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Die Sonne beobachten
GRUNDLAGE DER SONNE
Wer hätte gedacht, wenn er an einem warmen Sommertag in die Sonne blinzelt, dass dieser Stern – der Licht und Wärme mit bloßem Auge ruhig ausstrahlt – in Wirklichkeit ein brodelndes “Inferno” von immensen Ausmaßen ist. Die Sonne ist ein normaler Fixstern (Der Fixstern ist der Hintergrund von Himmelsobjekten, die sich am Nachthimmel im Vergleich zu den Vordergrundobjekten des Sonnensystems nicht relativ zueinander zu bewegen scheinen) wie alle anderen Sterne, die wir am Nachthimmel beobachten können. Im Vergleich zu vielen anderen Sternen ist er weder besonders groß noch ungewöhnlich heiß oder kühl. Sonne und Sonnensystem (Planeten, Kometen) entstanden gleichzeitig – vor etwa 4,6 Milliarden Jahren – aus einem interstellaren Gas und Staub (in der Astronomie ist das interstellare Medium die Materie, die im Raum zwischen den Sternensystemen einer Galaxie existiert). Die Sonne ist der einzige Körper im Sonnensystem, der Licht und Wärme selbst ausstrahlt. Planeten reflektieren nur das von der Sonne empfangene Licht. Die Sonne enthält etwa 99,8% der Gesamtmasse des Sonnensystems. (Das Sonnensystem ist das gravitativ gebundene System, das die Sonne und die Objekte, die sie umkreisen, direkt oder indirekt umfasst) Ihr ungefähre Alter ist bekannt aus den Untersuchungen der ältesten Mineralien der Erdoberfläche und der Meteoriten über die Halbwert
szeit (Halbwertszeit ist die Zeit, die benötigt wird, um eine Menge auf die Hälfte ihres Ausgangswertes zu reduzieren) Bestimmung radioaktiver Elemente. Dass die Sonne ihre Energiestrahlung über mehrere Milliarden Jahre hinweg nahezu konstant gehalten hat, lässt sich aus 3,5 Milliarden Jahre alten Versteinerungen von Blaualgen ableiten (Cyanobakterien, auch bekannt als Cyanophyta, ist ein Bakterienstamm, der seine Energie durch Photosynthese gewinnt und die einzigen photosynthetischen Prokaryoten ist, die in der Lage sind, Sauerstoff zu produzieren) die damals wie heute die gleichen Umweltbedingungen (flüssiges Wasser ) für das Leben benötigten. Und dass die Sonne zumindest in den letzten 5.000 Jahren keine Veränderungen ihres Durchmessers und damit ihrer Leuchtkraft erlitten hat, weiß man aus Beschreibungen historischer totaler Sonnenfinsternisse, die nicht hätten beobachtet werden können, wenn der Sonnendurchmesser (Die Sonne ist der Stern im Zentrum des Sonnensystems) den größeren Schwankungen unterlegen gewesen wäre. Unsere Sonne ist eine gigantische Gaskugel ohne festen Kern mit einem Durchmesser von knapp 1,4 Millionen Kilometern.
Unsere Erde umkreist den Zentralstern in einer durchschnittlichen Entfernung von 149 Millionen Kilometern (1 astronomische Einheit (Die astronomische Einheit ist eine Längeneinheit, etwa die Entfernung von der Erde zur Sonne) = 1AE). Um das Volumen der Sonne zu veranschaulichen, müsste man 1.300.000 Kugeln zusammenpacken, dann hätte man einen Körper von Sonnengröße. Die Stabilität dieser Gaskugel wird dadurch erreicht, dass die durch die Rotation der Sonne erzeugte und nach innen wirkende Schwerkraft genau dem Strahlungsdruck (Strahlungsdruck ist der Druck, der auf eine elektromagnetisch strahlenexponierte Oberfläche ausgeübt wird) entspricht, der vom Sonnenkern nach außen gerichtet ist. Die Sonne dreht sich – wie die Erde – um eine Drehachse. (Die Drehung um eine feste Achse ist ein Sonderfall der Drehbewegung) Da die Sonne kein starrer Körper ist (in der Physik ist ein starrer Körper eine Idealisierung eines Festkörpers, bei der die Verformung vernachlässigt wird) die Drehgeschwindigkeit ist zwischen Äquator und Sonnenpol unterschiedlich (Differenzdrehung genannt) (Differenzdrehung ist zu sehen, wenn sich verschiedene Teile eines