Sonne
Die Sonne ist der Stern im Zentrum unseres Sonnensystems (auch als Zentralgestirn bezeichnet). Populär wird dieser Begriff auch synonym zu Stern verwendet.
Die Sonne wurde und wird in vielen Kulturen als Gottheit verehrt. Im antiken Griechenland nannte man sie Helios, im antiken Rom Sol. In der Astrologie ist sie unter anderem das Symbol der Vitalität. Diese Bezeichnungen werden noch heute benutzt, um Phänomene oder Objekte, die mit der Sonne in Zusammenhang stehen, zu benennen, wie zum Beispiel Solarzelle oder Helium.
Allgemeines
Die Sonne ist bei weitem der größte Himmelskörper im Sonnensystem (ca. 100facher Durchmesser der Erde) und vereint auf sich 99,8 % der Gesamtmasse des Systems. Die Sonne ist ein relativ normaler Stern, auch wenn ihre Masse größer als der Durchschnitt der im Milchstraßen-System befindlichen Sterne ist (der auf etwa die Hälfte der Sonnenmasse geschätzt wird). Die Sonne ist ein Stern aus der Hauptreihe, ihre Spektralklasse ist G2 und sie hat die Leuchtkraftklasse V. Sie besteht zu 92,1 % aus Wasserstoff und zu 7,8 % aus Helium (die Prozentangaben beziehen sich auf Anzahl der Atome, beim Gewicht nimmt Wasserstoff einen Anteil von 75% und das Helium einen Anteil von 25 % ein).
Im Kern der Sonne werden pro Sekunde 700 Millionen Tonnen Wasserstoff zu 695 Millionen Tonnen Helium fusioniert. Das ist die Energiequelle der Sonne. Sie ist etwa 4,5 Milliarden Jahre alt und hat ca. die Hälfte ihres Wasserstoffvorrats verbraucht. Sie wird noch etwa 5 Milliarden Jahre friedlich brennen, bevor sie sich zu einem roten Riesen aufblähen und die inneren Planeten verschlucken wird. Die Temperatur beträgt im Sonnenkern schätzungsweise 15,6 Millionen K. Die freigesetzte Energie wandert durch Konvektion sowie durch wiederholte Absorption und Emission an die Oberfläche der Sonne. Das sichtbare Licht der Sonne stammt aus dieser Photosphäre. Über der Photosphäre erstreckt sich die Chromosphäre, die bei einer Sonnenfinsternis als rötliche Leuchterscheinung zu sehen ist. Die Temperatur nimmt hier von etwa 6.000 K auf über 300.000 K zu, während die Gasdichte um 10-4 auf 10-15 g/cm³ abnimmt. Über der Chromosphäre liegt die Korona, in der die Dichte nochmals um 10-4 auf 10-19 g/cm³ abnimmt.
Eine scharfe äußere Grenze der Sonne ist nicht auszumachen; meist wird jedoch die Photosphäre als „Oberfläche“ der Sonne angesehen.
Die Oberfläche der Sonne vollzieht am Äquator in 25,4 Tagen einen Umlauf, am Pol dauert es 36 Tage. Dies wird als differenzielle Rotation bezeichnet.
Daten zur Sonne
| Sonne | Verhältnis Sonne/Erde | |
|---|---|---|
| mittlerer Durchmesser | 1.392.000 km | 109,25 |
| Mittlerer scheinbarer Durchmesser | 31'59,3" | - |
| Solare Gravitationskonstante (G*M) | 1,32712440018;1020 N m2 kg m-1 | 332.946 |
| Masse | 1,9884 × 1030 kg | 332.946 |
| Dichte | 1,408 g/cm³ | 0,2553 |
| Dichte (Zentrum) | 150 g/cm³ | 11,1 |
| Druck (Zentrum) | > 2 × 1016 Pa | - |
| Oberflächenbeschleunigung | 273,96 m/s² | 27,9 |
| Mittlere scheinbare Helligkeit | -26m,8 | - |
| absolute Helligkeit | 4,8M | - |
| Temperatur (Zentrum) | 15 × 106 K | 2.150 |
| Temperatur (Photosphäre) | 6.100 K | - |
| Temperatur (Korona) | bis 5 × 106 K | - |
| Effektivtemperatur | 5.778 K | - |
| Strahlungsmaximum | ca. 500 nm (grünes Licht) | - |
| Leuchtkraft | 3,846 × ;1026 W | - |
| Spezifische Ausstrahlung (Oberfläche) | 6,318 × 107 W/m2 | - |
| Entfernung zum Zentrum der Galaxis | ca. 25.000 Lichtjahre | - |
| Umlaufzeit um das Zentrum der Galaxis | ca. 225.000.000 Jahre | - |
| Umlaufgeschwindigkeit um das Zentrum der Galaxis | ca. 220 km/s | - |
Erscheinungen auf der Sonne
Sichtbare Erscheinungen
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 (also heißere) Gebiete erkennbar sind. Im Wesentlichen sind zwei grundlegende Mechanismen für diese Aktivitäten verantwortlich, nämlich die Konvektion, die durch Temperaturunterschiede und damit verbundene Dichteunterschiede verursacht wird, und starke lokale Magnetfeldern, die wiederum durch Verwirbelungen und Verdrillungen des globalen Magnetfeldes in dem teilweise oder ganz ionisierten und damit elektromagnetisch stark wechselwirkenden Gas (bzw. Plasma) der Sonne bewirkt werden.
