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Sonnenfleck

Sonnenfleck

Sonnenflecken sind dunkle Stellen auf der Photosphäre (sichtbare Sonnenoberfläche), die kühler sind und daher weniger Licht abstrahlen als der Rest der Oberfläche. Ihre Zahl und Größe ist der einfachste Index für die Sonnenaktivität, andere Daten erlauben die Erforschung der solaren Astrophysik.

Bild:Sunspotcloseinset.png
Sonnenflecken im Vergleich zur Größe der Erde

Eigenschaften

Die normalen Oberflächentemperatur der Sonne beträgt knapp 6.000 °C ("effektive Temperatur" 5.770 Kelvin, Strahlungstemperatur 6.050 K). Der Kernbereich eines Sonnenflecks, die so genannte Umbra ("Kernschatten"), hat nur rund 4000 °C, der Randbereich der Penumbra ("Halbschatten") 5000 °C bis 5500 °C. Bei diesen Temperaturen ist Materie immer noch weißglühend. Sonnenflecken erscheinen nur deshalb auf Bildern so dunkel, weil Sonnenteleskope starke Filter benutzen, um die noch hellere restliche Sonnenoberfläche abzudunkeln. Filter Filter Sonnenflecken entstehen durch lokale Störungen im gewaltigen solaren Magnetfeld, dessen Feldlinien in großen Bögen überall aus der Sonnenoberfläche austreten und an anderer Stelle wieder eintreten. Diese Magnetfelder werden durch die Sonnenaktivitäten in der Tiefe erzeugt. Wo sie lokal gestört sind, behindern sie die Bewegung der Konvektionszellen (siehe Granulation), welche die Hitze des Sonneninneren an die Oberfläche wirbeln. Dadurch bleibt das Sonnengas im Bereich dieser magnetischen Anomalien kühler. Die Häufigkeit der Sonnenflecken schwankt in einem rund 11-jährigen Zyklus. Im Minimum sind oft monatelang keine Flecken zu sehen, im Sonnenfleckenmaximum jedoch hunderte. Innerhalb dieses Zyklus' verändern die Fleckengebiete ihre heliografische Breite und die magnetische Polarität, sodass sie tatsächlich einem 22-jährigen Zyklus folgen. Die Sonnenflecken zeigen den Aktivitätszustand der Sonne an und hängen auch mit der Häufigkeit von Flares (Strahlungsausbrüche) zusammen. Sonnenflecken treten meistens in Gruppen auf, beginnen aber als kleine Einzelflecken. Ihre Größe beträgt zwischen tausend und mehreren zehntausend Kilometern Durchmesser. Anhand der Sonnenflecken kann man die Rotation der Sonne beobachten, da sie sich auf der Oberfläche mitbewegen. Am Äquator rotiert die Sonne mit 25,03 Tagen (synodisch 27,9 Tage) etwa 20 % schneller als in Polnähe. Die Intensität der Sonnenstrahlung variiert während eines Zyklus um etwa 0,1 %. Die Jahre zwischen 1645 und 1715, das so genannte Maunderminimum, währenddessen keine Sonnenflecken beobachtet wurden, fallen mit der Kleinen Eiszeit zusammen, während der lange Winter und kühle Sommer auf der Erde vorherrschten. Mit der Schwankung der Sonnenaktivität verändert sich die Ionosphäre der Erde. Dies hat Auswirkungen auf die Funkübertragung im Kurzwellenbereich. (Siehe auch Amateurfunk.)

Entdeckungsgeschichte

Manche Sonnenflecken sind so groß, dass man sie mit dem bloßen Auge etwa bei einem Sonnenuntergang sehen kann. Die älteste aufgezeichnete Beobachtung von Sonnenflecken stammt aus China aus dem Jahre 28 v. Chr.; Beobachtungen von Anaxagoras (etwa 467 v. Chr.) und Theophrast (4. Jahrhundert v. Chr.) kann man nicht eindeutig zuordnen. Eine Beobachtung aus dem Jahre 1128 von John of Worchester blieb unbeachtet, da sich das damalige Weltbild nur eine 'makellose' Sonne vorstellen konnte. Eventuelle Flecken mussten daher Objekte zwischen Erde und Sonne sein, wie etwa unentdeckte Planeten, Monde oder Wolken.
In verschiedenen Epochen tauchten jedoch auch Vorstellungen auf, die in den Sonnenflecken dunkle Löcher, schwimmende Schlacken oder kühlere Stellen sahen. Nach der Erfindung des Teleskops begann die systematische Beobachtung der Sonnenflecken. Die älteste private Aufzeichnung aus dieser Zeit stammt vom 8. Dezember 1610 von Thomas Harriot; im März 1611 publizierte Johannes Fabricius erstmals über Sonnenflecken. Langzeitbeobachtungen wurden unabhängig davon von Galileo Galilei und Christoph Scheiner durchgeführt. Galilei schrieb im Jahre 1613 in seinen lettere solari von seinen in das Jahr 1610 zurückreichenden Beobachtungen. Christoph Scheiner vermutete, dass die Flecken von einem vorüberziehenden Planeten (Vulcanus) verursacht würden. Galilei dagegen vertrat schon frühzeitig die heutige Ansicht, dass die Flecken Strukturen der Sonnenoberfläche seien. Dies brachte ihm, neben seinem Eintreten für das heliozentrische Weltbild, ein erstes Inquisitionsverfahren im Jahre 1615 ein. Die Beobachtung von Sonnenflecken wurde danach wegen des Maunderminimums (1645-1715) wieder sporadisch: während dieser 70 Jahre hatte die Sonne eine Phase geringer Sonnenfleckenaktivität. Etwa damals wurden die helleren Gebiete der Sonnenfackeln entdeckt.
Samuel Heinrich Schwabe ergründete aus Langzeitbeobachtungen in der ersten Hälfte des 19. Jahrhunderts den Zyklus von 10-12 Jahren (siehe oben). Das ist die Meinung in allen Lehrbüchern. Aber in dem Göschen-Bändchen "Astrophysik" von W. F. Wislicenus 1899 (1. Auflage) und 1909 (3. Auflage von Hans Ludendorff überarbeitet) steht folgendes: "1775 sprach Horrebow die Vermutung aus, dass die Flecke in bezug auf die Häufigkeit ihres Erscheinens eine gewisse Periodizität zeigen. Diese Vermutung wurde im 19. Jahrhundert durch die Untersuchungen Schwabes bestätigt." Christian Horrobow war Direktor des Observatoriums in Kopenhagen und auch Beobachter von Sonnenflecken. Die kürzeste beobachtete Periode dauerte 9 Jahre, die längste 14.

