden Jahre“ (Giga-Jahr). :Formelzeichen: t Der Begriff „Jahr“ wird sowohl zur Bezeichnung von Zeitspannen als auch von Zeitpunkten in unserem Kalendersystem verwendet. Beispielsweise wurde der Physiker Albert Einstein im Jahr 1879 (Zeitpunkt) geboren und starb 1955 im Alter von 76 Jahren (Zeitspanne). Je nach Definition ist ein Jahr von unterschiedlicher Dauer. Im Alltag verstehen wir unter dem Begriff „Jahr“ das Gemeinjahr mit einer Dauer von 365 Tagen. Kalender verwenden Jahre zur Zeiteinteilung. Unser Kalender ist der gregorianische Kalender mit einer mittleren Jahreslänge von 365 Tagen, 5 Stunden, 49 Minuten und 12 Sekunden. Ein Jahr im gregorianischen Kalender kann unterschiedlich lang sein. Normale Jahre – die Gemeinjahre – haben eine Dauer von 365 Tagen; Schaltjahre dauern 366 Tage. Gelegentlich wird die Jahreslänge durch das Einfügen von Schaltsekunden korrigiert. Diese Anpassungen synchronisieren den auf Tag-Nacht-Zyklen der rotierenden Erde beruhenden Kalender mit dem Tropischen Jahr. Das Jahr kann Bestandteil eines Kalenderdatums sein. Dabei wird es entweder zwei- oder vierstellig aufgeführt. Wo das Jahr im Kalenderdatum steht, wird über das Datumsformat bestimmt.

Definitionen

Astronomische Definitionen

- Siderisches Jahr: Die Zeit für einen Umlauf der Erde um die Sonne in Bezug auf eine feste Richtung im Raum, d. h. eine volle Drehung um die Sonne, wie sie sich aus der Himmelsposition der Sonne relativ zu einem Fixstern bestimmen lässt. Das ist also eine vollständige Revolution der Erde um die Sonne, ohne Rücksichtnahme auf das (durch ein "Taumeln" der Erdachse bedingte und) schon seit Hipparchos Zeiten bekannte notable Vorrücken des tropischen (jahreszeitlichen) Jahres, Präzession genannt.
Dauer: 365,25636042 Tage = 365 d 6 h 9 m 9,54 s
- Tropisches Jahr: Die Zeit von einer Frühlings-Tagundnachtgleiche zur nächsten, also bis die Erdachse wieder den gleichen Winkel zur Sonne hat. Das Tropische Jahr unterscheidet sich vom siderischen Jahr, weil die Erdachse langsam ihre Richtung ändert (Präzession). Jeder Sonnenkalender sollte sich nach dem tropischen Jahr richten. (cf. Johann Heinrich von Mädler) Das tatsächliche tropische Jahr nimmt aber säkular ganz langsam ab, aktuell um etwa 532 ms pro Jahrhundert.
Dauer 2000.0: 365,242190517 Tage = 365 d 5 h 48 m 45,26 s.
- Anomalistisches Jahr: Zeit zwischen zwei aufeinander folgenden Periheldurchgängen der Erde, also von einem sonnennächsten Punkt zum nächsten.
Dauer: 365,26 Tage, etwas mehr als 5 Minuten länger als das siderische Jahr, denn das Perihel der Erde verschiebt sich pro Jahr um 11 Bogensekunden.
- Zyklus der Präzession, der unwissenschaftlich oft auch "Platonisches Jahr" genannt wird, ist die Zeit für den vollständigen Umlauf der Erdachse auf dem Kegelmantel, der durch die Präzession beschrieben wird. Anders ausgedrückt: Die Zeit nach der man genau ein tropisches Jahr mehr zählt als siderische Jahre.
Dauer: in etwa 25700 Tropische Jahre.

Definitionen in Kalendern

- Julianisches Jahr: Mittlere Länge des Jahres nach dem julianischen Kalender
Dauer: 365,25 Tage oder 365 d 6 h.
- Gregorianisches Jahr: Mittlere Länge des Jahres nach dem gregorianischen Kalender
Dauer: 365,2425 Tage oder 365 d 5 h 49 m 12 s).
- Bürgerliches Jahr: unser Kalenderjahr.
Dauer: 365 Tage oder 366 Tage (Schaltjahr), eingeteilt in 12 Monate und in 52 oder 53 Wochen.
- Traditionelles chinesisches Jahr: Länge variiert zwischen 353 und 385 Tagen, siehe Chinesischer Kalender

Betriebswirtschaftliche Definitionen

- Wirtschaftsjahr/ Fiskaljahr: der Zeitraum für ein Geschäftsjahr eines Unternehmens. Ein Fiskaljahr muss nicht unbedingt mit einem Kalenderjahr beginnen, es kann z.B. auch mit dem 1. April starten. Die Dauer eines Fiskaljahres entspricht der des gregorianischen Kalenders.
- In der Zinsrechnung dauert ein Jahr 360 Tage.

