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Sonne
Die Sonne / Einführung
Die Sonne ist das Zentrum unseres Planetensystems. Mit einem Durch-
messer von 1 392 530 km ist diese Gaskugel fast 110 mal so groß wie die
Erde. In 26,8 Tagen dreht sich die Sonne einmal um ihre eigene Achse.
78,4% der Sonnenmasse sind
Wasserstoff und 19,8% Helium.
Zu geringen Anteilen findet man
Sauerstoff (ca.0,86%), Kohlen-
stoff (ca.0,4%) und auch Eisen
(ca.0,15%) an der Oberfläche
der Sonne, die auch als Photo-
sphäre bezeichnet wird.
Die Oberflächentemperaturen
liegen bei 5800 Grad. Zum Inne-
ren hin steigern sie sich auf meh-
rere Millionen Grad. Hier finden
atomare Reaktionen statt, das
heißt, Wasserstoff wird ununterbrochen in Helium umgewandelt. Die dabei
erzeugte Energie breitet sich als Strahlung aus. Dadurch setzt sich Materie
in Bewegung: heiße Materie wird an die ungleichmäßige Sonnenoberfläche
abgegeben und kühlere Materie fließt der Mitte zu. Diese Bewegungen führen
zu Eruptionen an der Sonnenoberfläche. Hier findet ein ständiger Gaswirbel
statt.
Die Atmosphäre der Sonne besteht aus drei Schichten. Außer der schon
erwähnten Photosphäre, die in etwas tieferen Schichten liegt, sind es die
Chromosphäre und die Korona, die beide eine geringere Gasdichte haben.
Die Sonne als Stern
Eigentlich ist die Sonne ein ganz gewöhnlicher Fixstern mit einer durch
schnittlichen Größe wie andere auch. Sie befindet sich etwa in 12 Parsec
Entfernung im Norden der Ebene unserer Galaxis, im Milchstraßensystem.
Von dessen Zentrum liegt sie 7,7
kpc entfernt. Mit einer Geschwin-
digkeit von etwa 220km /s um-
läuft sie das Zentrum der Galaxis
einmal in 210 Millionen Jahren in
einer fast kreisförmigen Bahn.
Etwas macht die Sonne im Ver-
gleich zu anderen Sternen zu
etwas Besonderem. Sie ermög-
licht das Leben auf der Erde
und beeinflußt dieses maß-
geblich.
Als Energiespender bietet sie die
Grundlage für die Entstehung
des Lebens überhaupt. Sie bestimmt unsere Jahreszeiten und die Tageslänge.
Pro Sekunde wandelt die Sonne 4 Millionen Tonnen Materie in
elektromagnetische Strahlung um, die uns auf der Erde als Licht, Wärme, Röntgen-
und UV-Strahlung erreicht.
Dieser Verbrennungsvorgang wiederholt sich seit Entstehung der Sonne vor 5
Milliarden Jahren und soll nach Berechnung von Astrophysikern noch
mindestens weitere 5 Milliarden Jahre andauern.
Bis vor einem halben Jahrhundert war noch ziemlich unklar, woher die
Energieerzeugung der Sonne stammt.
Doch bereits 1905 hatte Albert Einstein erkannt, daß Energie sich in Materie
umwandeln kann und umgekehrt Materie eigentlich eine Form von Energie
darstellt. Er stellte diese für die Zukunft wichtige Erkenntnis in seiner
bekannten physikalischen Formel dar: E = mc² (Energie = Masse mal dem
Quadrat der Lichtgeschwindigkeit).
Auf der Grundlage basierend, daß Sonnenenergie aus Kernfusionen stammen muß,
fanden 1938 die Physiker von Weizsäcker und Bethe heraus, daß die Umwandlung
von Wasserstoff zu Helium im Sonneninneren zur Energieproduktion führt.
Berechnungen von Astrophysikern sagen voraus, daß die Sonne nach Umwandlung
ihres gesamten Wasserstoffvorrates in Helium allmählich nach Aufblähung zu
einem Roten Riesen zu einem Weißen Zwerg schrumpfen wird, der allmählich
auskühlt.