Klassifizierung nach Waldmeier

Christian Horrobow Es gibt verschiedene Typen und Größen von Sonnenflecken, die je nach ihrer "Lebensdauer" einem Schema (A bis I) folgen - vom kleinen Einzelfleck bis zu riesigen schattierten Gebieten und ihrer anschließenden Rückbildung.

Stadien der Entwicklung

Die lokale Verstärkung des Magnetfeldes behindert - wie oben erwähnt - den Wärmetransport einiger Konvektionszellen. Die dunklere Körnung dieser Granulen (etwa 1000 °C kühler) entwickelt sich zu einem Einzelfleck (Typ A). Manche davon verschwinden innerhalb einiger Tage, andere entwickeln sich zu einer bipolaren Zweiergruppe (B). Aus ihnen können sich größere Gruppen (Typ C bis D) mit Penumbra entwickeln, die vereinzelt das Stadium E/F mit bis über hundert Flecken erreichen. Die Rückbildung dieser bis 200.000 km großen Fleckengruppen (siehe Titelbild) zu kleinen Doppel- und Einzelflecken (H, I) erfolgt innerhalb einiger Wochen oder Monate. Nach dieser Klassifikation von Max Waldmeier (um 1940) werden also nicht alle der Kleinflecken vom Typ A/B zu größeren Fleckengruppen des Typs C und höher, sondern allenfalls zu kleinen Poren mit Penumbra (Stadium H oder I). Nur wenn sie sich zu den größten Typen D, E bzw.F entwickeln, können sie bei der Rückbildung dunkle Doppelflecken mit Halbschatten werden. Solche Zweiergruppen sind immer magnetisch unterschiedlich gepolt, und auf der anderen Hemisphäre genau umgekehrt. Dies ist ein Hinweis auf große, langsame Strömungen im Sonneninnern, die auch den 11-Jahres-Rhythmus bewirken.

Gruppe Typ E

Ein Sonnenfleckengruppe vom Typ E ist die zweitgrößte Entwicklungsstufe von bipolaren Fleckengruppen. Sie kann nur bei hoher Sonnenaktivität - d. h. bei vielen Sonnenflecken - mehrmals monatlich auftreten. Typ E hat zahlreiche Einzelflecken (20-100) und wie Typ D, F und G deutliche Halbschatten. Dort beträgt die Temperatur des Sonnengases (durchschnittlich knapp 6000 °C) nur etwas über 5000 °C, gegenüber 4000 °C in den dunkelsten Teilen der Umbra. Eine typische E-Gruppe hat Ausmaße von 10 Erddurchmessern; die Erde selbst würde in manchem Einzelfleck verschwinden.

Gruppe Typ F

Ein Sonnenfleckengruppe vom Typ F ist die flächenmäßig größte, aber nicht sehr häufige Entwicklungsstufe von bipolaren Fleckengruppen. Ein Beispiel ist auf dem obigen Foto zu sehen. Nach der Klassifikation von Max Waldmeier entwickeln sich nicht alle kleinen Sonnenfleckengruppen vom Typ A oder B zu größeren Fleckengruppen des Typs C bis E weiter. Bei genügend großer Sonnenaktivität - d. h. bei vielen Magnetstörungen und Sonnenflecken - entsteht Typ F aber häufig aus dem Typ E und setzt diesen voraus. Typ F hat die größte Anzahl von Einzelflecken (bis zu etwa 200) und die maximale Fläche von so genanntem Halbschatten, der Penumbra. Dort ist die normale Temperatur des Sonnengases nur um etwa 500 °C - 1000 °C verringert, gegenüber 2000 °C (also 4000 Kelvin) in den dunkelsten Teilen der Umbra. Nach etwa 2-10 Wochen bildet sich die Gruppe über den Typ G oder H bis zum Verschwinden als Einzelfleck (Typ I) zurück.

Sonnenflecken-Relativzahl

Die Häufigkeit der Sonnenflecken wird seit langem durch die so genannte Relativzahl (auch Wolfsche Relativzahl genannt, definiert von Rudolf Wolf) erfasst. Man zählt die Einzelflecken (Zahl f) und addiert dazu das Zehnfache der Gruppenanzahl (g), wobei auch Einzelflecken (Typ A und I) als "Gruppe" gelten. Diese einfache Maßzahl der Sonnenaktivität :

