:: wikimiki.org ::

Differentielle Rotation

Differentielle Rotation

Differentielle Rotation lässt sich beobachten, wenn die Winkelgeschwindigkeit eines rotierenden Körpers je nach Breitengrad des betrachteten Punkts oder Entfernung von der Rotationsachse unterschiedlich ist. Dies weist darauf hin, dass der Körper nicht fest ist. Zum Beispiel befinden sich die Oberflächen der Sonne, des Jupiter und des Saturn in differentieller Rotation. Die Regionen nahe am Äquator drehen sich merklich schneller als jene im Bereich der Pole. Üblicherweise zeigen Galaxien und Protosterne ebenfalls Anzeichen differentieller Rotation. Bei flüssigen Objekten, wie einer Akkretionsscheibe, ruft die differentielle Rotation eine Scherung hervor. Im Jahr 1927 hat Jan Hendrik Oort gezeigt, dass unsere Galaxie, die Milchstraße, sich in differentieller Rotation befindet. Die Sterne in Nähe des Zentrums besitzen eine größere Winkelgeschwindigkeit als jene in den Außenregionen. Kategorie:Beobachtende Astronomie zh-tw:較差自轉

Winkelgeschwindigkeit

Unter der Winkelgeschwindigkeit ( auch Rotationsgeschwindigkeit genannt) versteht man den bei einer Kreisbewegung im Zeitintervall

\Delta\mathrm

überstrichenen Winkel

\Delta\varphi

, also :Winkelgeschwindigkeit =

\frac

. :

\omega(t)=\lim_ \frac=\frac=\dot(t)

Die Winkelgeschwindigkeit des Sekundenzeigers mit einer Umdrehung pro Minute einer Uhr beträgt 360° pro Minute, also 6° pro Sekunde, die des Stundenzeigers dagegen nur 360°/12h oder 0,00833° pro Sekunde.

Zusammenhang mit der Kreisfrequenz

Misst man den Winkel

\Delta \varphi

im Bogenmaß, so ist die Winkelgeschwindigkeit

\omega

identisch mit der Kreisfrequenz

2 \pi f

: :

\omega=\frac = 2 \pi f

(Winkelangabe im Bogenmaß). Verwendet man für das Bogenmaß die Einheit

\mathrm

, so ist die Einheit für

\omega

ein "rad pro Sekunde": 1 rad / s . (Anmerkung: Bogenmaßwinkel sind die Länge des Bogenabschnitts für den Winkel auf dem Einheitskreis, dessen Umfang

2 \pi

ist. Sie sind damit eigentlich dimensionslos. Als Einheit findet man daher statt rad / s auch einfach "eins pro Sekunde": 1 / s). Eine Winkelgeschwindigkeit von

\omega=2\pi / \mathrm

(lies: Omega = 2 Pi pro Sekunde) bedeutet also, dass der Körper mit einer Drehzahl von einer Umdrehung pro Sekunde rotiert, weil

2\pi

im Bogenmaß einem Winkel von 360 Grad entspricht.

Darstellung als Vektor

Eine Kreisbewegung kann im oder entgegen des Uhrzeigersinns erfolgen, d.h. sie hat nicht nur einen Geschwindigkeitswert, sondern auch eine Richtung. Daher wird die Winkelgeschwindigkeit als ein Vektor aufgefasst, dessen Länge

\omega

ist und der in der Drehachse liegt und so gerichtet ist, dass die Kreisbewegung im Uhrzeigersinn erfolgt, wenn man in Richtung des Vektors blickt. Vektor :

\vec\omega:=\omega \cdot \vec_

wobei

\vec_

der Einheitsvektor in Richtung der Drehachse ist. Der Vektor charakterisiert also die Drehgeschwindigkeit mit seiner Länge, den Uhrzeigersinn der Drehrichtung und weist in Richtung Drehachse. Er beschreibt eine Drehung daher vollständig.

