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Sol

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Sol Solsymbol.svg
Sun920607.jpg
Solen den 7. juni 1992
Observationsdata [1]
Middel afstand 149,6 millioner km = 1 AU
Mindste afstand til jorden
Største afstand fra jorden		 147,1 millioner km
152,1 millioner km
Tilsyneladende diameter 31,5–32,5 ′ (bue minutter )
Tilsyneladende lysstyrke ( V ) −26,74 mag
Fysiske egenskaber
Ækvatorial radius 696.342 km
= 1 solradius ( R ☉ )
Masse ( M ) 1.9884 · 10 30 kg ± 2 · 10 26 kg [2]
= 1 solmasse ( M ☉ )
Solar gravitationskonstant ( G M ) 1.327.124.400.41 · 10 20 m 3 / s 2
± 1,0 · 10 10 m 3 / s 2 [3]
Medium densitet 1,408 g / cm 3
Hovedingredienser
( Mængde stof i fotosfæren [4] )
Acceleration på grund af tyngdekraften 274 m / s 2
Undslippe hastighed 617,3 km / s
Rotationsperiode (siderisk) 25,38 dage
Hældning af rotationsaksen 7,25 °
Lysstyrke 3.846 x 10 26 W.
= 1 sollys ( L ☉ )
Absolut lysstyrke ( V ) +4,83 mag
Effektiv overfladetemperatur 5.778 K
Spektral klasse G2V
gammel 4,57 milliarder a
Planeter 8.
Sun Earth Comparison.png
Fotomontage for at sammenligne størrelsen på jorden (til venstre) og solen. Kerneområdet ( umbra ) på det store solplet er cirka 5 gange jordens diameter.

Solen er den stjerne, der er tættest på jorden og danner centrum for solsystemet . Det er en stjerne i middelstørrelse i den ydre tredjedel af Mælkevejen . Solen er en dværgstjerne ( gul dværg ), som er i udviklingsstadiet af hovedsekvensen . Den indeholder 99,86% af solsystemets masse . På 1,4 millioner kilometer er dens diameter omkring 110 gange jordens. Solens overflade viser et skiftende antal solpletter, der er relateret til stærke magnetfelter . Ud over andre fænomener omtales de som solaktivitet .

Solstråling er et af de grundlæggende krav til udviklingen af liv på jorden. Solen henter energien til solstråling fra fusionen af brint til dannelse af helium .

Forløbet af himlen af solen opdeler dagen og året . Hun blev tilbedt i denne rolle i solkulter siden forhistorisk tid .

Solens astronomiske symbol er ☉.

Etymologi og navn

Den fælles germansk kvindelige navneord "solen" ( middelhøjtysk Sunne, oldhøjtysk sunna) er baseret på den indoeuropæiske rod sāu̯el- (jf også latin sol, litauisk Saule og græske helios). [5]

Stjernens navn er også i astronomi, som i daglig tale, simpelthen "sol", normalt med den bestemte artikel, på engelsk Sun (korrekt med et stort bogstav, da det er et egennavn [6] ). I science fiction -romaner og film - for eksempel i Isaac Asimovs Foundation -cyklus eller Perry -Rhodan -serien - bruges den latinske oversættelse "Sol" (også med et stort bogstav) lejlighedsvis, når man omtaler solen som en stjerne af er tale om mange; dette burde danne en parallel til andre stjernenavne, som ofte kommer fra latin. Dette udtryk bruges ikke i moderne astronomi. [7]

Kvantitativ klassificering

Solens størrelse sammenlignet med andre himmellegemer (Fig. 3, tredje fra venstre, mellem Wolf 359 og Sirius )

Solen overstiger 700 gange den samlede masse af alle otte planeter i solsystemet og 330.000 gange jordens , som passer 109 gange i diameter og omkring 1,3 millioner gange i volumen. Med en energimission, der er 20.000 gange den primære energiomdannelse pr. Sekund siden industrialiseringens begyndelse, [8] falder den ind i lysstyrkeklasse V. En hovedsekvensstjerne som solen frigiver således mere energi pr. Sekund end alle atomkraftværker på jorden i 2011 om 750.000 år. [9] Jorden har et årligt gennemsnit på 1,367 kilowatt pr. Kvadratmeter som udenjordisk stråling.