R = f + 10 \cdot g

bewährt sich seit über 100 Jahren ebenso gut wie die aufwendige Flächenmessung der Sonnenflecken (maximal Promille der Sonnenfläche¿). Durch die einfache Berechnungsweise lässt sich R bis weit in die Vergangenheit zurück abschätzen - genauer naturgemäß ab 1610, dem Jahr der Erfindung des Fernrohrs. Die Zentrale, der viele Observatorien täglich diese Maßzahlen melden, ist seit der Zeit Max Waldmeiers die Zürcher Sternwarte. In einem Minimumsjahr liegt R im Mittel bei 5 bis 20 (defacto 0 bis 3 kleine Flecken), zur Zeit des Maximums steigen die Monatsmittel auf 60 bis 200 (durchschnittlich etwa 5 bis 10 größere Fleckengruppen). Da jedoch die Sichtbarkeit von Flecken mit der Größe des verwendeten Fernrohrs zunimmt, wurde die Zürcher Formel zur Reduktion auf ein "Norm-Teleskop" entwickelt. Dadurch kommen manchmal seltsame Relativzahlen zustande (z.B. bei einem einzelnen Fleck R
- = 9 statt beobachtet R = 11) - was aber dem Wert der Maßzahl keinen Abbruch tut. Bereits mit einem kleinen Fernrohr von 5-10 cm Apertur lassen sich Sonnenaktivität und -Zyklus, Rotation, Schmetterlingseffekt und anderes gut beobachten. Natürlich darf man nie durch ein Fernrohr in die Sonne sehen -- das kann schwere Augenschäden bewirken! Am einfachsten ist es, das Bild der Sonne auf weißes Papier zu projizieren, indem das Okular um einige Millimeter herausgedreht und das Papier ein paar Zentimeter dahinter gehalten wird. Auch die Nordrichtung lässt sich so einfach feststellen, weil das Bild durch die Erdrotation genau nach Westen wandert.

Breiteneffekt und 22-jähriger Zyklus

Im Laufe der 10-12 Jahre des Sonnenfleckenzyklus bilden sich die Flecken in immer äquatornäheren Breiten; knapp vor dem Fleckenminimum sind es heliografische Breiten von ±5°. Gleichzeitig tauchen in hohen Breiten (30-40°) die ersten Einzelflecken des nächsten Zyklus auf. Trägt man diesen Effekt in ein Zeit-Breiten-Diagramm ein, entsteht das so genannte Schmetterlingsdiagramm - ähnlich den geöffneten Flügeln eines Falters. Bei Doppelflecken (bipolare Gruppen) ist die Polarität im alten und neuen Zyklus umgekehrt, sodass ein vollständiger Zyklus 22 Jahre umfasst. Im 19. Jahrhundert und bis etwa 1970 wurde vermutet, dass es noch einen etwa 80-jährigen Rhythmus geben könnte, der sich in niedrigen Werten der Relativzahl R von 1800 bis 1840 und (weniger deutlich) 1890-1920 äußerte. Neuere Forschungen sind von dieser Hypothese wieder abgegangen, bzw. erklären die Schwankungen durch eine Art Super-Konvektion. Andere Hypothesen sprechen nicht nur vom 80-jährigen Zyklus, sondern noch von einem zusätzlichen 400-jährigen Zyklus.

Weblinks

- http://www.inter-sol.org/EXAMPL2D.HTM (Klassifikation nach Waldmeier)
- http://www.rolbox.it/astroweb/sonne/sonne2.html (einige Sonnenfotos)
- http://www.linmpi.mpg.de/english/projekte/sumer/text/s024503.html (Max-Planck-Institut für Sonnenforschung, Sonnenflecken Feb. '96)
- http://www.linmpi.mpg.de/english/projekte/sun-climate/group/sunearth.html (Max-Planck-Institut für Sonnenforschung, u.a. Sonnenfleckenzyklus und Schwankungen des Erdklimas).
- http://www.vds-sonne.de (VdS Fachgruppe Sonne / weltweites Amateur Sonnenbeobachtungsnetz)
- http://www.sonnenbeobachtung.de (Informationen zur Sonnenbeobachtung und eine große Bildergalerie)
- [http://www.baschelden-network.de/ass/Sol/ "Cinema del Sol": animierte Sonnenflecken] Kategorie:Sonne ja:太陽黒点 th:จุดมืดดวงอาทิตย์

Photosphäre

Die Photosphäre ist eine Schicht der Sonne. Das sichtbare Licht der Sonne stammt aus der Photosphäre, die ca. 400 km dick ist und eine mittlere Gasdichte von 10^-7 g/cm3 bei einer Temperatur von etwa 6.000 K aufweist. Infolge der Absorptionswirkung in der Oberfläche sind die darunter liegenden Schichten nicht sichtbar.

Kontinuierliche Absorption

Die Absorption des sichtbaren Lichtes findet bei relativ niedrigen Temperaturen statt. Doch bei 5000 bis 6000 K kann über frei-frei-Übergänge nur infrarotes Licht ausgelöst werden. Sichtbares Licht kann nicht wesentlich durch Übergänge am neutralen Wasserstoff entstehen,weil dieser nur zu 0,01 % vorhanden ist. Hier fand der deutsch-amerikanische Astronom Rupert Wildt 1938 eine wichtige Erklärung mit Hilfe der negativen Wasserstoff-Ionen. Sie entstehen durch Anlagerung eines freien Elektrons an ein neutrales H-Atom und ist schwach stabil. Die notwendigen freien Elektronen entstehen bei der leichten Ionisation von Natriumatomen. Das negative H-Ion besitzt nur einen gebundenen Zustand. Wenn Photonen mit einer Energie von mehr als 0,75 eV also einer Wellenlänge von weniger als 1650 nm auf ein negatives H-Ion treffen, schlagen sie ein Elektron heraus und übrig bleibt wieder ein neutrales H-Atom. Wenn umgekehrt ein neutrales H-Atom ein Elektron einfängt,wird Licht mit dieser Wellenlänge ausgesandt. Dieser Vorgang ist der wichtigste für den Energietransport in der Photosphäre. Das stabile gasförmige negative H-Atom wurde 1930 von Hans Bethe und Hylleraas vorausgesagt und erst 1950 von Massey im Labor nachgewiesen.