Die Winkelgeschwindigkeit ist eigentlich ein Pseudovektor

Winkelgeschwindigkeitsvektoren kann man wie normale Vektoren addieren, mit einem Skalar multiplizieren usw. Die Darstellung als Vektor erweist sich als sinnvoll und fruchtbar. Man muss jedoch beachten, dass nicht alle Eigenschaften von Vektoren einfach übertragen werden können. Betrachtet man eine Drehung und den Winkelgeschwindigkeitsvektor durch einen Spiegel und weist der Vektor in genau in Richtung des Spiegels, so sieht man, dass im Spiegel der Winkelgeschwindigkeitsvektor nicht umklappt, also nicht gespiegelt wird. Dies beschreibt das Verhalten von Pseudovektoren. Siehe auch: Winkelbeschleunigung Kategorie:Kinematik ja:角速度 ms:Halaju angular

Breitengrad

Die geografische Breite φ (englisch latitude, auch deutsch abgekürzt mit Lat., lat. oder LAT) ist die im Winkelmaß angegebene nördliche oder südliche Entfernung eines Ortes (Punktes) der Erdoberfläche vom Äquator. Die Breite kann Werte von 0° (am Äquator) bis 90° (am Pol) annehmen. Nord und Süd sind dabei als Vorzeichen anzusehen.

Beispiele

Koordinaten von München: ca. 48° 9' Nord (geografische Breite), 11° 35' Ost (geografische Länge) San Francisco: ca. 37 Grad Nord, 122 Grad West Orte mit derselben Breite liegen auf einem Breitenkreis, auch Breitenparallel oder Parallelkreis genannt. Zur Identifikation eines Punktes, zur Bestimmung seiner geografischen Lage, wird zusätzlich zur Breite die Angabe seiner Länge benötigt.

Unterteilung

Die geografische Breite wird in Bogengrad, -minuten und -sekunden angegeben, wobei eine Minute 60 Sekunden und ein Grad 60 Minuten entsprechen (wie in der Zeitangabe). Bei Dezimalgrad/-minuten/-sekunden kommt das Dezimalsystem zur Anwendung. Es gibt verschiedene Methoden der Darstellung, z. B.: # Grad, Dezimalminuten: 66° 43,2'. # Dezimalgrad: 66,72° # Grad, Minuten, Sekunden: 66° 43' 12"
# Grad, Minuten, Dezimalsekunden: 66° 43' 12,96"
Nur die erste Form ist in der Flugnavigation und seit Langem auch in der Nautik gebräuchlich. Der Abstand einer Bogenminute beträgt am Äquator und auf einem Meridian eine Seemeile bzw. 1852 Meter, während der Abstand (einer Bogenminute) auf einem Breitenkreis (nördlich oder südlich des Äquators) kleiner ist. Bei der Angabe von Ortskoordinaten ist die Breite stets zuerst anzugeben, dann erst die Länge: „B vor L, wie im Alphabet“. Ihren Grund hat diese Konvention in der Geschichte: die Breite konnte bereits Jahrhunderte vor der Länge ziemlich exakt bestimmt werden.

Ermittlung der Breite

Die Breite lässt sich sehr einfach aus dem Sonnenhöchststand bestimmen (Mittagsbreite), oder aus der Höhe kulminierender Sterne. Auf der Nordhalbkugel der Erde gibt die Höhe des relativ hellen Polarsterns über dem Horizont ziemlich genau den Breitengrad an: Am Äquator erscheint der Polarstern am Horizont, am Nordpol steht er nahezu senkrecht am Himmel. Der Fehler, der aus dem ca. zwei-Grad-Abstand des Polarsterns vom Pol entsteht, beträgt wegen der Erddrehung zweimal täglich 0°, zweimal 2° und kann mit einfachsten Mitteln verringert werden. Bereits die Seefahrer des 15. Jahrhunderts verstanden die Breite zur Navigation zu nutzen. Wer hingegen auf umständliche astronomische Messungen zur Bestimmung der Länge verzichten will oder (auf See) muss, braucht eine genaue Uhrzeit.

geodätische, ellipsoidische, astronomische, geozentrische Breite

Wird als Erdmodell ein Rotationsellipsoid verwendet, so enspricht die ellipsoidische Breite dem Winkel zwischen der Äquatorebene und der Ellipsoidnormalen. Diese Breite wird auch geodätische Breite genannt. Mit astronomischer Breite bezeichnen Geodäten den Winkel zwischen der tatsächlichen Lotrichtung und der Äquatorebene. Lotrichtung und Ellipsoidnormale verlaufen in der Regel nicht durch den Erdmittelpunkt. Die Richtung zum Erdmittelpunkt wird durch die Geozentrische Breite ausgedrückt.

