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Pioneer

Pioneer

vorbei.]] Unter dem Namen Pioneer (dt.: Pionier) werden insgesamt 19 verschiedene Raumsonden der NASA zusammengefasst, die zwischen 1958 und 1978 zur Erforschung des Mondes, der Sonne, des Jupiters, des Saturns und der Venus gestartet wurden.

Mission

Die "Pioneer"-Mission standen allesamt unter dem Motto der Grundlagenforschung. Wissenschaft stand zunächst an zweiter Stelle, wichtiger war die Erprobung der Technik. Denn im Jahre 1958 befand sich die Raumfahrt noch in den Kinderschuhen. "Pioneer" 0-4 und A-D hatten den Mond zum Ziel, "Pioneer 5" war ein interplanetarer Testflug, "Pioneer" 6-9 und E dienten zur Erforschung der Sonne, "Pioneer" 10-11 zum Vorstoß ins äußere Sonnensystem (zu den Riesenplaneten Jupiter und Saturn), "Pioneer-Venus" 1-2 flogen zur Venus. Für die letzten vier Sonden des "Pioneer"-Programmes gibt es eigene Artikel:
- Pioneer 10
- Pioneer 11
- Pioneer-Venus 1-2

Verlauf

Pioneer-Venus Den Anfang machte die US-Luftwaffe: Drei 38 kg schwere Sonden hatte sie konstruiert. Ziel war zunächst ein Vorbeiflug am Mond. Alle Sonden waren bereits mit optischen Systemen ausgerüstet.
- "Pioneer 0" explodierte mitsamt der Thor-Able-Rakete nach 77 Sekunden am 17. August 1958.
- "Pioneer 1" startete am 11. Oktober 1958, doch konnte die Sonde die Erdumlaufbahn nicht verlassen. Nach 114.000 Kilometern (fast ein Drittel der Entfernung Erde-Mond) machte die Sonde kehrt und verglühte tags darauf in der Erdatmosphäre.
- "Pioneer 2" erreichte aufgrund einer Fehlzündung am 8. November 1958 nur eine Entfernung von 1.500 km und verglühte dann in der Erdatmosphäre. 8. November Danach war das US-Heer an der Reihe. Zu den beteiligten Wissenschaftlern zählte auch Wernher von Braun. Die beiden Sonden, die unter seiner Aufsicht konstruiert worden waren, hatten ein Gewicht von nur 6 kg und trugen nur ein wissenschaftliches Experiment: Einen Strahlendetektor.
- "Pioneer 3" fiel nach Start mit einer Juno II-Rakete am 6. Dezember 1958 nach Erreichen eines Erdabstandes von 102.000 km, ähnlich wie "Pioneer 1", wieder zur Erde zurück.
- Mit dem Start von "Pioneer 4" auf einer Juno II-Rakete gelang den USA am 4. März 1959 der entscheidende Durchbruch: Der Mond wurde in 60.000 km Abstand passiert. Die Sonde verließ danach den Wirkungsbereich der Erdschwerkraft und drang als erstes US-amerikanisches Raumfahrzeug in den interplanetaren Raum vor. Dennoch waren die USA zu spät: Lunik 1 hatte dieselbe Mission bereits am 4. Januar 1959, also zwei Monate vorher, durchgeführt. 1959 Um mit der Sowjetunion gleichzuziehen, bereitete die neue Weltraumbehörde NASA 1959 den Start von vier Mondorbitern vor, allesamt rd. 170 kg schwer. Diese Vierergruppe war ein einziger Fehlschlag und wurden in der Öffentlichkeit geheim gehalten. Daher auch die widersprüchlichen Bezeichnungen.
- "Pioneer A", n.a.A. "Pioneer P-1" (wird auch oft gar nicht aufgeführt!) explodierte 24. September 1959 mit der Atlas-Able-Rakete bei Triebwerkstests vor dem Start.
- "Pioneer B", n.a.A. "Pioneer P-3" wird am 26. November 1960 45 Sekunden nach dem Start durch das Versagen der Nutzlastverkleidung der Atlas-Able Rakete zerstört.
- "Pioneer C", n.a.A. "Pioneer P-30" explodierte mit der Atlas-Able-Trägerrakete am 25. September 1960.
- "Pioneer D", n.a.A. "Pioneer P-31" explodierte mitsamt der Atlas-Able-Rakete am 15. Dezember 1960. 15. Dezember Im Jahr 1960 testete die NASA auch einen Prototypen für eine interplanetare Raumsonde. Obwohl hierfür nur ein einziges - 43kg schweres - Exemplar zur Verfügung stand, klappte alles:
- "Pioneer 5" startete am 11. März 1960 mit einer Thor-Able-Rakete. Der Kontakt konnte regelmäßig bis zum 30. April 1960 gehalten werden, danach empfing man noch bis zum 24. Juni 1960 unregelmäßig Signale von der Sonde, doch das Ziel war erreicht. 24. Juni Danach trat ihm Rahmen der Ranger Mondsonden und des Mariner Programmes (Venus und Mars) eine Pause bei den "Pioneers" ein. Erst im Jahre 1965 wurden neue Sonden gebaut. Dabei wurde der interplanetare Raum zum Ziel, in welchem ein Sonden-Netzwerk zur Sonnenerkundung aufgebaut werden sollte.
- "Pioneer 6" startete am 16. Dezember 1965 mit einer Delta-Rakete
- "Pioneer 7" startete am 17. August 1966 mit einer Delta-Rakete
- "Pioneer 8" startete am 13. Dezember 1967 mit einer Delta-Rakete
- "Pioneer 9" startete am 8. Dezember 1968 mit einer Delta-Rakete
- "Pioneer E" startete am 27. August 1969, doch explodierte die Delta-Rakete kurz nach dem Start und die Sonde wurde zerstört. Die anderen Sonden arbeiteten aber zufriedenstellend. Die Experimente umfassten Messungen von Staubpartikeln, verschiedenen Strahlen und Magnetfeldern. Die Sonde "Pioneer 7" wurde 1986 auch zur Beobachtung des Halleyschen Kometen aus 12 Mill. km Entfernung eingesetzt. Als erste verlor die NASA am 18. Mai 1983 den Kontakt zu "Pioneer 9". Die anderen drei Sonden arbeiteten bis Mitte der 90er Jahre. Der Kontakt zu "Pioneer 7" brach am 31. März 1995 ab, zu "Pioneer 8" am 22. August 1996. Auch zu "Pioneer 6" war nach 1995 die Kommunikation teilweise unterbrochen. Ein letzter Kontakt zu "Pioneer 6" wurde am 8. Dezember 2000 etabliert - 35 Jahre nach dem Start. Dies stellt einen absoluten Rekord in punkto Lebensdauer dar.