Solen skinner med en farvetemperatur på omkring 5800 Kelvin . Som en stjerne i spektralklassen G2V ligger den i Hertzsprung-Russell-diagrammet midt i den såkaldte hovedsekvens , der repræsenterer alle stjerner i strålingsligevægt. Med 1,4 til 1,5% tungere elementer i konvektionszonen [4] [10] (massefraktion, for mængden af ​​stof, se infoboksen), betragtes solen som " rig på metaller " og tilhører dermed den største befolkning I målt i antal. Ligesom solsystemet som helhed er det omkring 4,57 milliarder år gammelt. [11] På denne tid har den i sin kerne 14.000 jordmasser brint ved atomfusion i helium transformeret med 90 masser af jordens energi blev frigivet. På grund af ophobning af helium i den ikke -konvektive kerne - massefraktionen i midten er nu 60% [12] - bliver den mere og mere kompakt og indeholder yderligere materiale, som langsomt øger solens lysstyrke og diameter. Om cirka 7 milliarder år vil solen relativt hurtigt blive til en rød kæmpe .

Opfattet farve

Solens skive, som vores øjne opfatter som ren hvid

Solens maksimale stråling er i synligt lys (på ingen måde infrarødt ) og opfattes af det menneskelige øje som rent hvidt . Men hvis du ser på solskiven gennem et stærkt neutralt tæthedsfilter , vil du normalt se den som hvid-gul eller gul, eller når den er placeret tæt på horisonten, som orange. Dette forklares ved, at den kortbølgede (violette og blå) del af den synlige solstråling hovedsageligt er spredt ved, at Rayleigh spredes i jordens atmosfære, og øjet dermed når denne stråling fra en anden retning end den opfattede solskive ( himmelblå ).

Hvis den kromatiske tilpasning af øjet er indstillet til den samlede opfattede stråling (som fremstår som hvid, når den kan mærkes som en blanding - f.eks. Som en diffus refleksion på skyer -), den stråling, der stadig opfattes fra solens retning selv bliver, uspredt synlig stråling opfattet som gul eller orange på grund af den (afhængigt af afstanden fra horisonten mindre eller mere) reduceret kortbølge-komponent. Uden for jordens atmosfære, hvis alt lys faktisk kommer fra retningen af ​​den opfattede solskive, ser det ud for det menneskelige øje som rent hvidt af denne grund og uanset sollysets egentlige sammensætning.

Lord Kelvin og solens og jordens tidsaldre

Det faktum, at solens alder måles i milliarder af år, skyldes konsekvent moderne stjernemodeller og radiometrisk datering af sten i solsystemet. Vedvarende solstråling blev allerede et akut fysisk problem, da Charles Darwin groft anslog en varighed på 300 millioner år for erosionsprocessen af ​​det sydengelske kridt [13] . Lord Kelvin tvivlede på Darwins resultat, for i 1862 identificerede han frigivelsen af ​​tyngdebindingsenergi foreslået af Hermann von Helmholtz som den mest permanente energikilde til solstråling og antog, at solens masse er stærkt koncentreret mod midten, beregnet en sol alder sandsynligvis under 100 millioner år siden. [14] Senere indsnævrede han køletiden for jordens kappe til 20 til 40 millioner år. Han var stadig vidne til, men accepterede ikke offentligt, at Ernest Rutherford foreslog radioaktivt henfald som kilde til geotermisk energi i 1904. [15] Energien frigivet af solen over geologiske tidsperioder kunne kun forklares ved atomfusion fra 1920 og fremefter.

Fysisk struktur

Solens struktur ( NASA )

Solen består af skålformede zoner, hvoraf nogle kan afgrænses skarpt. En grov opdeling er kernezonen som en fusionsovn, den indre atmosfære op til den synlige overflade og derover den ydre atmosfære.

kerne

Halvdelen af ​​solmassen er koncentreret inden for 25% af solens radius , dvs. cirka 1,5% af solmængden. Accelerationen på grund af tyngdekraften ved kanten af ​​denne kernezone er 8 gange større end ved soloverfladen og 220 gange større end ved jordoverfladen. Dette sætter materialet under pres : i midten er det 200 milliarder bar . Da temperaturen der er forholdsvis lav ved 15,6 millioner K , kan plasmaet kun anvende det modtryk, der kræves for stabilitet, gennem dens høje densitet , 150 g / cm³ i midten, 13 gange blyets tæthed og 200 gange den indre densitet stemning.