Siehe auch

Navigation, Konfluenzpunkt

Weblinks

- http://www.explorermagazin.de/gps/gpsbas1.jpg Kategorie:Geodäsie Kategorie:Nautik ja:緯度

Rotationsachse

Eine Rotationsachse oder umgangssprachlich Drehachse ist eine Gerade, um die die Drehung eines Körpers erfolgt oder erfolgen kann. Bei Körpern, die sich frei im Raum drehen, z.B. Himmelskörpern, hängt die Rotationsachse ebenso wie die Drehzahl in bestimmter Weise von der Massenverteilung im Körper ab. Wenn sich die Massenverteilung im Körper ändert, ändern sich im Allgemeinen auch Drehzahl und Rotationsachse des Körpers, aber genau so, dass der Drehimpuls erhalten bleibt (Drehimpulserhaltung). Ebenfalls als Rotationsachse bezeichnet man bei einem Rotationskörper diejenige Gerade, um die man diesen drehen kann, ohne dass sich der Körper verändert. In diesem Fall ist die Rotationsachse gleichzeitig eine Symmetrieachse des Rotationskörpers.

Veranschaulichung

Anschaulich machen lässt sich die Drehachse anhand des Rades. Die Drehachse steht senkrecht auf den Speichen. Sie steht auch senkrecht auf dem Radreifen, der einen Kreis darstellt. In abstrakter Betrachtungsweise kommt man ohne Speichen und Reifen aus. Wir ersetzen den Reifen durch Punkte, die sich auf einer Kreisbahn bewegen, deren Durchmesser ohne Belang ist. Der gedachte Kreis spannt eine Ebene auf, auf der die Drehachse senkrecht steht. Die Drehachse kann jetzt noch eine Richtung bekommen, das heißt, sie kann in eine Richtung oder auch entgegengesetzt zeigen. Wenn sich der Kreis vom Beobachter gesehen, im Uhrzeigersinn dreht, weist sein Blick in dieselbe Richtung wie die Richtung der Drehachse zeigt. Dies ist eine Vereinbarung (Definition). In der Physik haben Drehachsen eine nahezu anschauliche Bedeutung. Sie geben nicht nur an, wie sich Gegenstände oder atomare Teilchen drehen, wie also die Achse verläuft, sondern auch noch wie schnell und ob links- oder rechtsherum. Man benutzt den Begriff Vektor; das ist ein Pfeil, der eine Länge, eine Richtung und eine Achse hat. Ein sich drehendes Rad kann demnach durch einen Vektor beschrieben werden.

Siehe auch

Rotationsbewegung, Umdrehung, Spin, Drehimpuls, Trägheitsmoment, Deviationsmoment Kategorie:Raumgeometrie

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

Saturn (Planet)

---Sidenote START---

Der Saturn ist der sechste und zweitgrößte Planet in unserem Sonnensystem. Sein Zeichen ist Sonnensystem. Er wird zu den jupiterähnlichen (iovianischen) Planeten gerechnet und ist mit bloßem Auge sichtbar. Daher war er schon im Altertum bekannt.

Umlaufbahn

Saturn läuft auf einer annähernd kreisförmigen Umlaufbahn mit einer Exzentrizität von 0,0565 um die Sonne. Sein sonnennächster Punkt, das Perihel, liegt bei 9,041 AE und sein sonnenfernster Punkt, das Aphel, bei 10,124 AE. Seine Umlaufbahn ist mit 2,485° leicht gegen die Ekliptik geneigt. Für einen Umlauf um die Sonne benötigt Saturn 29 Jahre 166 Tage und 22 Stunden.

Aufbau

Saturn gehört zu den großen Gasplaneten. Seine Atmosphäre enthält wie die des Jupiter überwiegend Wasserstoff und Helium, jedoch in einer anderen Zusammensetzung. Dadurch besitzt er eine sehr geringe durchschnittliche Dichte von nur 0,687 g/cm³. Das ist geringer als die Dichte von Wasser unter Normalbedingungen. Das heißt, dass der Saturn in einem ausreichend großen Wasserbecken schwimmen würde. Diese Eigenschaft teilt kein anderer Planet unseres Sonnensystems mit ihm. Während die Jupiteratmosphäre diese Elemente im gleichen Verhältnis wie die Sonne enthält, ist der Heliumanteil bei Saturn wesentlich geringer. Dies hängt mit der niedrigeren Temperatur Saturns zusammen, durch die das Helium größtenteils auskondensieren konnte. Die eher detailarme, gelblich-braune Wolkendecke enthält überwiegend gefrorene Ammoniakkristalle. Mit zunehmender Tiefe der Atmosphäre, die wie bei Jupiter hauptsächlich aus Wasserstoff besteht, geht diese aus dem gasförmigen Zustand aufgrund des hohen Drucks in den flüssigen Zustand über, aber ohne Phasenübergang, so dass keine definierte Oberfläche existent ist, da der Druck in den Tiefen der Atmosphäre jenseits des kritischen Punkts ansteigt. Unter diesen Bedingungen ist die Unterscheidung zwischen Gas und Flüssigkeit nicht mehr möglich. Weiter in der Tiefe geht der Wasserstoff schließlich in die metallische Form über. Diese Schichten haben jedoch im Gegensatz zum Jupiter aufgrund der kleineren Masse andere Dickenverhältnisse. So beginnt im Saturn die metallische Schicht erst bei 47 Prozent des Radius (Jupiter: 25 Prozent). Sein Gesteinskern hat jedoch einen Masseanteil von 25 Prozent, der des Jupiter lediglich 4 Prozent. Das Innere des Gesteinskerns ist sehr heiß, es herrscht eine Temperatur von 12.000 Kelvin. Als Grund dafür wird unter anderem der Kelvin-Helmholtz-Mechanismus (langsame gravitationsbedingte Kompression) angenommen.