Mitte-Rand-Verdunkelung

Die Photosphäre erscheint weitgehend gleichmäßig hell, lediglich unterbrochen durch Sonnenflecken und Flares. Bei höherer Auflösung jedoch zeigt sie die Granulation, die die Oberfläche der Sonne körnig erscheinen lässt. Die körnigen Gebilde sind Konvektionszellen, die durch aufwärts gerichtete schlauchartige Strömungen und entsprechende Abwärtsströmungen in den Zwischenräumen entstehen und nach Wärmeabgabe innerhalb weniger Minuten wieder vergehen. Strömung Die scheinbare Flächenhelligkeit der Photosphäre, wie sie im Teleskop abgebildet wird, nimmt vom Zentrum der projizierten Sonne („Sonnenscheibe“) zum Rand hin ab. Diese Mitte-Rand-Variation ist für kurze Wellenlängen (Blau, Violett, Ultraviolett) stärker als für langwelliges Licht (Rot, Infrarot). Sie ist näherungsweise wiedergegeben durch :

=\frac\ ,

wobei ρ der geometrische Abstand vom Zentrum der Sonnenscheibe in Einheiten des Sonnenscheibenradius ist. Der Koeffizient β variiert dabei im Sichtbaren zwischen 0,9 an der Grenze im IR (ca. 800 nm) über 1,2 (Rot, 680 nm), 1,6 (Gelb, 580 nm), 2,0 (Grün, 540 nm), 3,0 (Blau, 480 nm), 5,0 (Violett, 425 nm) bis ca. 10 (Grenze UV, 380 nm). Die Mitte-Rand-Variation wird verursacht durch die Temperaturschichtung der Photosphäre. Die Temperatur steigt mit zunehmender Tiefe. Bei flachem Austrittswinkel, entsprechend den Randgebieten der projizierten Sonne, wird ein größerer Teil des Lichts aus den tieferen Schichten von den darüber liegenden wieder absorbiert als bei senkrechtem Austritt in der Mitte der Sonnenscheibe, so dass das Licht aus den kühleren Schichten den größeren Anteil am Gesamtlicht hat. Über der Photosphäre liegt die Chromosphäre. Kategorie:Sonne ja:光球

Astrophysik

Die Astrophysik beschäftigt sich mit den physikalischen Grundlagen der Erforschung von Himmelserscheinungen. Die Wissensgebiete der Astrophysik und der Astronomie sind nicht strikt voneinander trennbar, sie betonen allerdings verschiedene Aspekte: Klassischerweise beschäftigt sich die Astronomie mit der Beobachtung, Messung und Vermessung von Himmelsobjekten (Cluster, Quasare, Galaxien, Nebel, Neutronensterne, Pulsare, Sterne, Planeten, Monde, Kometen, usw.) und der Interpretation der durch Beobachtung gewonnenen Messdaten bezüglich der Objekte selbst (Klassifizierung) sowie deren Entfernung, Lage usf.. Dem gegenüber beschäftigt sich die Astrophysik mit den physikalischen Prozessen, die die spezifischen beobachtbaren Himmelserscheinungen hervorrufen.

Klassische Teilgebiete der Astrophysik

- Physikalische Kosmologie (Kosmogonie, Entstehungsgeschichte des Universums)
- Entstehung und Evolution von Sternen
- Sonnenphysik
- Astroteilchenphysik
- Kosmochemie (chemische Evolution der Elemente)
- Gravitationsdynamik (Entstehung und Entwicklung von Galaxien)
- Schwarze Löcher
- Neutronensterne
- Entstehung und Evolution von Planetensystemen. (Exoplaneten)

Theoretische Astrophysik

Die Theoretische Astrophysik versucht anhand von Modellen Himmelserscheinungen vorauszusagen oder nachzubilden. Viele astrophysikalische Prozesse lassen sich durch partielle Differentialgleichungen beschreiben, für die nur in Ausnahmesituationen eine exakte analytische Lösung gefunden werden können. Eine weit verbreitete Methode in der Astrophysik sind daher numerische Berechnungen (Numerik) und Simulationen, die mit einem üblichen PC (2005) Tage bis Wochen dauern würden. In der Praxis wird daher oft auf Supercomputer oder Cluster zurückgegriffen. Die so gewonnenen Resultate versucht man durch Beobachtungen zu bestätigen.

Beobachtende Astrophysik

Wichtigste Methode ist dabei die Spektralanalyse von elektromagnetischer Strahlung, wobei sich der Beobachtungsbereich von Radiowellen (Radioastronomie) bis zu hochenergetischen Gammastrahlen über etwa 17 Zehnerpotenzen erstreckt. Von der Erde aus können außer sichtbarem Licht die Frequenzbereiche von Radiowellen und einige Teile des Infrarotbereichs beobachtet werden. Der größte Teil des infraroten Lichts, ultraviolettes Licht, sowie Röntgenstrahlung und Gammastrahlung können nur von Satelliten aus beobachtet werden, da die Atmosphäre der Erde als Filter wirkt. Klassifiziert man Sterne nach Spektralklassen und Leuchtkraftklassen, können sie in ein Hertzsprung-Russell-Diagramm (HRD) eingetragen werden. Die Lage im HRD legt fast alle physikalischen Eigenschaften des Sterns fest. Zur Entfernungsbestimmung kann man das Farben-Helligkeits-Diagramm (FHD) benutzen. Neben einzelnen Sternen werden vor allem Galaxien und Galaxiencluster beobachtet. Hierfür werden erdgebundene Teleskope - oft auch zu Clustern zusammengeschaltet - sowie Weltraumteleskope wie etwa HUBBLE benutzt. Häufig werden auch Satteliten mit Detektoren und Teleskopen, z.B. HEGRA, gestartet. Daneben interessieren sich Astrophysiker auch für den kosmischen Strahlungshintergrund.