Weblinks


- [http://www.bernd-leitenberger.de/pioneer.html Das Pioneer Programm] (dt.)
- [http://www.extrasolar-planets.com/raumfahrt/pioneer.php extrasolar-planets.com - Pioneer Sonden] (dt.) Siehe auch: Liste der unbemannten Raumfahrtmissionen, Deep Space Network, Pioneer-Anomalie
Kategorie:Sonnensonde Kategorie:Mondsonde Kategorie:Venussonde Kategorie:Sonde ins äußere Planetensystem

NASA

Die National Aeronautics and Space Administration (NASA, gegründet 1958) ist die zivile US-Bundesbehörde für Luft- und Raumfahrt.

Vision und Mission

Die NASA bezeichnet als ihre Vision "das Leben hier zu verbessern, das Leben nach draußen auszudehnen und Leben da draußen zu finden". Daraus ergibt sich die Mission "unseren Heimatplaneten zu verstehen und zu schützen, das Universum zu erforschen und nach Leben zu suchen und die nächste Generation von Forschern zu begeistern".

Geschichte

Wettlauf ins All

:Hauptartikel: Wettlauf ins All Die Sowjetunion machte 1957 mit dem ersten künstlichen Satelliten im All, Sputnik 1, die USA auf ihr eigenes Weltraumprogramm aufmerksam, das noch in den Kinderschuhen steckte. Der Kongress sah im sowjetischen Erfolg eine Gefahr für die nationale Sicherheit und den technologischen Vorsprung der USA und verlangte sofortige und konsequente Maßnahmen während US-Präsident Dwight D. Eisenhower und seine Berater sich eher für eine ruhige, durchdachte Reaktion aussprachen. Nach monatelangen Beratungen war klar, dass eine neue Behörde geschaffen werden sollte, die für alle nichtmilitärischen Weltraumaktivitäten zuständig sein sollte. Am 29. Juli 1958 unterzeichnete Präsident Eisenhower den "National Aeronautics and Space Act", der die Schaffung der NASA vorsah. Die neue Behörde nahm am 1. Oktober 1958 ihre Arbeit auf. Damals bestand sie aus vier Laboratorien und rund 8000 Mitarbeitern, die aus dem schon 46 Jahre alten National Advisory Committee for Aeronautics (NACA) stammten. Die ersten Projekte der NASA beschäftigten sich mit der bemannten Raumfahrt und standen unter dem Druck des Wettlauf ins All. Das Mercury-Programm von 1958 war der erste Schritt: Man untersuchte, ob und unter welchen Bedingungen ein Mensch im Weltall überleben könnte. Am 5. Mai 1961 war es so weit. Alan B. Shepard Jr. war der erste Amerikaner im Weltall, als er mit Freedom 7 15 Minuten lang in einem bogenförmigen Flug den Weltraum erreichte. Der erste Amerikaner, der die Erde umkreiste war John Glenn mit einem fünfstündigen Flug der Friendship 7 am 20. Februar 1962. Nachdem das Mercury-Project bewiesen hatte, dass bemannte Weltraummissionen möglich sind, rief die NASA das Gemini-Projekt ins Leben. Bei diesem Projekt sollten Experimente durchgeführt werden und Problemstellungen bezüglich einer Mondlandungs-Mission bearbeitet werden. Der erste bemannte Flug einer Gemini-Rakete wurde am 23. März 1965 von Virgil "Gus" Grissom und John W. Young durchgeführt. Es folgten neun weitere Missionen, bei denen die Machbarkeit längerer Weltraumaufenthalte und des Treffens und Andockens zweier Raumschiffe bewiesen wurde. Außerdem sammelten diese Flüge medizinische Daten über die Auswirkungen von Schwerelosigkeit auf den menschlichen Körper.