Aufbau der Sonne
Die Sonne ist eine gewaltige Kugel aus Gas, wobei die Gasdichte von innen
nach außen abnimmt. Man unterscheidet zwischen dem Sonneninneren und der
darüber liegenden Sonnenatmosphäre.
Im Zentrum des Inneren liegen
nach physikalischen Berech-
nungen die Temperaturen bei
etwa 15 Millionen Grad. Hier
finden Kernreaktionen statt, die
zur Energiegewinnung führen
und somit zur Strahlung der
Sonne.
Pro Sekunde (!) werden ca. 4
Millionen Tonnen Materie in
Sonnenenergie umgewandelt!
Dabei kommt es zur Verschmel-
zung eines Protons (Kern des
Wasserstoffatoms) mit einem
anderen Proton zu Deuterium. Bei diesem Prozeß wird ein Teilchen in ein
Neutron umgewandelt. Gleichzeitig werden ein Neutrinoteilchen und ein
Positronteilchen (+) ausgesandt, die jedoch fast masselos sind.
Weitere Reaktionen finden statt zwischen dem entstandenen Deuterium und
einem weiteren Proton. Dabei wird Helium-3 erzeugt (1Neutron und 2
Protonen). Dieses reagiert mit einem anderen Helium-3-Teilchen und es bildet
sich Helium-4 mit jeweils 2 Protonen und zwei Neutronen. Die verbleibenden 2
Protonen reagieren ihrerseits wieder in anderen Verbindungen.
Bei jeder dieser Reaktionen kommt es zur Umwandlung eines Teiles der Masse
in Energie. Diese gelangt als Strahlung über eine 380.000 Kilometer dicke
Strahlungszone in die sich daran anschließende Konvektionszone, die eine
Dicke von etwa 140.000 Kilometern hat. Hier wird die Energie durch Gas bis
zur Photosphäre, der sichtbaren Oberfläche der Sonne, transportiert, wo sie
als Licht und Wärme die Sonne verläßt. Hier, an der Photosphäre, liegen die
Temperaturen nur bei 5.500 Grad C.
Die sichtbare Photosphäre zeigt eine ungleichmäßige Helligkeit. Blasenartige
Erscheinungen, auch Granule genannt, wechseln ständig im Abstand von etwa 10
Minuten. Ihre Ursache liegt in der Konvektion des Sonneninneren. Man erkennt
dieses Aufsteigen von Wärme durch heiße Gaswolken. Ähnlich wie bei
Erdbebenwellen findet man auch bei der Sonne Oberflächenschwingungen, deren
Ausbreitungen abhängig sind von den Strömungsverhältnissen im Sonneninneren
sowie von den dort herrschenden Temperatur- und Dichteverhältnissen.
An die 400 Kilometer dicke Photosphäre schließen sich die innere Atmosphäre,
auch Chromosphäre genannt, und die äußere Atmosphäre, die Korona an. Die
Chromosphäre zwischen Photosphäre und Korona nimmt eine Dicke von bis zu
10.000 Kilometern ein. Es herrschen Temperaturen von 10.000 Grad C.
Die Struktur ist kompliziert aufgebaut. Eigentlich für uns unsichtbar kann
man sie nur kurz vor und nach totaler Sonnenfinsternis beobachten (Flash
spectrum). Borstenartige Gasströme, die man als Spikulen bezeichnet,
schießen bei einer Dicke von bis zu 1.000 Kilometern zwischen 3.000 und
10.000 Kilometern hoch. Bereits nach wenigen Minuten fallen sie wieder in
sich zusammen. Man vermutet einen Zusammenhang mit starken Magnetfeldern.
Die sich anschließende Korona dehnt sich weit in den interplanetaren Raum
aus, weiter als die Plutobahn. Sie hat Temperaturen um 2 Millionen Grad C.