Verhältnis der Astrophysik zu anderen Teilgebieten der Physik

Im Gegensatz zu allen anderen Teilgebieten der Physik kennt die Astrophysik keine Laborexperimente. Die Genauigkeit, die etwa bei Messungen in der Kernphysik erreicht wird, ist in der Astrophysik systematisch ausgeschlossen. Störeffekte können kaum umgangen werden, wobei die Möglichkeit Teleskope im Weltraum zu stationieren bereits einen deutlichen Fortschritt darstellt. Echtzeitmessungen sind durch astronomischen Entfernungen hingegen physikalisch unmöglich. Trotz dieser grundsätzlichen Verschiedenheit zu allen anderen Teildisziplinen der Physik nutzen Astrophysiker Methoden aus anderen Gebieten der Physik, insbesondere aus der Kern- und Teilchenphysik (Detektoren zur Messung bestimmten Teilchen bei bestimmten Energien etwa). In der Theoretischen Astrophysik hingegen ist die Anlehnung an die Plasmaphysik besonders eng, da sich viele astronomische Erscheinungen wie etwa Sternenatmosphären oder Materiewolken in guter Näherung als Plasmen beschreiben lassen. Siehe auch: Geschichte der Astrophysik in der Antarktis, Portal:Physik, Portal:Astronomie Kategorie:Physik Kategorie:Astrophysik ja:天体物理学 ms:Astrofizik simple:Astrophysics

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

Kelvin

Das Kelvin ist die SI-Basiseinheit der thermodynamischen Temperatur und ihrer Skala, der Kelvin-Skala. Das Kelvin ist (neben dem Grad Celsius) in Deutschland und Österreich die gesetzlich vorgeschriebene Temperatureinheit. Die Kelvin-Skala ist per Definition seit 1968 nicht mehr in Grad unterteilt. Es heißt deshalb nicht mehr „19 Grad Kelvin“ (oder „19 °K“) sondern einfach nur „19 Kelvin“ (19 K). Es wurde benannt nach William Thomson, dem späteren Lord Kelvin, der mit 24 Jahren die thermodynamische Temperaturskala einführte.

Definition

Das Kelvin wurde durch die CGPM zum ersten Mal 1954 und in der heute gültigen Form erneut 1968 definiert und als SI-Basiseinheit festgelegt: :„Das Kelvin, die Einheit der thermodynamischen Temperatur, ist der 273,16te Teil der thermodynamischen Temperatur des Tripelpunktes des Wassers.“ (amtliche Übersetzung aus dem Englischen; gemeint ist reines Wasser) Diese Definition macht keinen Unterschied zwischen der Anwendung des Kelvin für die Angabe einer absoluten Temperatur und eines Temperaturunterschieds. Zu einem einfacheren Verständnis des Kelvins gelangt man durch Rückführung auf die Temperatureinheit „Grad Celsius“. Der Nullpunkt der Kelvinskala liegt am absoluten Nullpunkt bei -273,15 °C. Diese Temperatur wird als absoluter Nullpunkt bezeichnet, da eine tiefere Temperatur nicht möglich ist (Dritter Hauptsatz der Thermodynamik). Ein Temperaturunterschied von einem Kelvin ist der 273,16te Teil des Temperaturunterschieds zwischen dem absoluten Nullpunkt und der thermodynamischen Temperatur des Tripelpunktes von Wassers (0,01 °C). Durch diese Festlegung wurde erreicht, dass die Differenz zwischen zwei Temperaturwerten von einem Kelvin und einem Grad Celsius genau gleich sind und :

\frac=\frac

, weil

\Delta 1 \, \mathrm \left(  = 1 \, \mathrm \right) = 1 \, \mathrm

ergibt. Hierbei gilt es zu beachten, dass die Einheit Grad (grd.) nicht mehr gültig ist und durch das Kelvin ersetzt wurde. Das Grad wurde früher benötigt, da es aufgrund der Definition des Grad Celsius mit einem nicht-absoluten Nullpunkt nicht möglich ist, dieses direkt zur Angabe von Temperaturdifferenzen zu verwenden. Da es unhandlich ist, die Definition des Kelvins zum Kalibrieren von Messinstrumenten für vom Tripelpunkt des Wassers weit entfernte Temperaturen zu verwenden, existiert die „International Temperature Scale of 1990“ (ITS-90). Dort sind Temperaturen von Ereignissen aufgeführt, die sich über einen großen Temperaturbereich verteilen.

Anwendung

Kelvin wird vor allem in der Thermodynamik, Wärmeübertragung und allgemein den Naturwissenschaften zur Angabe der Temperatur, sowie zur Angabe von Temperaturdifferenzen verwendet. Bei der Kelvin-Skala ist die mittlere kinetische Energie der Teilchen (Atome oder Moleküle) proportional zur Temperatur, das heißt eine doppelte kinetische Energie entspricht einer doppelten Temperatur (in Kelvin). Ein weiterer Zusammenhang leitet sich aus der Maxwell-Boltzmann-Verteilung ab: eine Verdopplung der Temperatur auf der Kelvin-Skala führt bei idealen Gasen zu einer Erhöhung der quadratisch gemittelte Teilchengeschwindigkeit um den Faktor

\sqrt 2 \approx 14142

Eigenschaften

Aus der Definition folgt unmittelbar die exakte Festlegung der Temperatur des Tripelpunktes von Wasser (nicht umgekehrt). Der Gefrierpunkt des Wassers bei Normalbedingungen ist auf der Kelvin-Skala nicht exakt 273,16 K, sondern beträgt 273,16 K - 0,010000 K = 273,15 K (momentane Messgenauigkeit). Die Temperatur wird durch diese Definition mit der Energie verknüpft und heißt daher thermodynamische Temperatur. Die thermodynamische Temperatur eines Körpers (oder Systems) steht im Zusammenhang mit seinem Energiegehalt. Enthält er keine Energie, dann hat er die Temperatur 0 K und befindet sich somit am absoluten Nullpunkt. Wenn der Zahlenwert einer Temperatur T₁ auf der Kelvin-Skala x-mal größer ist als der einer anderen Temperatur T₂, so ist der Energiegehalt bei T₁ x-mal so hoch wie der bei T₂ (im Gegensatz dazu siehe die Celsius-Skala). Für diese genannte Proportionalität müsste aber die Gerade durch den Nullpunkt gehen. Das geht sie jedoch nicht. Die Art der Definition wurde so gewählt, dass sie leicht in die Praxis umgesetzt werden kann. Weil der Tripelpunkt einer Substanz eine (überall und immer) gleichbleibende Stoffeigenschaft ist - das heißt wenn sich Wasser an seinem Tripelpunkt befindet, hat es stets dieselbe Temperatur (und denselben Druck) - werden heute unter anderem Tripelpunktzellen zur Kalibrierung von Temperaturmessgeräten eingesetzt.