Das Apollo-Programm

Nach dem Erfolg des Mercury- und Gemini-Programms wurde das Apollo-Programm gestartet, um weitere Experimente im All durchzuführen und im Idealfalle sogar Menschen in die Nähe des Mondes zu bringen. Eine massive Änderung in seiner Konzeption erfuhr das Apollo-Programm durch die Ankündigung des neuen Präsidenten, John F. Kennedy. Am 25. Mai 1961 sagte er, die Vereinigten Staaten sollten sich vornehmen, bis 1970 "einen Menschen auf dem Mond abzusetzen und ihn wieder sicher auf die Erde zurückzubringen". Von nun an war es also Ziel des Apollo-Programms, Astronauten auf den Mond zu bringen. Nach acht Jahren vorbereitender Missionen, bei denen auch das erste große Unglück in der Geschichte der NASA stattfand, bei dem die NASA alle drei Besatzungsmitglieder der Apollo 1-Mission verlor, als die Rakete auf der Startrampe zu brennen begann, erreichte das Apollo-Programm schließlich ihr Ziel: Am 20. Juli 1969 landeten mit Neil Armstrong und Buzz Aldrin die ersten Menschen auf dem Mond und kehrten am 24. Juli sicher auf die Erde zurück. Amstrongs erste Worte, als er aus der Mondlandefähre der Apollo 11 trat, hätten treffender nicht sein können: "That's one small step for [a] man, one giant leap for mankind." ("Das ist ein kleiner Schritt für einen Menschen, aber ein riesiger Sprung für die Menschheit."). Nach Armstrong und Aldrin landeten bis zum Ende des Apollo-Programms im Dezember 1972 noch zehn weitere Menschen auf dem Mond. Die NASA hatte mit der Landung auf dem Mond das Wettrennen ins All gewonnen. Eigentlich stellte das den gewünschten Erfolg dar, allerdings fehlte jetzt ein Ziel, auf das es sich lohnte hinzuarbeiten. Außerdem schwand das Interesse der Öffentlichkeit, das unbedingt nötig war, um große Budgets durch den Kongress sicherzustellen. Mit Lyndon Johnson, verlor die NASA dann auch noch ihren wichtigsten politischen Unterstützer. Für ihn wurde Wernher von Braun als Lobbyist in Washington tätig.

Jahresbudgets

Liste der NASA-Administratoren

# T. Keith Glennan (1958-1961) # James E. Webb (1961-1968) # Thomas O. Paine (1969-1970) # James C. Fletcher (1971-1977) # Robert A. Frosch (1977-1981) # James M. Beggs (1981-1985) # James C. Fletcher (1986-1989) # Richard H. Truly (1989-1992) # Daniel S. Goldin (1992-2001) # Sean O'Keefe (2001-2005) # Michael Griffin (2005-)

Einrichtungen

Die NASA besteht aus einer Reihe von Einrichtungen. Dazu gehören
- Jet Propulsion Laboratory (JPL): Raumsonden, Deep Space Network
- Goddard Space Flight Center
- Johnson Space Center
- Kennedy Space Center
- Marshall Space Flight Center
- Stennis Space Center
- Ames Research Center
- Dryden Flight Research Center
- Langley Research Center
- Glenn Research Center
- Michoud Assembly Facility
- NASA Institute for Advanced Concepts (NIAC): Nanotechnologie, Weltraumlift, usw.

Bemannte Raumfahrtprogramme der NASA


- Mercury-Programm
- Gemini-Projekt
- Apollo-Projekt
- Skylab
- Space Shuttle
- Internationale Raumstation
- Crew Exploration Vehicle (in Planung)

Weblinks


- Wikinews: Start der Discovery auf Juli verschoben
- [http://www.nasa.gov Website der NASA] (engl.)
- [http://spaceflight.nasa.gov NASA: Bemannte Raumfahrt] (engl.)
- [http://www.nasawatch.com NASA Watch] (engl.)
- [http://www.raumfahrer.net/raumfahrt/bemannt/nasa.shtml Zusammenfassung US-Raumfahrtprogramm und NASA-Geschichte] (dt.)
- [http://www.nasa-statistik.de NASA-Statistik.de - Komplettes Missionsarchiv] (dt.)
- [http://www.niac.usra.edu/ NASA Institute for Advanced Concepts] (engl.)
- [http://science.nasa.gov Science@NASA; ausgewählte Themen und Artikel aus NASA Forschung für ein breiteres Publikum] (engl.)
- [http://www.astrolabium.net Deutsche Version der Science@NASA Webseite] (dt.)