Rotationsverhalten

Saturn rotiert nicht wie ein starrer Körper. Die Äquatorregionen rotieren schneller (eine Rotation in 10 Stunden, 13 Minuten und 59 Sekunden) als die Polregionen (10 Stunden, 39 Minuten und 22 Sekunden). Die Äquatorregionen werden als System I und die Polregionen als System II bezeichnet. Aus In-Situ-Messungen des Saturnmagnetfeldes von Raumsonden wurde für das Saturninnere eine noch etwas langsamere Rotationsperiode von 10 Stunden, 45 Minuten und 45 Sekunden hergeleitet. Seine Drehachse ist 26,73° gegen seine Umlaufbahn geneigt.

Saturnringe

Drehachse Hauptartikel: Saturnringe Den Saturn umgibt ein auffälliges Ringsystem, das bereits in einem kleinen Teleskop einen grandiosen Anblick bietet.

Monde

Übersicht aller Saturnmonde: Liste der Saturnmonde Von den 48 bekannten Monden ist Titan der größte mit einem Durchmesser von 5.150 km. Die vier Monde Rhea, Dione, Tethys und Iapetus besitzen einen Durchmesser zwischen 1.050 km und 1.530 km. Dione, Thetys und Calypso bewegen sich dabei, mit jeweils 60 Grad Versatz, auf derselben Bahn um den Saturn. Die Ende 2004, von Astronomen der University of Hawaii, entdeckten Monde S/2004 S16 und S/2004 S17 sind mit einem Radius von jeweils ~ 2 km die bislang kleinsten des Saturns. Eine wahre Besonderheit stellen die Monde Janus und Epimetheus dar. Sie tauschen alle vier Jahre ihre Umlaufbahn aus.

Geschichte der Erforschung

Im Jahre 1610 schickte der italienische Mathematiker, Physiker und Astronom Galileo Galilei an seinen Bekannten Giuliano de Medici eine verschlüsselte Nachricht folgenden Inhalts: Smaismrmilmepoetaleumibunenvgttavrias. Dieser konnte das Wortungetüm jedoch nicht entziffern, und so mußte Galilei die Lösung nachliefern. Sie lautet: :Altissimum planetam tergeminum observavi – :Den obersten Planeten habe ich dreigestaltig gesehen. Galilei hatte kurz zuvor erstmals den Saturn durch ein Fernrohr beobachtet und geglaubt, zwei Monde des Saturn entdeckt zu haben. 1656 konnte der niederländische Physiker und Astronom Christiaan Huygens (1629–1695) beim Blick durch ein leistungsstärkeres Fernrohr das Phänomen enträtseln: Galilei hatte den Ring des Saturn in seinem kleinen Fernrohr nicht deutlich genug erkannt und ihn für Saturntrabanten gehalten. Ein Jahr zuvor hatte Huygens bereits den größten Saturnmond Titan entdeckt. Giovanni Domenico Cassini entdeckte 1671 bzw. 1672 die Saturnmonde Japetus und Rhea, 1684 Tethys und Dione. Cassini entdeckte 1675 auch die nach ihm benannte Teilung in den Saturnringen.