Det er ikke densiteten, der direkte forårsager modtrykket, men partikelkoncentrationen i midten næsten 250.000 mol / ℓ . En god halvdel af dem er elektroner , men på grund af de herskende tæthed-temperaturforhold er de endnu ikke degenereret . [16] Strålingstrykket har også en lille andel - sågasloven gælder i solen.

Partikeltætheden af protonerne i midten er omkring 1000 gange større end i vand. Da frekvensen af atomfusionsreaktionerne kvadratisk afhænger af partikeltætheden og eksponentielt af temperaturen, frigives 99% af fusionseffekten på 3,9 · 10 26 W inden for den tætte, varme kernezone. Effektdensiteten er højere inden for en smallere radius: halvdelen af ​​dens effekt genereres i en tusindedel af solens volumen; det er en gennemsnitlig effekttæthed på lige under 140 watt pr. kubikmeter, ikke mere end i en kompostbunke. Solens store samlede output er derfor mere resultatet af den store volumen og den høje kernetemperatur et resultat af det tykke isolerende lag.

Frigivelsen af ​​energi i solen sker gennem proton-protonkæden . I det første trin smelter to protoner sammen til en deuteriumkerne. Denne reaktion er meget usandsynlig, i gennemsnit har en proton brug for 10 10 år for at reagere med en anden proton. [17] Dette forklarer også solens lange levetid.

Det faktum, at den stærkt temperaturafhængige fusionsreaktion ikke går termisk igennem og solen eksploderer (eller slukker) skyldes, at ekstra varmeudgang ikke gør stjernernes indre varmere, men koldere, fordi den normale termiske ekspansion af gassen øges af tyngdekraften i de hævede lag aftager. [18] Denne negative feedback virker meget hurtigt, fordi kompressionsbølger passerer gennem solen på godt under en time, se helioseismologi .

Strålezone og konvektionszone

Næsten 2% af fusionskraften føres væk af de neutrinoer, der dannes. Disse kun svagt interagerende partikler når solens overflade inden for få sekunder og jorden efter godt otte minutter. Energien fra de andre reaktionsprodukter termiseres på oprindelsesstedet. Den termiske stråling ligger i området bløde røntgenstråler og dominerer materialets varmeledningsevne: i midten har den en intensitet på omkring 3 · 10 21 W / m 2 . De enkelte fotoner dækker dog kun korte afstande, før de reabsorberes, ikke meget længere end et par kerneafstande. De korte sektioner af stien lægger kryds på tværs for at danne en tilfældig gåtur, der tager mellem 10.000 og 170.000 år at nå overfladen. [19] Da energien "parkerer" langt den største mængde tid i gasens termiske bevægelse, er energiindeslutningstiden meget længere, omkring 17 millioner år. [20]

Strålingstransporten er effektiv: Ved 25% af radius er energiflussetætheden 100 kW / cm 2 , men temperaturgradienten er kun ca. 0,1 K / m. Det faktum, at denne gradient, ti gange stejlere end i jordens atmosfære, ikke er tilstrækkelig til at drive konvektion , skyldes den endnu stejlere trykgradient - en konsekvens af den høje acceleration på grund af tyngdekraften, se adiabatisk temperaturgradient .

Udadtil er der lidt ændring i stratificeringens stabilitet, da de påvirkende faktorer delvist kompenserer for hinanden: den termiske stråling bliver svagere med den faldende temperatur (se Stefan-Boltzmann-loven ), materialet bliver optisk mere gennemsigtigt med faldende densitet, effektstrømmen fordeles på en større sfærisk skaloverflade, og accelerationen på grund af tyngdekraften falder.

Endelig er der en yderligere effekt: Elektronerne, som ikke længere er lige så varme, begynder først at mærke de enkelte kerner, dem med en høj atomladning og rekombinerer endda i kort tid. Dette forhindrer strålingen i at sprede sig (øget opacitet), så temperaturgradienten igen bliver stejlere. Ved 71% af radius når den den adiabatiske værdi, og stratificeringen bliver ustabil. Dette definerer grænsen for den såkaldte strålingszone. Over varmestrømmen transporteres i stigende grad konvektivt.