Oberfläche und Atmosphäre der Sonne
Die Photosphäre ist die im sichtbaren Licht leuchtende Schicht der solaren Atmosphäre. Sie erscheint weitgehend gleichmäßig hell, lediglich unterbrochen durch Sonnenflecken und Flares. Bei höherer Auflösung jedoch zeigt sie die Granulation, die die Oberfläche der Sonne körnig erscheinen lässt. Die körnigen Gebilde sind Konvektionszellen, die durch aufwärts gerichtete schlauchartige Strömungen und entsprechende Abwärtsströmungen in den Zwischenräumen entstehen und nach Wärmeabgabe innerhalb weniger Minuten wieder vergehen. Der Vorgang kann durch die Bewegung in einem Kochtopf oder in einem tropischen Gewitterkomplex veranschaulicht werden.
Die scheinbare Flächenhelligkeit der Photosphäre, wie sie im Teleskop abgebildet wird, nimmt vom Zentrum der projizierten Sonne („Sonnenscheibe“) zum Rand hin ab. Diese Mitte-Rand-Variation ist für kurze Wellenlängen (Blau, Violett, Ultraviolett) stärker betont als für langwelliges Licht (Rot, Infrarot). Sie ist näherungsweise wiedergegeben durch
wobei ρ der geometrische Abstand vom Zentrum der Sonnenscheibe in Einheiten des Sonnenscheibenradius ist. Der Koeffizient β variiert dabei im Sichtbaren zwischen 0,9 an der Grenze im IR (ca. 800 nm) über 1,2 (Rot, 680 nm), 1,6 (Gelb, 580 nm), 2,0 (Grün, 540 nm), 3,0 (Blau, 480 nm), 5,0 (Violett, 425 nm) bis ca. 10 (Grenze UV, 380 nm). Die Mitte-Rand-Variation wird verursacht durch die Temperaturschichtung der Photosphäre. Die Temperatur steigt nimmt zunehmender Tiefe. Bei flachem Austrittswinkel (entspricht Regionen am Rand der projizierten Sonne) wird ein größerer Teil des Lichts aus den tieferen Schichten von den darüber liegenden wieder absorbiert als bei senkrechtem Austritt (Mitte der Sonnenscheibe), so dass das Licht aus den kühleren Schichten den größeren Anteil am Gesamtlicht hat.
Über der Photosphäre liegen noch eine dünne Chromosphäre und darüber die Korona. Sie sind nur bei einer Sonnenfinsternis oder mit besonderen Instrumenten, den sog. Koronographen, beobachtbar. Die Temperatur in der Korona kann auf bis zu einer Million Kelvin steigen. Die Ursache für diese sehr hohe Temperatur liegt vermutlich ebenfalls im Sonnenmagnetfeld sowie in von Konvektionsbewegungen verursachten Druckstörungen, die sich infolge der mit der Höhe steil abnehmenden Dichte zu Stoßwellen aufsteilen und ihre Energie als Wärme an die Korona abgeben. Allerdings kennzeichnet diese Temperatur lediglich die Bewegungsenergie der Gasteilchen, während die Gleichgewichtstemperatur eines Festkörpers infolge der extrem niedrigen Dichte Korona weit unter diesem Wert liegen würde. Die bei Sonnenfinsternissen sichtbare Ausdehnung der Korona geht über mehrere Millionen km. Sie zeigt dabei eine strahlenförmige Struktur und ändert sich mit dem Zyklus der Sonnenflecken. Im Maximum verlaufen die Strahlen nach allen Seiten, im Minimum verlaufen sie stark verkürzt zu den Polen.