Religiöse Definitionen

- Kirchenjahr

Siehe auch

- Jahreszeiten
- Jubeljahr
- Sabbatjahr

Wikipedia-Links zum Themenkomplex Kalender und Zeit

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Astronomie

] Die Astronomie (griechisch αστρονομία - wörtlich die Gesetzmäßigkeit der Sterne, aus άστρο, ástro - der Stern und νόμος, nómos - das Gesetz) ist die Wissenschaft von den Gestirnen. Sie untersucht mit naturwissenschaftlichen Mitteln die Eigenschaften der Objekte im Weltall, also neben Planeten und Sternen einschließlich der Sonne, Sternhaufen, der interstellaren Materie, Galaxien, Galaxienhaufen und der im Weltall auftretende Strahlung. Darüber hinaus strebt sie nach einem Verständnis des Universums als Ganzes; seiner Entstehung und seinem Aufbau.

Geschichte der Astronomie

Entstehung] Siehe auch den Hauptartikel Geschichte der Astronomie. Die Astronomie gilt als eine der ältesten Wissenschaften. Die Anfänge der Geschichte der Astronomie liegen wahrscheinlich in der kultischen Verehrung der Himmelskörper. In einem jahrtausendelangen Prozess trennten sich zunächst Astronomie und Naturreligion, später Astronomie und Astrologie. Wesentliche Meilensteine für unser Wissen über das Weltall waren die Erfindung des Fernrohrs vor etwa 400 Jahren, das die kopernikanische Wende vollendete, sowie später im 19. Jahrhundert die Einführung der Fotografie und Spektroskopie. Seit der Mitte des 20. Jahrhunderts hat die Astronomie mit der unbemannten und bemannten Raumfahrt die Möglichkeit die Erdatmosphäre zu überwinden und ohne ihre Einschränkungen zu beobachten, also in allen Bereichen des elektromagnetischen Spektrums. Dazu kommt erstmals die Möglichkeit, die untersuchten Objekte direkt zu besuchen und dort andere als nur rein beobachtende Messungen durchführen. Parallel dazu werden immer größere Teleskope für bodengebundene Beobachtungen gebaut.

Fachgebiete der Astronomie

Teleskop] Die astronomische Wissenschaft unterteilt sich im Allgemeinen nach den untersuchten Objekten, sowie danach, ob die Forschung theoretischer oder beobachterischer Natur ist. Wichtige Fachgebiete sind die Physik der Sterne und der Sonne, das Sonnensystem und andere Planetensysteme, das interstellare Medium, die Milchstraße und ihr Zentrum, der Aufbau anderer Galaxien und ihrer aktiven Kerne, das Verständnis der Gammablitze als die energiereichsten Vorgänge im Universum, relativistische Astrophysik (z.B. Schwarze Löcher) und die Kosmologie. Zunehmend weniger wird die Astronomie nach benutzten Wellenlängenbereichen eingeteilt, also Radioastronomie, Infrarotastronomie, Visuelle Astronomie, Ultraviolettastronomie, Röntgenastronomie, und Gammaastronomie, da im Idealfall Informationen aus allen diesen Quellen auch vom einzelnen Forscher herangezogen werden. Mit der Astronomie sehr eng verbunden ist die Physik, beide Fachgebiete haben sich vielfach befruchtet. Das Universum erweist sich in vielen Fällen als Laboratorium der Physik, viele Theorien der Physik können nur am Himmel getestet werden. In den letzten Jahrzehnten ist auch die Zusammenarbeit der Astronomie mit der modernen Geologie und der Geophysik immer wichtiger geworden, da sich diese Wissenschaften in gewissen Bereichen, etwa der Planetologie, mit denselben Objekten befassen. Insbesondere gilt dies für unser eigenes Sonnensystem, für dessen Erforschung Geologie und Geophysik heute einen unverzichtbaren Beitrag leisten. Die Astrobiologie untersucht die Entstehung und Existenz von Leben außerhalb der Erde.

Astronomie und andere Wissenschaften

Astrobiologie] Neben den engeren Methoden der klassischen Astronomie, die sich mit den Mitteln der Astrometrie und der Himmelsmechanik mit dem Aufbau des Weltalls beschäftigt, und der Astrophysik, die die Physik des Weltalls und der Objekte darin erforscht, gibt es zunehmend fächerübergreifende Forschung. Die Astronomie überschneidet sich mit den Wissenschaften der Chemie, Geologie, Geophysik, Mineralogie, Geodäsie, Biologie, und Mathematik. Zahlreiche Bauten und Funde aus vor- und frühgeschichtlicher Zeit werden in astronomischen Zusammenhang interpretiert. Da sich die Astronomie außerdem mit den Fragen nach der Entstehung, der Entwicklung und dem Ende des Universums beschäftigt, gibt es darüberhinaus Schnittpunkte zu Religionswissenschaft und Philosophie.