Siehe auch

ESA, Russische Raumfahrtbehörde, Japan Aerospace Exploration Agency ----
- Der Abschnitt "Geschichte" basiert teilweise auf einer Übersetzung des Artikels :en:NASA vom 16.07.2005 in der englischsprachigen Wikipedia. Kategorie:Behörde (USA) Kategorie:Raumfahrtorganisation ja:アメリカ航空宇宙局 ko:미국항공우주국 simple:NASA th:องค์การนาซา

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

Jupiter (Planet)

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Jupiter, benannt nach dem römischen Gott Jupiter, ist der fünfte und größte Planet unseres Sonnensystems. In der Astronomie verwendet man das Zeichen Sonnensystem für Jupiter

Allgemeines

Jupiter ist der innerste der Gasriesen des Sonnensystems und läuft auf einer annähernd kreisförmigen Umlaufbahn mit einer Exzentrizität von 0,0489 um die Sonne. Sein sonnennächster Punkt, das Perihel, liegt bei 4,95 AE und sein sonnenfernster Punkt, das Aphel, bei 5,459 AE. Seine Umlaufbahn ist mit 1,305° leicht gegen die Ekliptik geneigt. Für einen Umlauf um die Sonne benötigt Jupiter 11 Jahre 215 Tage und 3 Stunden. Jupiter ist nachts von der Erde aus mit bloßen Auge zu erkennen. An seiner maximalen Helligkeit gemessen ist Jupiter nach Sonne, Mond und Venus das vierthellste Objekt am Himmel. (Bei günstiger Planetenkonstellation kann er sogar heller sein als die Venus). Daher war er bereits in der Antike bekannt. Eine der ersten Personen, die Jupiter mit einem Fernrohr beobachteten, war 1610 Galileo Galilei. Dabei entdeckte er die vier größten Jupitermonde Ganymed, Kallisto, Io und Europa. Diese vier Monde werden auch heute noch als Galilei'sche Monde bezeichnet. Galilei entdeckte dabei die erste Bewegung von Himmelskörpern, die nicht direkt um die Erde zentriert ist. Es war unter anderem diese Entdeckung, die zu seiner Unterstützung des heliozentrischen Weltbildes führte und ihn in Schwierigkeiten mit der Inquisition brachte. Jupiter zählt zu der äußeren Gruppe der massereichen Gasriesen, die nach ihm als die jupiterähnlichen (iovianischen) Planeten bezeichnet werden. Eine genauere Beschreibung seines Aufbaus findet sich im entsprechenden Abschnitt. Jupiter ist der massenreichste Planet in unserem Sonnensystem. Mehr noch: Er besitzt 2,5 mal soviel Masse wie alle 8 anderen Planeten zusammen. Seine Masse reicht sogar aus die Sonne ins schlingern zu bringen: Der gemeinsame Schwerpunkt von Jupiter und Sonne liegt etwa 1,068 Sonnenradien außerhalb des Sonnenzentrums (und damit oberhalb der Sonnenoberfläche). Jupiter ist aber nicht nur der schwerste, sondern mit einem Durchmesser von etwa 143.000 km auch der größte Planet unseres Sonnensystems. Er hat mit 1,326 g/cm3 wie alle Gasriesen eine geringe mittlere Dichte. Interessanterweise besitzt Jupiter fast die Maximalausdehnung eines "kalten" aus Wasserstoff bestehenden Körpers. Kalt meint in diesem Zusammenhang einen Himmelskörper, der nicht wie ein Stern Wasserstoff zu Helium verbrennt. Körper aus Wasserstoff mit mehr Masse als Jupiter besitzen auf Grund ihrer erhöhten Gravitation ein kleineres Volumen. Solche Objekte nennt man auch braune Zwerge oder im angelsächsischen Sprachraum "failed stars". Der Übergang zwischen braunen Zwergen und Planeten ist fließend. Für einen "echten Stern" hätte Jupiter aber etwa 70 mal schwerer sein müssen. Trotz seiner enormen Größe ist Jupiter in unserem Sonnensystem der sich am schnellsten drehende Planet. Er vollendet eine Rotationsperiode in weniger als 10 Stunden, was auf Grund der Fliehkräfte eine Abflachung des Jupiters an den Polen und die Entstehung eines "Bauches" am Äquator zur Folge hat. Die Abflachung kann leicht mit einem Amateurteleskop beobachtet werden.