Forschungsmissionen

Als erste Sonde überhaupt flog Pioneer 11 am 1. September 1979 in 21.000 km Entfernung am Saturn vorbei. Trotz der sehr primitiven technischen und wissenschaftlichen Ausrüstung der Sonde gelangen zirka 400 Fotos und andere Messungen vom Saturn. Nachdem am 13. November 1980 die Raumsonde Voyager 1 den Saturn besucht hatte, kam knapp ein Jahr später am 26. August 1981 die Schwestersonde Voyager 2 beim Ringplaneten an. Beide Sonden lieferten erstmalige und einmalige Bilder aus nächster Nähe des Saturns, seiner Ringe und seiner vielen Monde. Im Juni 2004 erreichte die Raumsonde Cassini-Huygens das Saturnsystem nach siebenjährigem Flug. Der Orbiter (Cassini) führte eine zusätzliche Landungssonde (Huygens) mit sich, die am 14. Januar 2005 auf dem Mond Titan weich landete.

Sichtbarkeit

Hauptartikel: Saturnpositionen bis 2021 In der folgenden Tabelle sind die Sichtbarkeiten des Saturn für die Jahre 2003 bis 2006 angegeben. Neben dem Datum der Opposition ist jeweils auch die scheinbare Helligkeit, der Abstand zur Erde und der Winkeldurchmesser des Saturn bei der Opposition angegeben.

Kulturgeschichte

Da der Saturn mit bloßem Auge sichtbar ist und als Wandelstern auffällt, wurde er schon im Altertum mit mythologischen Deutungen belegt. Bei den Römern wurde er mit dem Gott Saturn und im antiken Griechenland mit dem Gott Kronos assoziiert. Die Astrologie übernahm für die Deutung des Saturn insbesondere die charakterlichen Symbolisierungen der Eigenschaften Abgrenzung, Verfestigung und Erstarrung, wie sie sich aus der griechisch-römischen Mythologie für die Götter Saturn bzw. Kronos ergaben.

Literatur

- Ute Kehse: Polarlichter sind einzigartig - Cassini und Hubble werfen 25 Jahre alte Theorien über den Haufen (Bericht über einen Artikel in der Zeitschrift Nature): 19. Februar 2005, Onlineportal der Zeitschrift Bild der Wissenschaft: Artikel online abrufbar unter http://www.wissenschaft.de/wissen/news/249343.html

Weblinks

- [http://www.wappswelt.de/tnp/nineplanets/saturn.html Die Neun Planeten: Saturn]
- [http://www.br-online.de/wissen-bildung/thema/saturn/index.xml Saturn und die aktuelle Mission Cassini-Huygens]
- [http://www.anderegg-web.ch/astro/saturn.htm Der Planet Saturn: Wissenswertes und Flash-Film]
- [http://nssdc.gsfc.nasa.gov/planetary/planets/saturnpage.html NASA-Seite zum Saturn] (Englisch)
- [http://history.nasa.gov/SP-474/sp474.htm Voyager 1 and 2 - Atlas of Six Saturnian Satellites] (Karten von sechs Saturnmonden nach Aufnahmen der Voyager-Sonden, Englisch)
- [http://www.ifa.hawaii.edu/~sheppard/satellites/satsatdata.html Liste der Saturnmonde] (Englisch)

Video

Real Video (Aus der Fernsehsendung Alpha Centauri):
- [http://www.br-online.de/cgi-bin/ravi?v=alpha/centauri/v/&g2=1&f=000730.rm Warum hat der Saturn Ringe?] Kategorie:Saturn (Planet) ja:土星 ko:토성 ms:Zuhal simple:Saturn (planet) th:ดาวเสาร์ zh-min-nan:Thó·-chheⁿ

Pol

Unter einem Pol versteht man im Allgemeinen eines von zwei (äußersten) Enden. Ebenfalls im allgemeinen Sinn wird oft das eine Ende als das extreme Gegenteil des anderen Endes betrachtet. Gleichwohl können sich beide Enden auch gegenseitig bedingen, ähnlich wie sprichwörtlich die "Zwei Seiten einer Medaille".

Verschiedene Verwendungen des Begriffs Pol

- Geografischer Pol, siehe Pol (Geografie)
- Magnetischer Pol, siehe Erdmagnetfeld
- Geomagnetischer Pol, siehe Pol (Geomagnetismus)
- Elektrischer Pol, siehe Pol (Elektrizität)
- Himmelspol
- Beide Pole ("Manie" und "Depression") der "Bipolaren Störung" (auch manisch-depressive Erkrankungen)
- Schnittpunkt aller in einer Ebene liegenden Kugeltangenten (siehe Pol (Mathematik))
- Polstelle einer mathematischen Funktion
- Mechanischer Drehpunkt spezieller Messinstrumente, beispielsweise eines Planimeters
- Sogenannter Gefäßpol eines Blutgefäßes (siehe auch Nephron, Niere)
- Hauptpol im Polplan (Statik) = der Punkt, um den sich eine Scheibe absolut dreht
- Nebenpol im Polplan (Statik) = der Punkt, um den sich zwei oder mehr Scheiben relativ zueinander drehen.