Geschichte

Die Teilungen der von William Thomson vorgeschlagenen absoluten Temperaturskala trugen zunächst die Bezeichnung °A (für absolute). Im SI galt von 1948 bis 1968 das °K (Grad Kelvin, bis 1954 auch Grad Absolut) als Temperatureinheit. Außerdem wurden im genannten Zeitraum Temperaturdifferenzen - abweichend von Temperaturangaben - in deg (Grad) angegeben. Die Verwendung dieser alten Einheiten ist heute in Deutschland nicht mehr zulässig. Bereits 1948 wurde durch die CGPM eine absolute thermodynamische Skala mit dem Tripelpunkt des Wassers als einzigem fundamentalen Fixpunkt festgelegt, aber noch nicht mit der Temperatur verknüpft.

Farbtemperatur

In Kelvin wird außerdem die Farbtemperatur gemessen, die besonders in der Fotografie wichtig ist.

Temperatur und Energie

Gemäß der kinetischen Gastheorie ist in einem idealen Gas die mittlere kinetische Energie der Partikel

\overline

proportional zur absoluten Temperatur T. Dabei enthält die Proportionalitätskonstante die Boltzmannkonstante k_B. Die Beziehung lautet: :

\overline = \frac \, k_\mathrm \, \mathrm

Die numerische Beziehung zwischen der mittleren Energie

\overline

in Elektronenvolt und der Temperatur T in Kelvin lautet dann wie folgt: :

\overline=\mathrm \cdot \frac \cdot \frac \ \frac

beziehungsweise :

\mathrm =  \cdot \frac \cdot 11605 \ \frac

Tabellen

Siehe auch

- Grad Celsius
- Grad (Temperatur)
- Temperatur
- SI-Einheiten

Weblinks

- [http://www.chemie.fu-berlin.de/chemistry/general/units.html#temp Temperatur-Umrechnungen: Kelvin, Fahrenheit, Celsius, Reaumur und Rankine]
- [http://www.its-90.com/ Website der ITS-90 (engl.)] Kategorie:SI-Einheit Kategorie:Thermodynamik Kategorie:Temperaturmessung ja:ケルビン ko:켈빈 simple:Kelvin th:เคลวิน

Umbra

Umbra bezeichnet: # einen astronomischen Begriff, siehe Penumbra # eine Farbe, siehe Umbraun # einen Halbschatten, siehe Penumbra (Schatten)

Penumbra (Astronomie)

Mit Umbra und Penumbra (lat. Schatten und Halbschatten) werden von Astronomen jene Gebiete innerhalb der Sonnenflecken bezeichnet, die viel bzw. nur etwas dunkler als die normale Sonnenoberfläche sind. Außerdem bezeichnet man in der Medizin als Penumbra die minderdurchblutete Zone, die bei einem Schlaganfall das untergegangene Hirngewebe umgibt. Darüberhinaus ist Umbra der Name von Pigmenten.

Bild:Sunspotcloseinset.png
Große Fleckengruppe (Typ F) mit Kern- und Halbschattenzonen (Umbra/ Penumbra)

Temperaturen

Die durchschnittliche Oberflächentemperatur der Sonne beträgt knapp 6.000°C ("effektive Temperatur" 5.770 Kelvin). Der Kernbereich eines Sonnenflecks, die sog. Umbra ("Kernschatten"), ist demgegenüber rund 2000°kühler (also ca. 4000°). Große Sonnenflecken zeigen darüber hinaus eine Penumbra ("Halbschatten"), die 5000 - 5500°C aufweist. In ihr finden sich zahlreiche Einzelflecken (siehe Bild). Trotz ihrer tieferen Temperatur sind diese Zonen der Sonnenflecken keineswegs schwarz bzw. grau, sondern sind ebenfalls heftig glühendes Gas. Sie strahlen mit rund 20 bis 70 Prozent der normalen Photosphäre. Lediglich das Maximum der Strahlung hat sich von gelbgrün etwas zu rot verschoben.

Zählung von Sonnenflecken

Die einfachste Maßzahl für die Sonnenaktivität - die in einem 11-Jahres-Zyklus variiert und auch wöchentlich-monatlichen Schwankungen unterliegt - ist die so genannte Relativzahl R = f + 10.g Die Zahl f ist jene der Flecken (unabhängig von ihrer Größe), während g die Zahl der Gruppen darstellt. Als Fleckengruppe zählen auch Einzelflecken, doch mehr tragen große Gruppen mit Penumbra-Gebieten zu R bei. Die Sonnenflecken entstehen durch lokale Störungen im Magnetfeld der Sonne, welche den konvektiven Wärmetransport aus der Tiefe behindern.