Aufbau

Atmosphäre

Hauptbestandteile der Atmosphäre sind Wasserstoff, Helium und in geringerer Menge Ammoniak und Methan. Desweiteren wurden Spuren von Sauerstoff, Kohlenstoff, Schwefel, Neon und fast allen anderen Elementen gefunden. Die Atmosphäre beinhaltet außerdem Spuren von Ammoniak, Wasser, Schwefelwasserstoff, Oxide und Sulfine. Die äußersten Schichten der Atmosphäre beinhalten Kristalle aus gefrorenem Ammoniak. Insgesamt gleicht Jupiters Zusammensetzung sehr der Gasscheibe, aus der sich vor etwa 4,5 Milliarden Jahren die Sonne entwickelt hat. Ähnlichkeiten im Aufbau zu Saturn lassen sich erkennen, während die beiden anderen Gasriesen Uranus und Neptun aufgrund ihrer geringeren Schwerkraft wesentlich weniger Wasserstoff und Helium besitzen. Diese beiden Elemente sind zu leicht, um von ihnen festgehalten zu werden. Die Atmosphäre geht ohne Phasenübergang mit zunehmender Tiefe in einen flüssigen Zustand über, da sich der Druck über den kritischen Punkts der Atmosphärengase erhöht. Auffällig sind die hellen und dunklen Bänder und der Große Rote Fleck - ein riesiger Antizyklon, der in seiner Längsrichtung zwei Erddurchmesser groß ist. Er ist sehr stabil und wird bereits seit 300 Jahren mit nur leichten Veränderungen beobachtet. Zum Vergleich: Auf der Erde lösen sich Windwirbel in der Atmosphäre üblicherweise innerhalb einiger Wochen wieder auf. Der Große Rote Fleck ist aufgrund seiner Größe bereits in einem Amateurteleskop sichtbar. Antizyklon Jupiter unterliegt nach neuen Forschungsergebnissen einem 70-jährigen Klimazyklus. In diesem Zeitraum kommt es zur Ausbildung etlicher Wirbelstürme - Zyklone und Antizyklone, die nach gewisser Zeit wieder zerfallen. Zudem verursacht das Abflauen der großen Stürme Temperaturunterschiede zwischen Polen und Äquator von bis zu 10 °C, die bisher wegen der ständigen Gasvermischung durch die Stürme verhindert wurden. Bis zum Jahr 2011 sollten die meisten Wirbelstürme auf Jupiter vorübergehend verschwunden sein. Allerdings dürfte der Große Rote Fleck diese Entwicklung aufgrund seiner großen Energie überleben. Die letzte Klimaveränderung dieser Art auf Jupiter konnte bereits 1939 beobachtet werden. Gasplaneten wie Jupiter beziehen einen Teil ihrer Energie aus der adiabatischen Kontraktion des Gases. Durch die daraus resultierende Temperaturerhöhung steigt der Druck, bis der Planet sich im Gleichgewicht befindet. Dieser Prozess wird Kelvin-Helmholtz-Mechanismus genannt. Die so entstehende Wärme wird langsam in den Weltraum abgestrahlt. Deshalb schrumpft der Planet beständig. Jupiter bezieht aus dieser Kontraktion eine Energie von etwa 400 Milliarden Watt was in etwa der Energie entspricht, die er durch die absorbierte Sonneneinstrahlung erhält.

Innerer Planetenaufbau

Mit zunehmender Tiefe der Atmosphäre ist der Wasserstoff, aus dem Jupiter zur Hauptsache besteht, aufgrund des hohen Drucks flüssig, 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. Ab etwa 25 % des Jupiterradius geht der Wasserstoff bei einem Druck jenseits von 300 Millionen Erdatmosphären in eine metallische Form über. Es wird vermutet, dass Jupiter unterhalb dieser metallischen Wasserstoffschicht einen Gestein-Eis-Kern hat, der aus schweren Elementen besteht.