Eine weitere Näherungsformel beschreibt die Intensität der Korona in der Projektion in Einheiten der Intensität im Zentrum der Sonnenscheibe (nach November & Koutchmy, 1996):
Diese Näherung stellt nur einen Mittelwert dar, da die Intensität der Korona stark in Abhängigkeit vom Breitengrad und der Aktivität der Sonne variiert. Integration der Intensität über ρ von 1 bis unendlich liefert die Gesamthelligkeit der Korona bei einer totalen Sonnenfinsternis. Sie beträgt etwa 1,6*10-6 der Gesamthelligkeit der Sonne bzw. -12m,3. Das ist vergleichbar mit der scheinbaren Helligkeit des Vollmondes. Aus diesem Grunde ist die Korona bei einer totalen Sonnenfinsternis ohne Schutz beobachtbar.
Auch heftige horizontale Bewegungen treten auf der Sonnenoberfläche auf. An beiden Polen der Sonne drehen sich Sonnenstürme mit einer Geschwindigkeit von ca. 500.000 km/h. Neben der relativ langsamen Rotation spielen auch hier Konvektionszellen und Magnetfelder eine wichtige Rolle.
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 Teichenstrom kann die Sonne mit mehreren 100 km/s verlassen und verdrängen das Interstellare Medium bis zu einer Entfernung von mehr als 10 Milliarden Kilometern. Bei Flare-Ausbrüchen 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.
Beobachtung
Als der wichtigste Himmelskörper für irdisches Leben genießt 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 werden, gesichert ist dies aber nicht. Der Verlauf der Sonne sowie besonders Sonnenfinsternisse werden, sehr aufmerksam beobachtet, von den unterschiedlichen Kulturen dokumentiert. In Aufzeichnungen aus dem alten China waren bereits Beobachtungen besonders heftiger Sonnenfleckentätigkeit belegt.
Galileo Galilei benutzte als erster Teleskope zur Beobachtung der Sonne und entdeckte dabei die Sonnenflecken. Der Münchener Optiker Joseph von Fraunhofer entdeckte 1814 dunkle Linien, die Fraunhoferlinien, im optischen Sonnenspektrum. Observatorien wurden errichtet, die speziell für Sonnenbeobachtung benutzt werden. Die Sonne ist auch der erste Himmelskörper, von dem man weiß, dass er Radiowellen aussendet. Bereits sehr früh wurden Satelliten für die Beobachtung von Sonnen gestartet. Riesige unterirdische Detektoren wurden für die Beobachtung von Sonnen-Neutrinos errichtet.
Heute wird die Sonne im gesamten Spektrum akribisch beobachtet. Die wichtigste Instrumentarien sind dabei die beiden Sonden Ulysses und SOHO, die die Sonne umkreisen.
Vorsicht, eine direkte Beobachtung der Sonne mit oder ohne Fernrohr ist gefährlich für die Augen! Lediglich während der totalen Phase einer totalen Sonnenfinsternis kann auf den Schutz verzichtet werden, da die Intensität der Korona und der Protuberanzen um mehrere Größenordnungen schwächer als die der Photospäre (und damit durch ein Sonnenfilter auch kaum erkennbar) ist.
Die Sonnenbeobachtung geschieht am einfachsten, indem das Okularbild des Teleskops auf eine Leinwand (z.B. ein Stück weiße Pappe) projiziert wird. Die Abbildung auf der Leinwand kann gefahrlos betrachtet werden. Dieses Verfahren nennt man Okularprojektion. Ebenfalls möglich ist eine Beobachtung mit Hilfe von speziellen Sonnenfiltern, meist Folien, die vor dem Auge oder Objektiv angebracht 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.
Literatur
- Helmut Scheffler, Hans Elsässer, Physik der Sterne und der Sonne, BI Mannheim, 1990, ISBN 3-411-14172-7
- L. J. November, S. Koutchmy, White-Light Coronal Dark Threads and Density Fine Structure, Astrophysical Journal. 466, S. 512ff, Juli 1996 (Korona-Profil).
Videos
Siehe auch: Astronomie, Kosmologie, Polarlicht