Siehe auch

Sonnenphysik, Sternwarte, Max Waldmeier Kategorie:Sonne

Sonnenteleskop

Sonnenteleskope sind spezielle astronomische Fernrohre zur Beobachtung von Erscheinungen auf der sogenannten Sonnen-Atmosphäre. Zu dieser zählen:
- die Photosphäre (griech. Licht-Kugel) - jene obersten 300 km der Sonnenoberfläche, von der die meiste Energie (als Licht, UV und Infrarot) abgestrahlt wird, die aber auch Sonnengas in Form von
- Eruptionen (Flares, Protuberanzen) ausstößt
- die über der Photosphäre liegende, schwächer leuchtende Chromosphäre
- die Übergangsschicht
- und die heiße, aber äußerst dünne Sonnenkorona beziehungsweise
- deren Wechselwirkungen mit dem Sonnenwind. Spezielle Fernrohre zur Beobachtung dieser Sonnenregionen sind:
- Turmteleskope (Sonnentürme), auf deren Plattform der Coelostat (ein drehbares Spiegelsystem) das Sonnenlicht nach unten leitet. Im Fokus des Objektivs kann man optisch oder fotografisch beobachten, die Spektren einzelner Sonnenschichten oder auch von Sonnenflecken messen usw.
- Koronograf - ein Instrument zur Messung der inneren Korona. Das die Korona bei weitem überstrahlende Sonnenlicht wird durch eine Kegelblende und spezielle Filter weggespiegelt, wodurch eine Art künstlicher Sonnenfinsternis entsteht.
- Spektroheliograf - zur Gewinnung von Sonnenbildern in einem engen Spektralbereich. Vom Spektrum wird durch einen optischen Spalt, den Monochromator, eine gewisse Wellenlänge herausgefiltert. Bewegt man den Spalt über das Sonnenbild, erhält man mittels eines Foto detektors einen Scan der Sonne in der gewünschten "Farbe" beziehungsweise Schichttiefe.
- H-alpha-Teleskop - zur Beobachtung der Sonne im Licht des ionisierten Wasserstoffs bei 656,28nm (Nanometer) Zur visuellen Beobachung der Sonne und ihrer Materie-Eruptionen dienen ferner:
- Spektrohelioskop, das ähnlich dem Spektroheliograf arbeitet
- Protuberanzen-Spektroskop, das ebenfalls die Sonne und ihre ausgestoßenen Filamente scannt
- Helioskop, in dem Glasscheiben und -Prismen das Sonnenlicht dämpfen. Zusätzlich gibt es noch den
- Magnetograf zur Messung solarer Magnetfelder mittels Zeeman-Effekt und ihrer Aufzeichnung in Magnetogrammen
- Bolometer zur Messung der gesamten Strahlung und der Solarkonstanten
- Radio-Heliograf für Detailuntersuchungen der Sonnenatmosfäre durch spezielle Interferometer
- und weitere, nur aufwändig zu beschreibende Instrumente. Kategorie:astronomisches Instrument

Weblinks

- [http://www.kis.uni-freiburg.de Kiepenheuer-Institut für Sonnenphysik]
- [http://gregor.kis.uni-freiburg.de GREGOR Projekt - Bau des weltgrößten Sonnenteleskops]
- http://www.sonnenbeobachtung.de (Informationen zur Sonnenbeobachtung und eine große Bildergalerie)

Magnetfeld

Magnetismus ist ein fundamentales physikalisches Phänomen, das sich als anziehende und abstoßende Kraft zwischen Magneten, magnetisierbaren Gegenständen und stromdurchflossenen Leitern äußert. Alle Erscheinungsformen von Magnetismus können letztlich auf die Bewegung von elektrischen Ladungen oder den Spin von Elementarteilchen zurückgeführt werden. Der Magnetismus gehört zum Elektromagnetismus, welche eine der vier Grundkräfte der Physik ist. :Dieser Artikel erklärt derzeit (per Weiterleitung) auch die Begriffe Magnetfeld, Magnetisierung. Ergänzende Informationen finden sich im Artikel Magnet. Der Elektromagnetismus wird derzeit im Artikel Elektrodynamik abgehandelt.
Überblick

Magnetismus als fundamentale Naturkraft
Magnetismus ist zu unterscheiden von anderen Naturkräften wie der Massenanziehung (Gravitation) und der Anziehung oder Abstoßung zwischen elektrisch geladenen Körpern (Elektrostatik). Während die Gravitation zwischen allen (massebehafteten) Körpern und die elektrische Anziehung oder Abstoßung zwischen allen geladenen Körpern wirkt, ist der Magnetismus in der Hauptsache auf einige wenige Materialien, wie insbesondere Eisen, Kobalt und Nickel, beschränkt (Ferromagnetismus); der schwache Magnetismus der meisten übrigen Materialien (Diamagnetismus, Paramagnetismus) ist nur mit empfindlichen Messgeräten nachweisbar. Neben dem statischen Magnetismus aufgrund von Materialeigenschaften gibt es auch die dynamischen magnetischen Effekte (Elektrodynamik) im (Induktionsfeld) oder (Nahfeld) stromdurchflossener Leiter oder im (Strahlungsfeld) oder (Fernfeld) elektrischer Antennen. Dabei treten elektrische und magnetische Wechselfelder immer gleichzeitig auf. Ein tieferer Unterschied zwischen der Gravitation auf der einen Seite und den elektrischen und magnetischen Kräften auf der anderen Seite besteht darin, dass sich Massen stets gegenseitig anziehen, wohingegen sich elektrische Ladungen und magnetische Pole sowohl anziehen als auch abstoßen können, was man durch ein Vorzeichen zum Ausdruck bringt (positive und negative Ladungen; magnetischer Süd- und Nordpol). Der grundlegende Unterschied zwischen elektrischen und magnetischen Kräften besteht darin, dass man elektrische Ladungen räumlich trennen kann (Monopole als Quellen und Senken von Feldlinien), wohingegen auch der kleinste Magnet stets zwei Pole aufweist (Dipol).
Magnetismus als Fernwirkung
Magnetismus ist eine Wechselwirkung zwischen räumlich getrennten Körpern, also eine Fernwirkung. In der physikalischen Theorie arbeitet man mit der Vorstellung, dass Fernwirkungen über Felder vermittelt werden. Felder Felder Richtung und Stärke magnetischer Kräfte kann man durch Feldlinien anschaulich darstellen. Ein Magnet ruft ein magnetisches Feld (=Magnetfeld) hervor und wird von diesem durchströmt; seine Pole sind die Oberflächenbereiche, in denen der überwiegende Teil des Magnetfeldes ein- beziehungsweise austritt. Die Berechnung von Feldlinien in der Umgebung eines Magneten ist Aufgabe der Magnetostatik. Außer durch magnetische Materialien werden Magnetfelder durch elektrische Ströme verursacht; umgekehrt erfahren stromdurchflossene Leiter im Magnetfeld Kräfte. Dieser Elektromagnetismus wird unter anderem in Elektromagneten, Transformatoren, Motoren, Generatoren sowie bei der Datenspeicherung technisch ausgenutzt. Darüberhinaus können sich oszillierende elektromagnetische Felder von Materie ablösen und als Wellen im Raum ausbreiten: Zu diesen elektromagnetischen Wellen zählen Rundfunksignale, Mikrowellen, UV- und Röntgenstrahlung ebenso wie sichtbares Licht.
Magnetfelder