Je nach Stärke der Sonnenaktivität wechselt sie etwas in der Form. So
erscheint sie zu Zeiten des Sonnenfleckenminimums etwas flacher an den Polen
und etwas breiter im Äquatorgebiet. Besonders auffällig sind die Strahlen
der Korona. Hier scheint die Materie dichter als sonst zu sein. Die Ursache
dafür liegt wohl in starken Magnetfeldern.
Aus der Korona heraus strömt der sogenannte Sonnenwind. Zusammengesetzt aus
Elektronen und Protonen (geladene Teilchen) bewegt er sich mit einer
Geschwindigkeit von 3 Millionen km/h von der Sonne weg. Er bildet die
Heliosphäre, die magnetische Felder und elektrische Ströme enthält und den
Raum des Sonnensystems, der uns leer erscheint, ausfüllt. Die Heliosphäre
schirmt unser Planetensystem vor der kosmischen Strahlung ab.
Sonnenaktivität
Auf der gesamten Sonnenoberfläche findet man die zum Bild der Sonne
gehörenden Spikulen der Chromosphäre sowie die Granule der Photosphäre.
Daneben gibt es aber noch Aktivitäten, die räumlich und zeitlich begrenzt
sind.
Zu ihnen gehören beispielsweise
die Sonnenflecken. Diese treten
meist in Gruppen auf. Manche
haben nur einige Hundert Kilo-
meter Durchmesser und sind
einige Tage sichtbar, andere
wachsen bis auf 50.000 Kilo-
meter Durchmesser. Sie bleiben
manchmal mehrere Monate be-
stehen.
Die Ursache der Sonnenflecken
liegt in der Stärke von Magnet-
feldern, die den Wärmefluß in
Bereichen der Photosphäre hemmen. Dadurch verringern sie die nach außen
fließende Energie.Deshalb ist die Temperatur in Sonnenflecken bis zu 2000
Grad C niedriger als die der umgebenden Schicht, der Photosphäre, was die
Sonnenflecken dunkler erscheinen läßt. Dieses dunkle Kerngebiet bezeichnet
man als Umbra. Es wird umgeben von der Penumbra, die schattenartig in der
Helligkeit zwischen Umbra und Photosphäre liegt.
Die Aktivität von Sonnenflecken ändert sich in einem ungefähr 11-jährigen
Rhythmus. Meist treten Sonnenflecken zu Beginn eines neuen Zyklus paarweise
auf und zwar in der Nähe der Pole. Man spricht dann vom
Sonnenfleckenminimum. Von dort aus nimmt ihre Zahl laufend zu von etwa drei
Flecken ausgehend und nähert sich immer mehr dem Äquatorgebiet bis zum
Erreichen des Sonnnenfleckenmaximums mit ungefähr 90 Flecken.
Dieser Ablauf wiederholt sich alle 11 Jahre, von einigen Abweichungen
abgesehen. Man vermutet, dass es durch ungleichmäßige Sonnendrehung
(schnellere Rotation am Äquator als an den Polen) zur Verschiebung der
magnetisch aktiven Zonen in Richtung des Äquators kommt.
In unmittelbarer Nähe von Sonnenflecken kann man häufig sogenannte
Sonnenfackeln beobachten. Auch sie stehen in direkter Verbindung zu
magnetischen Gebieten der beiden Pole. Weitere Erscheinungen der
Sonnenoberfläche sind Flares. Es handelt sich um Eruptionen, die als
Helligkeitsausbrüche zu erkennen sind. Von der Photosphäre aus ragen sie 20
000 Kilometer hoch in die Korona hinein. Ihre Aktivitäten sollen damit
zusammenhängen, daß starke Magnetfelder Energien bis zu diesen plötzlichen
Ausbrüchen steigern.
Besonders eindrucksvoll sind
Gasausbrüche am Rand der
Sonnenscheibe, die man als
Protuberanzen bezeichnet. Sie
erreichen Höhen von mehreren
Hunderttausend Kilometern.
Bei Sonnenfinsternis sind sie für
den Betrachter als helle Bögen
sichtbar. Im Licht erscheinen sie
als fadenförmige Gebilde (Fila-
mente).