Abkürzungen

- PoL oder POL für Problem orientiertes Lernen
- Pol. für Polizei
- pol. für politisch
- Pol. für polarisiertes Licht
- pol als Sprachcode für polnische Sprache (nach ISO 639)
- pol. für poliert
- Dr. rer. pol. für Doktor der Politikwissenschaften
Namen

- Pol Bury, siehe Kinetische Kunst
- Grafen von Saint-Pol, de Pol, Greiner-Pol, Jean-Pol usw.
- Fluss in England: siehe Pol (Fluss)

Protostern

Ein Protostern ist ein Bereich innerhalb einer kollabierenden interstellaren Wolke, der bereits ein annähnerndes inneres mechanisches Gleichgewicht erreicht hat und der durch einen aufgrund von Gravitationskraft erzeugten stetigen Massezuwachs aus der ihn umgebenden Wolke schließlich zu einem Stern wird. siehe auch: Globule ja:原始星

Scherung

Als Scherung wird eine bestimmte Art der Verformung eines Körpers, unter Einwirkung einer Kraft F, bezeichnet. Bei der Scherung wirkt die Kraft parallel (in diesem Fall gleichbedeutend mit tangential) zur Oberfläche des Körpers. Kann sich seine Grundfläche nicht bewegen, so wird die Oberfläche relativ zur Grundfläche verschoben. Beispielhaft kann man sich dazu ein Buch vorstellen, welches plan auf einem Tisch aufliegt. Verschiebt man nun die Oberfläche des Buches parallel zur Tischplatte (dies ist die tangential wirkende Kraft), so wird der Buchrücken um einen gewissen Winkel ausgelenkt. Dieser Winkel (Scherwinkel) θ ist der wirkenden Kraft (Scherkraft) proportional. Außerdem hat sich die Buchoberseite um eine Strecke Δx verschoben. Physikalisch korrekt wird als Scherung γ das Verhältnis von Längenänderung Δx zu Höhe l des Körpers, in diesem Fall der Höhe des aufliegenden Buches, bezeichnet: :

\gamma = \frac\,

In der Geologie unterscheidet man zwischen den beiden Endgliedern reine Scherung (auch koaxiale Scherung oder reine Kompression) und einfache Scherung (auch nicht-koaxiale Scherung). Einfache Scherung beinhaltet im Vergleich zur reinen Scherung eine zusätzliche Rotationskomponente. Diese beiden Komponenten werden auch zur Diskussion von transpressiver (Kompression plus Lateralbewegung) und transtensiver (Extension plus Lateralbewegung) Tektonik gebraucht. Siehe auch: Scherung (Geometrie), Windscherung Kategorie:Technische Mechanik

1927

Ereignisse

- 1. Januar: Giuseppe Motta wird zum dritten Mal Bundespräsident der Schweiz
- 1. Januar: Ungarn führt als neue Währung den Pengő ein
- 14. April: Der erste Volvo verlässt das Werk auf der Insel Hisingen
- 14. Mai: Stapellauf der Cap Arcona
- 20./21. Mai: Charles Lindbergh fliegt nonstop von New York nach Paris
- 1. Juni: Der Hindenburgdamm, der die Insel Sylt mit dem Festland verbindet, wird eröffnet
- 15. Juli: In Wien wird im Zuge der so genannten Julirevolte der Justizpalast nach einem Skandalurteil gestürmt und in Brand gesteckt
- 23. August: Sacco und Vanzetti auf dem elektrischen Stuhl hingerichtet
- Abschaffung der Lanze als offizielle Gefechtswaffe in der britischen Armee

Wissenschaft und Technik

- Juni: Werner Heisenberg veröffentlicht seine Arbeit zur Unschärferelation
- Rundfunksender Nürnberg-Kleinreuth wird errichtet
- Clinton Joseph Davisson und George Paget Thomson führen ihr Experiment zum Nachweis der Elektronenstreuung an Festkörpern, (in: Nature 119 (1927), 558; Physical Review 30 (1927), 705)