Feldlinien
Magnetische Feldlinien können durch die Ausrichtung von Eisenfeilspänen sichtbar gemacht werden; für dreidimensionale Demonstrationen kann man die Eisenfeilspäne zum Beispiel in Silikonöl suspendieren. suspendieren In der Elektrostatik verlaufen Feldlinien von positiven zu negativen Ladungen. In der Magnetostatik hingegen gibt es keine Ladungen (magnetische Monopole sind mathematisch denkbar; alle experimentellen Tatsachen sprechen aber gegen ihre Existenz). Somit ist das Magnetfeld «quellenfrei»; magnetische Feldlinien haben keinen Anfang und kein Ende, sondern verlaufen als geschlossene Bahnen. Die Richtung der Feldlinien stimmt in jedem Punkt mit der Richtung des Magnetfeldes überein. Der Abstand zwischen benachbarten Feldlinien ist ein Anhaltspunkt für die Stärke des Magnetfeldes: je dichter die Feldlinien, desto stärker das Feld.
Magnetische Kraftwirkung
In der Elektrostatik ist die Wirkung des Feldes leicht zu verstehen: eine positive Probeladung (eine sehr kleine Ladung, die die Wirkung eines Feldes erfährt, ohne dieses selbst nennenswert zu verändern) wird in Richtung der Feldlinie beschleunigt, unabhängig davon, ob die Probeladung vorher in Ruhe war oder nicht. Das magnetische Feld hingegen wirkt nicht auf ruhende, sondern nur auf bewegte Ladungen (Lorentzkraft) oder auf Magnete und magnetisierbare Körper. Im einfachsten Fall kann man diese Probekörper als Dipole beschreiben (siehe magnetischer Dipol). Das Magnetfeld übt auf den Probekörper ein Drehmoment aus und richtet ihn parallel zu den Feldlinien aus. Dieser Effekt wird zum Beispiel beim magnetischen Kompass ausgenutzt, in dem sich die Kompassnadel, ein magnetischer Dipol, nach dem Erdmagnetfeld ausrichtet. Die Anziehung zwischen zwei Stabmagneten ist hingegen ein komplizierterer Effekt, der durch den Gradienten des Magnetfeldes verursacht wird: zwei entgegengesetzte Pole ziehen sich an, weil in ihrer Nähe die Feldlinien dichter sind als an den entgegengesetzten Polen.
Größen und Einheiten
Die Stärke eines Magnetfeldes kann durch zwei verschiedene physikalische Größen ausgedrückt werden, die magnetische Feldstärke (Einheit: A/m) und die magnetische Flussdichte (Einheit Tesla). Während die magnetische Feldstärke bei Berechnungen mit elektrischen Strömen von Vorteil ist, verwendet man die magnetische Flussdichte zum Berechnen von induzierten Spannungen oder der Lorentzkraft. Die beiden Feldgrößen sind über einen materialabhängigen Umrechnungsfaktor, der Permeabilität genannt wird, miteinander verknüpft. Im Vakuum ist dies eine Konstante, die sich aus der Wahl des Einheitensystems ergibt.
Elektromagnetismus
Magnetische Kräfte werden durch die Bewegung elektrischer Ladungen erzeugt. Die Geschwindigkeit (in Betrag und Richtung), sowie die Größe (Betrag und Vorzeichen) der bewegten Ladungen bestimmen die Stärke und Richtung der magnetischen Kräfte. Für eine abstraktere Darstellung des Elektromagnetismus siehe den Artikel Elektrodynamik. Elektrodynamik Eine konstante Bewegung von Ladungsträgern bewirkt ein magnetisches Feld, das folgenden Regeln folgt:
- Für einen elektrischen Strom, der durch einen Draht fließt, lässt sich die Richtung des Magnetfelds mit Hilfe der Rechte-Hand-Regel bestimmen: Der Leiter wird so umfasst, dass der abgespreizte Daumen die konventionelle/technische Stromrichtung (entgegen dem Elektronenfluss) anzeigt, dann zeigen die Finger die Richtung des entstehenden Magnetfeldes an.
- Für einen Kreisstrom gilt: Wenn die Finger der rechten Hand in Richtung des Elektronenflusses gekrümmt sind, zeigt der Daumen in Richtung des magnetischen Nordpols.
- Eine andere Regel hierzu ist die so genannte Rechtsschraubenregel.
- Messung von magnetischen Feldern ist u.a. mit Hallsonden möglich. In elektrischen Leitern, die sich durch ein magnetisches Feld bewegen, wird eine Spannung und gegebenenfalls ein Stromfluss induziert. Zeitlich veränderliche Bewegung von Ladungsträgern resultiert in einer diffe