rotierenden Objekts mit unterschiedlichen Winkelgeschwindigkeiten in verschiedenen Breiten und/oder Tiefen des Körpers und/oder in der Zeit bewegen) . Am Äquator (der Äquator bezieht sich in der Regel auf eine imaginäre Linie auf der Erdoberfläche, die vom Nordpol und Südpol äquidistant ist und die Erde in die Nordhalbkugel und die Südhalbkugel teilt) beträgt die Rotationsperiode (In der Astronomie ist die Rotationsperiode eines Himmelsobjekts die Zeit, die benötigt wird, um eine Umdrehung um seine Drehachse relativ zu den Hintergrundsternen durchzuführen) fast 26 Tage, an den Polen etwa 35 Tage. Die Sonne hat ein sehr starkes Magnetfeld (siehe auch Tabelle), das sich zusammen mit der Sonne dreht – auch unterschiedlich. Magnetfelder und Magnetfeldlinien sind der Schlüssel zu allen beobachtbaren solaren Phänomenen, aber sie sind noch – im Detail – wenig verstanden und werden daher derzeit intensiv erforscht (Stichwort: Magnetohydrodynamik) (Magnetohydrodynamik ist die Untersuchung der magnetischen Eigenschaften elektrisch leitender Flüssigkeiten). Alle beobachtbaren solaren Phänomene (Sonnenflecken, Protuberanzen, Magnetfelder, Koronaform usw.) verlaufen in einem Zyklus von etwa 11 Jahren, der auch mehrere tausend Jahre zurückverfolgt werden kann. Die Sonne hat in ihrem inneren Kern eine Temperatur von etwa 15 Millionen Grad bei dem unvorstellbaren Druck, der dem 300 Milliardenfachen des Luftdrucks der Erde auf Meereshöhe entspricht. Hier wird die Energie der Sonne erzeugt. Die äußeren Gasschichten, die wir mit bloßem Auge sehen (Photosphäre), sind noch etwa 5.500 Grad Celsius heiß (mehr als die dreifache Schmelztemperatur von Eisen).
Seit 1995 stationieren die NASA (The National Aeronautics and Space Administration ist eine unabhängige Behörde der Exekutive der US-Bundesregierung, die für das zivile Raumfahrtprogramm sowie die Luft- und Raumfahrtforschung zuständig ist) und die ESA (Europeen Space Agency) einen Spezialsatelliten (SOHO) (The Solar and Heliospheric Observatory ist ein Raumfahrzeug, das von einem europäischen Industriekonsortium unter der Leitung von Matra Marconi Space gebaut wurde, das am 2. Dezember auf einer Lockheed Martin Atlas II AS Trägerrakete gestartet wurde, 1995, um die Sonne zu studieren, und hat über 3000 Kometen entdeckt) zwischen Erde und Sonne, die die Sonne kontinuierlich “rund um die Uhr” in vielen Spektralbereichen beobachtet (einschließlich solcher, die nicht von der Erdoberfläche aus beobachtet werden können). SOHO hat in den letzten Jahren spektakuläre Beobachtungen auf die Erde übertragen. Einige Bilder dieser Sonnenseiten wurden mit Instrumenten von SOHO aufgenommen. Stellt man sich die Sonne als “Zwiebel” vor und spult die einzelnen Schalen ab, definieren die Solarphysiker die folgenden Bereiche: Die Sonne von innen nach außen: KernbereichStrahlungszoneKonvektionszonePhotosphäreChromosphäreCorona Sonnenschnitt (Qülle: © SuW Special 4, Sonne – der Stern in unserer Nähe, Hüthig Verlag Heidelberg), mit freundlicher Genehmigung für die Astronomie Die folgende Tabelle enthält die wichtigsten physikalischen Daten unserer Sonne: Durchmesser 1. 04 alle anderen (67 Elemente eindeutig identifiziert) 0,1 Bei genauerem Hinsehen auf die Tabelle fallen zwei Dinge deutlich auf: Zum einen die Dichte des Gases zwischen der Photosphäre und der darüber liegenden Chromosphäre und die Korona sinkt dramatisch. Das ist der Grund, warum wir – lassen Sie uns die Sonne beobachten – einen scharf definierten Sonnenrand sehen. Zweitens ist es klar, dass die Temperatur zwischen der Photosphäre und der Korona (Eine Korona ist eine Plasma-Aura, die die Sonne und andere Sterne umgibt) massiv ansteigt. Dieser Prozess ist weitgehend missverstanden, mehr dazu im Abschnitt unter Corona.