Referenzen

Siehe auch

Amateurastronomie - Liste bekannter Astronomen - Sternwarte Einen thematischen Zugang zu den Artikeln bietet das Portal:Astronomie und die Astronomiekategorien, außerdem gibt es einen alphabetischen Index der Astronomieartikel.

Literatur

- Joachim Herrmann: dtv-Atlas Astronomie. Dtv, März 2005, ISBN 3423032677
- Astronomie. Basiswissen Schule (Duden), m. CD-ROM, 2001. 271 S. ISBN 3-411-71491-3
- Der neue Kosmos, Albrecht Unsöld, Bodo Baschek, ISBN 3-540-42177-7, Standardlehrbuch für das Studium
- Meyers Handbuch Weltall, Wegweiser durch die Welt der Astronomie, 7. überarb. Aufl., 1994, ISBN 3-411-07757-3

Periodika

- Sterne und Weltraum [http://www.suw-online.de/], Monatszeitschrift für Astronomie
- Interstellarum [http://www.interstellarum.de/], 2-Monatszeitschrift für praktische Astronomie
- Astronomie Heute [http://www.astronomieheute.de/], Populäres Magazin für Astronomie und Raumfahrt (10 Ausgaben/Jahr, deutsche Ausgabe von Sky & Telescope)
- Astronomische Nachrichten [http://www.aip.de/AN/], englischsprachiges Fachjournal

Videos

- Real Video Streams aus der Fernsehsendung Alpha Centauri, siehe auch das [http://www.br-online.de/alpha/centauri/archiv.shtml Archiv der Sendung]
- [http://www.br-online.de/cgi-bin/ravi?v=alpha/centauri/v/&f=980927.rm Warum betreiben wir Astronomie?]
- [http://www.br-online.de/cgi-bin/ravi?v=alpha/centauri/v/&f=020106.rm Quo vadis Astronomie?]

Weblinks

- http://www.mpia-hd.mpg.de/suw/suw/SuW/BR-alpha/Elsaesser/Warum_Astronomie-1.html: Warum betreiben wir Astronomie?
- http://www.dsa-faq.de/: Häufig gestellte Fragen in der Deutschen Astronomie-Newsgroup
- http://antwrp.gsfc.nasa.gov/apod/ NASA: Astronomy Picture of the Day / täglich ein neues astronomisches Bild mit fundierter Erläuterung Für aktuelle Himmelsinformationen, Hinweise zur eigenen Beobachtung und Seiten astronomischer Amateurvereinigungen siehe auch die Links unter Amateurastronomie. ! ja:天文学 ko:천문학 ms:Astronomi simple:Astronomy th:ดาราศาสตร์

Sommersonnenwende

Zum Zeitpunkt der Sommersonnenwende (lat.: Solstitium), unter anderem auch als Mittsommernacht bezeichnet, am 21. Juni jedes Jahres steht die Sonne auf der nördlichen Erdhalbkugel scheinbar direkt senkrecht über dem nördlichen Wendekreis der Erde. Die Nacht der Sommersonnenwende ist dort aus diesem Grund die kürzeste im Jahr; ab diesem Zeitpunkt werden die Nächte wieder länger und die Tage wieder kürzer bis zur Wintersonnenwende. Wintersonnenwende Im 20. Jahrhundert konnte die Sonnenwende auch am 22. Juni eintreten. Künftig wird sie manchmal am 20. Juni sein, weil die Schalttagregel die tatsächliche Jahreslänge (365.2422 Tage) nur genähert darstellen kann. Ohne die Gregorianische Kalenderreform würde sich ihr Datum pro Jahrtausend um 7-8 Tage verschieben. Nicht zu verwechseln ist die Sommersonnenwende mit Johanni, diese Bezeichnung bezieht sich auf den Johannistag am 24. Juni.

Astronomische Grundlagen

Astronomisch betrachtet handelt es sich bei diesem Ereignis um die Umkehr der Deklinationsbewegung. Rund um den Tag der Sommersonnenwende geht in Gebieten nördlich des nördlichen Polarkreises die Sonne auch nachts nicht unter. Man spricht hier auch von der Mitternachtssonne. Von der Südhalbkugel aus betrachtet sind Sommersonnenwende und Wintersonnenwende genau vertauscht, da dort Sommer ist, wenn auf der Nordhalbkugel Winter ist. Auf der Südhalbkugel ist die Sommersonnenwende entsprechend am 21. Dezember/22. Dezember.