Ringe

kritischen Punkts Jupiter hat ein sehr schwach ausgeprägtes Ringsystem, das schon seit der Pioneer 11-Mission 1974 vermutet wurde und 1979 von Voyager 1 erstmals fotografiert werden konnte. Als die Sonde am 5. März 1979 in den Jupiterschatten eintauchte, waren sie im Gegenlicht zu erkennen. Lange Zeit blieb die Herkunft der Ringe unbekannt, und eine erdgebundene Beobachtung erwies sich als ausserordentlich schwierig, da die Ringe aus Staubkörnchen bestehen, die zum Großteil nicht größer sind als die Partikel des Rauches einer Zigarette. Hinzu kommt, dass die Staubteilchen nahezu schwarz und daher kaum sichtbar sind: Sie haben eine Albedo von lediglich 0,05, verschlucken also 95% des auftreffenden, dort ohnehin schon schwachen Sonnenlichts. Ein weiterer Grund für die geringen Ausmaße der Ringe ist die Tatsache, dass sich die Ringe langsam spiralförmig auf Jupiter zubewegen und in ferner Zukunft schließlich von ihm „aufgesaugt“ werden. Die spiralförmige Rotation hat unterschiedliche Ursachen. Zum einen bewirkt das starke Magnetfeld des Jupiter ein elektrisches Aufladen der Staubteilchen. Diese stoßen mit anderen geladenen Teilchen zusammen, die Jupiter zum Beispiel aus dem Sonnenwind einfängt, was schließlich zu einer Abbremsung der Teilchen führt. Ein zweiter Effekt, der ebenfalls eine Abbremsung der Staubpartikel bewirkt, ist die Absorption und anschliessende Reemission von Licht. Dabei verlieren die Staubpartikel Bahndrehimpuls. Diesen Effekt nennt man Poynting-Robertson-Effekt. Beide Effekte zusammen bewirken, dass der Staub innerhalb eines Zeitraumes von etwa 100.000 Jahren aus den Ringen verschwindet. Poynting-Robertson-Effekt Der Ursprung der Ringe konnte erst durch die Galileo-Mission geklärt werden. Der feine Staub stammt wahrscheinlich von den kleinen felsigen Monden des Jupiters. Die Monde werden ständig von kleinen Meteoriten bombardiert. Durch die geringe Schwerkraft der Monde wird ein Großteil des Auswurfs in die Jupiterumlaufbahn geschleudert und füllt damit die Ringe ständig wieder auf. Der Hauptring (Main Ring) zum Beispiel besteht aus dem Staub der Monde Adrastea und Metis. Zwei weitere schwächere Ringe (Gossamer-Ringe) schließen sich nach außen hin an. Das Material für diese Ringe stammt hauptsächlich von Thebe und Amalthea. Außerdem konnte noch ein extrem dünner Ring in einer äußeren Umlaufbahn entdeckt werden. Dieser Ring umkreist Jupiter in gegenläufiger Richtung. Der Ursprung dieses Ringes ist noch nicht geklärt. Es wird jedoch vermutet, dass er sich aus interplanetarem Staub zusammensetzt. Innerhalb des Hauptringes befindet sich ein Halo aus Staubkörnern, der sich in einem Gebiet von 92.000 bis 122.500 km, gemessen vom Zentrum Jupiters, erstreckt. Der Hauptring reicht von oberhalb der Halogrenze ab 130.000 km bis etwa an die Umlaufbahn von Adrastea heran. Oberhalb der Umlaufbahn von Metis nimmt die Stärke des Hauptrings merklich ab. Die Dicke des Hauptrings ist geringer als 30 km. Der von Amalthea gespeiste innere Gossamer-Ring reicht von der äußeren Grenze des Hauptrings bis zu Amaltheas Umlaufbahn bei etwa 181.000 km vom Jupiterzentrum. Der äußere Gossamer-Ring reicht von 181.000 km bis etwa 221.000 km und liegt damit zwischen den Umlaufbahnen von Amalthea und Thebe.