Opacitetens videre forløb påvirker ikke længere temperatur- og trykforløbet, som bestemmes af tyngdefeltet og adiabatisk, men intensiteten af ​​konvektionen. I store dele af konvektionszonen er strømningshastigheden lav, få 10 m / s, og konvektionscellerne er store og stabile (måneder til år) og påvirkes således af både solens rotation og dens indre magnetfelt, se nedenunder.

I området 20.000 til 1.000 km under den synlige soloverflade yder gratis-frie overgange ved He + og H + også et stort bidrag til opacitet. Dette gør konvektionen mindre og når hastigheder på over 1 km / s. Dette er det nedsivende, der kan ses som granulering med et teleskop . Den mere intensive impulstransport i dette område bliver mærkbar i det radiale forløb af rotationshastigheden.

Soloverflade og omgivelser

Temperatur- og tæthedsmålinger fra Skylab

Lige under overfladen

Graden af ​​ionisering af brint falder kraftigt ved den øvre grænse for det ovennævnte område. Ifølge Saha -ligningen er det hovedsageligt afhængigt af temperaturen. I en dybde på cirka 1000 km, ved en temperatur på 10.000 K og en tæthed på lige under 1 g / m 3, er den stadig næsten 80%, men ved 6000 K og en lidt lavere densitet er den kun en hundrededel af den. Dette gør møder mellem elektroner og ioner fire størrelsesordener mindre hyppige. Rupert Wildt fandt ud af i 1938, hvorfor materialet ikke for længst er blevet gennemsigtigt (fotonernes energi er ikke tilstrækkelig til at ionisere brint): Det neutrale H -atom kan binde en anden elektron med en tyvendedel af bindingsenergien, og det sker selv når ioniseringshastigheden for brint er endnu lavere, da elektroner fra ionisering af metaller er tilgængelige. [21]

Photosphere

Fordi tætheden falder hurtigere og hurtigere - skalahøjden falder med temperaturen - bliver materialet endelig gennemsigtigt, og fotoner kan næsten uhindret slippe ud udenfor. Denne zone kaldes fotosfæren, græsk for " sfærisk lysskal ". Den gennemsnitlige dybde, hvorfra solstrålingen slipper ud, varierer med få 100 km afhængigt af bølgelængden og udgangsvinklen. I solkanten kan du se et højere, koldere lag i en lavere vinkel, hvilket får kanten til at se mørkere ud , se solfotoet i begyndelsen af ​​artiklen. En klar definition af solens radius er derfor problematisk, se stjerneoverflade . Efter aftale angives solradius som den, hvor gastemperaturen matcher energistrømningstætheden (63,18 MW / m 2 ). Denne effektive strålingstemperatur er 5778 Kelvin. På grund af den mere rettet stråling ved kortere bølgelængder er solens strålings farvetemperatur lidt højere, omkring 6000 Kelvin.

Kromosfæren

Solen i det røde lys fra H-alfa spektrallinjen

Over fotosfæren ligger kromosfæren. Konvektionszonen med dens negative temperaturgradient på grund af ekspansion af gassen (fra lige under 1 til 0,003 g / m 3 ) strækker sig omkring 500 km ind i kromosfæren. Over et skarpt minimum på 4100 K [22] resulterer strålingsligevægt i en temperatur på omkring 7000 K, mens densiteten falder til 10 −7 g / m 3 .

Stråling fra fotosfæren absorberes i ringe omfang i kromosfæren og udsendes igen. På baggrund af fotosfæren skaber dette Fraunhofer -absorptionslinjer i solspektret, mens det i alt solformørkelser den stort set næsten 2000 km tykke kromosfære kan ses i et par sekunder som en rødlig glødende linje, dets græske navn betyder "lag af maling" ". Masseudstødninger med kromosfærisk tæthed, talrige små spikler og mindre hyppige fremspring (se nedenfor) lyser i samme farve.