Luftfahrt

- März: Erstflug der Fokker F.VIII
- März: Erstflug der Lockheed Vega

Kultur

Katastrophen

- 7. März: Erdbeben der Stärke 7,6 in Tango, Japan, mehr als 3.000 Tote
- 22. Mai: Erdbeben der Stärke 7,9 in Tsinghai, Republik China, etwa 200.000 Tote
- 1. Juni: Drei Tornados beschädigen oder zerstören in mehreren niedersächsischen Ortschaften insgesamt über 200 Häuser. 2 Menschen werden getötet und dutzende verletzt
- 8./9. Juli: Eine Hochwasserkatastrophe trifft die Flusstäler im Osterzgebirge und richtet insbesondere in den Tälern der Müglitz (Fluss) und Gottleuba gewaltige Schäden an. Den Fluten fallen insgesamt 145 Menschen zum Opfer, darunter allein 88 in Berggießhübel
- 25. August: Der Torpedobootzerstörer „Warabi“ sinkt nach einer Kollision mit dem Leichten Kreuzer „Jindsu“ (beide Japan) vor Bungo-Suido. 102 Tote
- 30. Oktober: New Brunswick, USA. Ein Flugzeug der Colonial Air Transport Fairchild stürzte ab. 4 Tote
- 17. Dezember: Untergang des U-Bootes S 4 vor Provincetown (Massachusetts) nach einer Kollision mit dem Coast Guard-Zerstörer „Paulding“ (beide USA). Eine Bergung von 7 Eingeschlossenen scheitert, alle 39 Besatzungsmitglieder des U-Bootes kommen ums Leben

Sport

Einträge von Leichtathletik-Weltrekorden siehe unter der jeweiligen Disziplin unter Leichtathletik.
- 1. Januar: Der Internationale Lawn-Tennisverband nimmt das Deutsche Reich als Mitglied auf