Magnetfeld

Thebe Jupiter hat ein sehr ausgeprägtes Magnetfeld. Die Stärke des Feldes beträgt auf Höhe der Wolken etwa 1,2×10-3 Tesla. Es ist somit fast 10 mal so stark wie das Erdmagnetfeld und enthält etwa die 20.000fache Energie des Erdmagnetfeldes. Der magnetische Nordpol des Jupiters liegt in der Nähe seines geographischen Südpols. Die Achse des Nordpols ist um 11° in Relation zu seiner Rotationsachse geneigt. Die fiktive Achse zwischen dem magnetischen Nordpol und dem magnetischen Südpol geht nicht direkt durch das Zentrum des Planeten, sondern leicht daran vorbei, ähnlich wie es bei der Erde der Fall ist. Die genaue Entstehung des Magnetfeldes ist bei Jupiter noch ungeklärt, jedoch gilt als gesichert, dass der metallische Wasserstoff sowie die schnelle Rotationsperiode Jupiters eine entscheidende Rolle spielen. Auf der sonnenzugewandten Seite erstreckt sich das Magnetfeld etwa 6 Millionen km weit in das Weltall, während es auf der der Sonne abgewandten Seite gut 700 Millionen km ins Weltall hinausreicht. Der Grund für diese Asymmetrie ist der Sonnenwind, der eine Stoßfront bildet. Dadurch wird aus Sicht der Sonne das Magnetfeld vor dem Planeten gestaucht und dahinter gedehnt. Die ständige Wechselwirkung mit dem Sonnenwind führt dazu, dass die genauen Ausmaße des Magnetfeldes stark schwanken können, daher sind die hier genannten Werte als ungefähre Richtwerte zu verstehen. Besonders stark können etwaige Fluktuationen auf der sonnenzugewandten Seite sein. Bei schwachem Sonnenwind kann das Magnetfeld dort bis zu 16 Millionen km weit ins All reichen. Die Fluktuationen des Magnetfeldes wurden unter anderem von den beiden Voyager Sonden untersucht. Den vom Magnetfeld eingenommenen Raum nennt man Magnetosphäre. Die Magnetosphäre Jupiters ist derart groß, dass sie am irdischen Nachthimmel die dreifache Fläche der Sonne oder des Mondes einnähme, sofern sie leuchten würde. Damit ist sie von der Sonne abgesehen der mit Abstand größte Himmelskörper im ganzen Sonnensystem. Das starke Magnetfeld fängt beständig geladene Teilchen ein, so dass sich Ringe und Scheiben aus geladenen Teilchen um Jupiter bilden. Diese geladenen Teilchen können zum Beispiel aus dem Sonnenwind stammen. Ein vergleichbarer Effekt findet sich auf der Erde in Form des van-Allen-Gürtels. Eine weitere Quelle für geladene Teilchen sind die Monde des Jupiters. So findet man beispielsweise einen Ring aus geladenen Schwefelatomen um Io herum, während sich um Europa herum ein Torus aus Wassermolekülen gebildet hat. Durch Fluktuationen im Magnetfeld entsteht ständig Strahlung die von Jupiter ausgeht. Diese sogenannte Synchrotronstrahlung kann im Dezimeterwellenbereich gemessen werden und führt auch zur Wasserverdampfung auf Europas Oberfläche. Auch die vulkanische Aktivität auf Io könnte ein Produkt des Jupitermagnetfeldes sein. Man vermutet, dass das Magnetfeld an Io zerrt. Die dadurch entstehende Reibung führt zu einer Erwärmung des Mondes. Dieses Zusammenhang konnte bisher allerdings noch nicht abschließend bewiesen werden. Das Magnetfeld läßt sich grob in drei Teile einteilen: Der innere Bereich ist ringförmig und erstreckt sich etwa 20 Jupiterradien weit. Innerhalb dieses Teiles lassen sich unterschiedliche Regionen unterscheiden, die durch verschiedene Elektronen- und Protonenkonzentrationen definiert sind. Der mittlere Teil des Magnetfeldes erstreckt sich von 20 Jupterradien bis etwa 50 Jupiterradien. Dieser Teil ist durch schnelle Rotation um Jupiter und damit hohe Fliehkräfte scheibenförmig abgeplattet. Die äußere Region des Magnetfeldes ist vor allem durch die Wechselwirkung des Magnetfeldes mit dem Sonnenwind geprägt und ihre Form damit abhängig von dessen Stärke.

Rotationsverhalten

Jupiter rotiert nicht wie ein starrer Körper. Die Äquatorregionen benötigen für eine Rotation 9 h 50 m 30 s und die Polregionen 9 h 55 m 41 s. Die Äquatorregionen werden als System I und die Polregionen als System II bezeichnet. Seine Rotationsachse ist dabei nur sehr gering um 3,13° gegen seine Umlaufbahn um die Sonne geneigt. Jupiter hat somit im Gegensatz zu anderen Planeten keine ausgeprägten Jahreszeiten.

Funktion

Der Jupiter hat eine wichtige Funktion in unserem Sonnensystem. Da er schwerer als alle anderen Planeten zusammen ist, ist er eine wichtige Komponente des Massengleichgewichtes des Sonnensystems. Er stabilisiert durch sein Gewicht den Asteroidengürtel. Ohne den Jupiter würde alle 100.000 Jahre ein Asteroid aus dem Asteroidengürtel die Erde treffen und Leben dadurch unmöglich machen. Die Existenz eines jupiterähnlichen Planeten in einem Sonnensystem ist dadurch Voraussetzung für Leben auf einem dem Stern näheren Planeten.