Zeitpunkt der Sommersonnenwende

Im Jahr 2003 war der genaue Zeitpunkt der Sommersonnenwende um 21:10 Uhr MESZ, 2004 war sie wegen des Schalttages schon um 02:57 Uhr MESZ. Im Jahre 2005 fand sie um 08:46 Uhr MESZ und 2006 um 13:26 Uhr MESZ statt (2007: 19:06 Uhr MESZ, 2008: 00:59 Uhr MESZ).

Sommerpunkt und Präzession

Durch die Präzession wandert der Sommerpunkt (der Punkt, an dem die Sonne von der Erde aus am Himmel zu "stehen" scheint) im Laufe von 25800 Jahren einmal durch den gesamten Tierkreis. Legt man die modernen Grenzen der Sternbilder zu Grunde, dann befindet er sich in folgenden Sternbildern :

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Siehe auch

- Sonnenwende
- Tagundnachtgleiche
- Wendekreis

Geschichtliches und Kulturelles

Jahreszeiten

Die Sommersonnenwende ist in vielen Ländern, wie in Mitteleuropa und den USA, zugleich der Beginn der Jahreszeit Sommer. In Großbritannien und Irland hingegen, beginnt die Jahreszeit Sommer am 1. Mai und endet am 31. Juli, die Sommersonnenwende liegt also etwa in der Mitte der Jahreszeit. In vielen Ländern, in denen heute der kalendarische Sommer am 20./21. Juni beginnt wird der Tag der Sommersonnenwende dennoch als Mittsommer bezeichnet.

Feste und Feiern

Der Tag der Sommersonnenwende wird seit jeher von den Menschen als mystischer Tag betrachtet, oft begleitet von weltlichen und religiösen Feierlichkeiten. Je größer der Unterschied zwischen dem harten Winter und dem warmen Sommer, desto festlicher hat man seit jeher diesen Tag gefeiert. Hoch im Norden Europas, wo in der sommerlichen Jahreszeit die Nächte gar nicht mehr dunkel werden (man spricht auch von den Weißen Nächten), haben Sonnenwendfeiern - als Mittsommerfest bezeichnet - wesentlich mehr Bedeutung als z.B. am Mittelmeer. Die Sonnenwendfeste haben vor allem in den germanischen, nordischen, baltischen, slawischen und keltischen Religionen einen festen Platz. In der keltischen Mystik heißt der Tag der Sommersonnenwende Alban Heffyn. Seit der Christianisierung Europas werden diese Feiern oft mit dem 24. Juni, dem Tag Johannes des Täufers (Johannistag), verbunden, und einige der Sonnenwendbräuche, die sich bis heute erhalten haben, wie die Johannisfeuer, sind nach ihm benannt. Von der in Europa und den USA wachsenden Gemeinschaft an Heiden wird der 21. dagegen gefeiert - meist auch mit einem entsprechenden Feuer. Bei den Anhängern des Neopaganismus wird dieses Fest als Litha bezeichnet. Zur Zeit des Nationalsozialismus wurden die wiederentdeckten altgermanischen Sonnenwendfeiern offizielle Feiertage und in die Nazi-Symbolik von Volk, Blut und Boden integriert. Dies schadet ihrem Ruf teilweise bis heute. Die Esoterik und Astrologie beruft sich auf so manche heidnische Tradition und feiert die Sonnenwende als Sonnenkult.

Sonstige

Das Sommerwetter und die in mittleren Breiten noch frühlingshafte Wachstumsstimmung in der Natur ist ideal für Freiluftveranstaltungen aller Art. So ist die Sonnenwende oft nur ein willkommener Vorwand, aber kein eigentlicher Grund der zahlreichen Feste und Feiern in dieser Jahreszeit. Eratosthenes benutzte eine Sommersonnenwende, um den Erdumfang zu bestimmen. William Shakespeares Komödie A Midsummer Night's Dream (dt. Ein Sommernachtstraum) handelt während einer Sommersonnenwende.

Siehe auch

- Mittsommerfest, zu verschiedenen Traditionen der Mittsommerfeiern
- Johannistag, zum Hintergrund dieses christlichen Feiertages
- Externsteine, dort findet die größte unorganisierte SSW-Feier in Deutschland statt
- Stonehenge, dort findet die größte unorganisierte SSW-Feier in Europa statt
- Ales Stenar
- [http://www.2stonehenge.com/summersolstice.html Mittsommer] Kategorie:Astronomische Größe der Zeit ja:夏至 ko:하지 th:ครีษมายัน

Nördlicher Wendekreis

Der Nördliche Wendekreis oder Wendekreis des Krebses ist der nördlichste Brei