Geboren

- 1. Januar: Maurice Béjart, französischer Choreograf und Leiter des Béjart Ballets
- 1. Januar: Vernon L. Smith, Professor für Wirtschafts- und Rechtswissenschaften
- 2. Januar: Herbert Sczepan, Baptistenpastor und Evangelist († 2004)
- 4. Januar: Claus Jacobi (Journalist), deutscher Journalist
- 4. Januar: Hans Bentzien, SED-Funktionär und Minister für Kultur der DDR
- 6. Januar: Alfred Sirven, französischer Topmanager († 2005)
- 7. Januar: Achille Maramotti, italienischer Unternehmer der Modebranche und Jurist († 2005)
- 8. Januar: Karlheinz Eber, Generalsekretär des CVJM-Landesverband Bayern († 2004)
- 9. Januar: Adolfo Antonio Suárez Rivera, emeritierter Erzbischof von Monterrey und Kardinal
- 10. Januar: Otto Stich, Schweizer Politiker
- 10. Januar: Johnnie Ray, US-amerikanischer Sänger
- 12. Januar: Leslie Orgel, britischer Chemiker
- 12. Januar: Ignatz Bubis, eh. Vorsitzender des Zentralrates der Juden in Deutschland († 1999)
- 13. Januar: Sydney Brenner, britischer Biologe und Nobelpreisträger
- 17. Januar: Eartha Kitt, Sängerin, Schauspielerin, Tänzerin
- 18. Januar: Werner Liebrich, deutscher Fußballspieler und Trainer († 1995)
- 18. Januar: Rudolf Schlott, deutscher Fußballtrainer
- 19. Januar: Lothar Dräger, deutscher Autor
- 20. Januar: Wolfgang Kasack, deutscher Slawist († 2003)
- 22. Januar: Ernst Huberty, deutscher Sportjournalist und Fernsehmoderator
- 25. Januar: Antônio Carlos Jobim, brasilianischer Sänger und Komponist († 1994)
- 26. Januar: Hans Bardens, deutscher Politiker, MdB († 2003)
- 26. Januar: Erni Mangold, österreichische Schauspielerin
- 27. Januar: Diether Ritzert, Maler und Graphiker († 1987)
- 27. Januar: Arnold Zellner, US-amerikanischer Ökonom
- 28. Januar: Hans Stefan Seifriz, Politiker, MdB
- 30. Januar: Olof Palme, schwedischer Politiker und zweimaliger Premierminister († 1986)
- 1. Februar: Günter Guillaume, DDR-Spion im Bundeskanzleramt 1970–1974 († 1995)
- 1. Februar: Hans Gmür, Schweizer Autor († 2004)
- 2. Februar: Stan Getz, US-amerikanischer Tenorsaxophon († 1991)
- 3. Februar: Kenneth Anger, Filmemacher und Autor
- 4. Februar: Horst Ehmke, deutscher Politiker
- 4. Februar: Rolf Landauer, deutsch-US-amerikanischer Physiker und Informationswissenschaftler († 1999)
- 4. Februar: Arthur Cohn, Schweizer Filmproduzent
- 7. Februar: Laurie Johnson, englischer Komponist
- 7. Februar: Juliette Gréco, französische Chansonsängerin und Schauspielerin
- 7. Februar: Wolodymyr Kuz, Leichtathlet aus der Sowjetunion († 1975)
- 9. Februar: David Wheeler, britischer Computerpionier († 2004)
- 11. Februar: Johannes Menskes, deutscher Chorleiter und Komponist
- 12. Februar: Paul Bühlmann, Schweizer Volksschauspieler († 2000)
- 14. Februar: Lois Maxwell, kanadische Schauspielerin (Miss Moneypenny in James Bond-Filmen)
- 14. Februar: Hans Kann, österreichischer Pianist und Komponist († 2005)
- 15. Februar: Carlo Maria Martini, Erzbischof von Mailand (Italien), Kardinal
- 16. Februar: Botho Prinz zu Sayn-Wittgenstein-Hohenstein, deutscher Politiker
- 16. Februar: Ludwig Averkamp, Theologe und Alterzbischof von Hamburg
- 17. Februar: Juan Almeida, Revolutionär und Politiker
- 19. Februar: Rolf Wilhelm, Film- und Fernsehkomponist
- 19. Februar: Hugo Portisch, österreichischer Journalist
- 20. Februar: Ibrahim Ferrer, kubanischer Musiker († 2005)
- 20. Februar: Carl Damm (Bundestagsabgeordneter), deutscher Politiker und MdB († 1993)
- 21. Februar: Paul Raabe, deutscher Literaturwissenschaftler und Bibliotheksfachmann
- 22. Februar: Florencio Campomanes, philippinischer Schachspieler und -funktionär
- 23. Februar: Robert N. Bellah, US-amerikanischer Soziologe
- 25. Februar: Dieter Ertel, deutscher Journalist und Redakteur
- 26. Februar: Hans Heinz Holz, deutscher marxistischer Philosoph
- 1. März: Rudi Arndt, deutscher Politiker († 2004)
- 1. März: Claude Gensac, französische Schauspielerin
- 1. März: George Ogden Abell, US-amerikanischer Astronom († 1983)
- 1. März: Harry Belafonte, US-amerikanischer Sänger, Schauspieler, Entertainer und Bürgerrechtler
- 2. März: Roger Walkowiak, französischer Radrennfahrer
- 3. März: Pierre Aubert, Schweizer Politiker
- 4. März: Dick Savitt, US-amerikanischer Tennisspieler
- 5. März: Jack Cassidy, US-amerikanischer Schauspieler, Sänger († 1976)
- 6. März: Gordon Cooper, US-amerikanischer Astronaut († 2004)
- 8. März: Harry Thürk, deutscher Schriftsteller
- 8. März: Stanisław Kania, polnischer Politiker, Parteichef von Polen von 1980 bis 1981
- 9. März: Bezerra da Silva, brasilianischer Liedermacher († 2005)
- 9. März: Klaus Dieter Arndt, deutscher Politiker († 1974)
- 9. März: Johannes Hanselmann, Landesbischof der evangelisch-lutherischen Kirche in Bayern († 1999)
- 10. März: Josef Derwall, deutscher Fußballtrainer und -spieler
- 10. März: Paul Wunderlich, deutscher Maler und Zeichner
- 11. März: Joachim Fuchsberger, deutscher Schauspieler und Entertainer
- 11. März: Freda Meissner-Blau, österreichische Politikerin
- 12. März: Raúl Alfonsín, ehemaliger Staatspräsident von Argentinien
- 14. März: Wolfgang Grönebaum, deutscher Schauspieler († 1998)
- 15. März: Rüdiger Klessmann, deutscher Kunsthistoriker
- 15. März: Hanns Joachim Friedrichs, deutscher TV-Moderator († 1995)
- 15. März: Carl Smith, US-amerikanischer Country-Sänger
- 16. März: Wladimir Michailowitsch Komarow, sowjetischer Kosmonaut († 1967)
- 18. März: George Plimpton, US-amerikanischer Schriftsteller und Förderer junger Schriftsteller († 2003)
- 19. März: John Kander, US-amerikanischer Komponist
- 21. März: Hans-Dietrich Genscher, deutscher Politiker, Innenminister und Außenminister
- 21. März: Robert-Alexander Bohnke, Pianist († 2004)
- 21. März: Halton Arp, US-amerikanischer Astronom
- 24. M