Auch sie stehen meist in Verbindung mit Sonnenflecken unter
Mitwirkung der Magnetfelder bei
einer Lebensdauer von mehreren
Monaten. Meist bleiben Protuberanzen und Filamente im Bereich der
Chromosphäre, manchmal jedoch schießen sie ins Weltall hinaus.
Sonnenauf- und Sonnenuntergang
Seit Menschengedenken wird unser Leben auf der Erde durch den regelmäßigen
Wechsel von Tag und Nacht geprägt. Dieses war noch stärker der Fall, bevor
uns die Technik das künstlich erzeugte Licht bescherte. Doch warum ist es am
Tag hell und in der Nacht dunkel? Weil die Erde sich dreht und das innerhalb
eines Tages, der aus 24 Stunden besteht.
Am Ende einer Nacht geht die Sonne am östlichen Horizont auf. Das Schauspiel
beginnt mit der Dämmerung. Die Sonne steht noch in einem schrägen Winkel zur
Erdatmosphäre, so dass das Sonnenlicht nur die oberen Luftschichten
durchdringt. Diese zerstreuen das Licht und es kommt zu der als Dämmerung
bezeichneten Himmelsaufhellung. Je steiler die Sonne im Laufe des Morgens
auf dem Horizont steht, umso heller wird es am Himmel.
Tagsüber erscheint uns der wolkenlose Himmel in einem strahlenden Blau. Wie
der Engländer Lord Raleigh herausfand, entsteht diese Helligkeit, wenn das
auftretende Sonnenlicht von Molekülen und Atomen, die sich in der Atmosphäre
befinden, gestreut wird.
Dabei sind die Teilchen, die die Streuung verursachen, wesentlich kleiner
als die Wellenlänge des Lichtes. Da die Streuung kürzerer Wellen (für uns
als blaues Licht zu sehen) we-
sentlich stärker ist als die Streuung des Lichtes längerer Wellen (für uns
als rotes Licht sichtbar), erscheint der Taghimmel für uns blau. Durch diese
Farbgebung werden alle anderen vom Sonnensystem herrührenden Erscheinungen wie Planeten und Sterne - bis auf Mond und Sonne - überdeckt.
Manchmal, aber selten, können
Venus und Jupiter sich farblich
abheben und sind ebenfalls erkennbar. Ansonsten hat man
tagsüber den Eindruck, daß es
neben Sonne, Mond und Erde
nichts anderes in unserem Sonnensystem gibt.
Mittags wird die Atmosphäre
gleichmäßig über den gesamten
Horizont von der Sonne beleuchtet. Jetzt erscheint die Sonne ein
wenig gelber und auch in der
Ferne liegende Regengebiete
wirken gelblich. Das liegt an der Streuung des direkt von oben eintretenden
Lichtes der Sonne. Am Ende eines Tages neigt sich die Sonne dem Westhorizont
zu. Nun muß sie mit ihren Strahlen eine dickere Atmosphäreschicht
durchdringen.
Dabei verliert sich allmählich die für uns als Himmelsblau erkennbare
Streuung des kurzwelligen Lichtanteils. Die Sonne erscheint zunächst in
einem noch dunkleren Gelb und geht dann in eine Rottönung über, bevor sie
schließlich hinter dem Horizont verschwindet. Sobald die Sonne hinter dem
Westhorizont versinkt, taucht im Osten der rötlich schimmernde Erdschatten
auf und die Blauschattierungen des Himmels werden immer dunkler, bis der
Himmel vom Erdschatten erreicht wird. Es erscheinen die ersten Sterne.
Die astronomische Dämmerung wird erreicht, wenn die Sonne 18 Grad unter dem
Horizont steht. Solange werden die oberen Luftschichten, die ja das Licht
zerstreuen, noch vom Sonnenlicht erfaßt.
Die Länge eines Tages, d.h. die Zeit zwischen Sonnenauf- und
Sonnenuntergang, hängt ab von der Jahreszeit und der geographischen Breite,
in der sich der Beobachter befindet.
©by megasystems
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