Monde

Übersicht aller Jupitermonde: Liste der Jupitermonde Jupiter besitzt 63 bekannte Monde (Stand: Mai 2004). Sie können in mehrere Gruppen unterteilt werden: Die Galileischen Monde Io, Europa, Ganymed und Kallisto mit Durchmessern zwischen 3122 km und 5262 km (Erddurchmesser 12.740 km) wurden 1610 unabhängig voneinander durch Galileo Galilei und Simon Marius entdeckt, alle anderen Monde mit Ausnahme der 1892 entdeckten Amalthea erst im 20. oder 21. Jahrhundert. Die Galileischen Monde sind die größten Jupitermonde und haben planetennahe, nur wenig geneigte Bahnen. Dies trifft auch auf Metis, Adrastea, Amalthea und Thebe zu, die aber mit Größen von 20 km bis 131 km wesentlich kleiner sind. Man vermutet, dass diese inneren acht Monde gleichzeitig mit Jupiter entstanden sind. Io hat einen Durchmesser von 3160 km und umkreist Jupiter in einem Abstand von 421 600 km. Sie besteht aus einem Eisenkern und einem Mantel. Io besitzt eine Atmosphäre, die aus Vulkangasen besteht. Da in ihrem Inneren geologische Prozesse ablaufen, befinden sich auf ihrer Oberfläche zahlreiche Vulkane. Europa besitzt einen Eisenkern und einen Steinmantel, über dem wahrscheinlich ein 100km tiefer Ozean liegt, dessen oberste 10 bis 20 km zu einer Eiskruste gefroren sind. Ihr Duchmesser beträgt 3138 km, ihre Entfernung zum Jupiter 670.900 km. Ganymed befindet sich in einer Entfernung von 1.070.000 km. Sein Durchmesser liegt bei 5268 km. Er besteht aus einem Eisenkern, einem Felsmantel und einem Eismantel. Außerdem besitzt er ein eigenes Magnetfeld. Kallisto hat einen Durchmesser von 4806 km und hat einen Abstand von 1.883.000 km zu Jupiter. Sie besteht aus einem Eisen-Stein-Gemisch und einer Eiskruste. Forscher fanden auf ihr Anzeichen für Kohlenstoff- und Stickstoffverbindungen, die zu den Grundvoraussetzungen für Leben gehören. Auch im Innern von Kallisto gibt es wahrscheinlich Schichten aus flüssigem Wasser. Die restlichen Monde sind kleine bis kleinste Objekte mit Radien zwischen 1 km und 85 km, die vermutlich von Jupiter eingefangen wurden. Sie tragen teilweise noch Zahlencodes als vorläufige Namen, bis sie von der Internationalen Astronomischen Union IAU endgültig benannt sind.

Sichtbarkeit

Hauptartikel: Jupiterpositionen bis 2021 In der folgenden Tabelle sind die Sichtbarkeiten des Jupiter für die Jahre 2004 bis 2006 angegeben. Neben dem Datum der Opposition ist jeweils auch die scheinbare Helligkeit, der Abstand zur Erde und der Winkeldurchmesser des Jupiter bei der Opposition angegeben.

Kulturgeschichte

In der Astrologie steht Jupiter unter anderem für Expansion, Glück, Religion und Philosophie. Jupiter wird dem Element Feuer, dem Sternzeichen Schütze und dem 9. Haus zugeordnet.

Siehe auch


- Shoemaker-Levy 9
- Asteroidengürtel
- Trojaner (Astronomie)

Weblinks


- [http://www.raumfahrer.net/astronomie/sonnensystem/jupiter.shtml Raumfahrer.net: Planet Jupiter]
- [http://www.wappswelt.de/tnp/nineplanets/1999j1.html Bericht zur Entdeckung von Jupitermonden]
- [http://nssdc.gsfc.nasa.gov/planetary/factsheet/joviansatfact.html NASA: Jovian Satellite Fact Sheet] (Englisch)
- [http://www.ifa.hawaii.edu/~sheppard/satellites/jupsatdata.html Liste der Jupitermonde] (Englisch)
- [http://www.solarviews.com/germ/jupiter.htm Beschreibung Jupiters]

Videos

Real Video (Aus der Fernsehsendung Alpha Centauri):
- [http://www.br-online.de/cgi-bin/ravi?v=alpha/centauri/v/&f=000102.rm Was nützt uns Jupiter?] Kategorie:Jupiter (Planet) als:Jupiter (Planet) ja:木星 ko:목성 ms:Musytari simple:Jupiter (planet) th:ดาวพฤหัสบดี

Venus (Planet)

Die Venus ist nach dem Merkur der zweitinnerste Planet sowie der sechstgrößte des Sonnensystems. Sie kommt auf ihrer Umlaufbahn der Erde am nächsten und hat fast die gleiche Größe. Nach dem Mond ist sie das hellste Objekt am Nachthimmel. Da sie als einer der unteren Planeten morgens und abends am besten sichtbar ist und nie gegen Mitternacht, wird die Venus auch Morgenstern bzw. Abendstern genannt. Sie zählt zu den erdähnlichen (terrestrischen) Planeten. Das Zeichen des Planeten Venus ist das aus der Biologie bekannte Symbol für das weibliche Geschlecht. Es steht auch für die Weiblichkeit als solche und gilt als stilisierte Darstellung des Handspiegels der Göttin Venus: Weiblichkeit

Aufbau

Weiblichkeit Im ganzen Sonnensystem sind sich im Allgemeinen keine zwei Planeten so ähnlich wie die Venus und die Erde. So hat die Venus mit 12.103,6 km fast den gleichen Durchmesser wie die Erde. Oft werden die beiden Planetenschwestern auch als Zwillinge bezeichnet. Doch so sehr sie sich in der Masse und in der chemischen Zusammensetzung auch gleichen, unterscheiden sich die Oberflächen beider Planeten doch stark.

Atmosphäre

Die Atm