Udenfor atmosfære

corona

Solens corona under solformørkelsen i 1999, lige før maksimal solplet. Strålerne løber i alle retninger.
I hårdt røntgenlys kan corona også observeres foran solskiven, her af Yohkoh .
Den nedre corona set fra TRACE ved 17,1 nm bølgelængde.

Over kromosfæren er corona . Det passerer ind i interplanetarisk rum uden nogen skarp grænse. Dens "glorie" (lat. Corona , " krone " , se billedet til venstre), som er synlig i hver total solformørkelse, forbløffede mennesker for tusinder af år siden. Det strækker sig - afhængigt af solaktiviteten og eksponeringstiden - over en til to solradier. I corona er gastryks indflydelse på stofets bevægelse ubetydelig; magnetfelter og tyngdekraften hersker.

Coronaens spektrale linjer kunne ikke identificeres i første omgang, fordi de ikke forekommer under terrestriske forhold. Da det blev erkendt, at de stammer fra meget ioniseret jern med kun meget få elektroner, svarende til temperaturer på over 10 6 K, to hundrede til fem hundrede gange fotosfærens temperatur, har der været spekulationer om coronaens varmemekanisme. Det kan kun blive så varmt, fordi det er næsten gennemsigtigt i store områder af det elektromagnetiske spektrum og kun udsender svagt; en konsekvens ikke kun af den lave densitet, men også af den høje temperatur: de frie elektroner er så hurtige, at de næsten ikke kan opfatte de mere almindelige, lette elementer, især hydrogen og helium, selvom de er fuldstændigt ioniserede. Yderligere tabsmekanismer (se nedenfor) er frigivelse af varme til den forholdsvis kolde kromosfære og især i området med koronale huller dannelsen af solvind .

Et svagt røntgenkontinuum skabes på de sjældne, men ofte ladede, tungere ioner, som gør det muligt at observere corona foran fotosfæren, som er mørk i det hårde røntgenlys, se billedet ovenfor til højre. Begrænset til smalle emissionslinjer, dette er også muligt med mindre hård stråling, se billedet til højre. Den kommer fra TRACE -satellitten, der har specialiseret sig i at observere solen i det ekstreme UV -område med høj spektral og rumlig opløsning.

Overgangsregion

XUV -emissionslinjer fra mindre stærkt ioniserede arter, såsom C IV, O IV, O VI, S VI, stammer fra et snævert overgangsområde , grænsen mellem corona og kromosfæren, med temperaturer mellem 10.000 og 700.000 K. Der er to skarpe temperaturspring (svarende til ioniseringen af ​​hydrogen og helium), som ikke kan løses rumligt i en overskuelig fremtid. Elektronernes lokale hastighedsfordeling kan også være ikke-termisk der. [23] Over overgangsregionen, som er et par 100 km tyk, ændres densiteten også med tre størrelsesordener, fra 10 −7 til 10 −10 g / m 3 . Den varme corona brænder sig sådan set ind i kromosfæren og fejler til sidst på grund af strålingstabet, der stiger kvadratisk med densiteten. Overgangsregionens form tilpasser sig de dynamiske processer på solens overflade - de vigtigste påvirkningsfaktorer er strukturenes tæthed og varmeydelsen i coronaen.

Observationer med TRACE tyder på, at coronas varmemekanisme skal være i dens nedre område, nær overgangsområdet, fordi plasmabuerne, hvis tæthed er meget større nær deres basispunkter end i spidsen, er varme op til basen peger og lyser klart der. [24]

Solvind

Eruptiv fremspring i H-alfa lys. Kromosfæren kan ses uden for solkanten; dens skarpe kant er skabt af den fuldstændige ionisering af billeddannelsesbrinten i overgangsområdet.

I coronaen, sandsynligvis i forbindelse med varmemekanismen i den nedre corona, [25] genereres solvinden, en supersonisk strøm af hovedsageligt protoner og elektroner. I koronale huller , især i polarområderne, med høj solaktivitet, men også mange nær ækvator, er der næppe mindre solvind end i de tættere områder af corona, især streamers , men den flyder hurtigere ved 800 km / s i stedet på 300 km / s. Eruptive prominenser producerer store mængder og høje hastigheder, og hvis de rammer jorden, forårsager geomagnetiske storme .

Dynamiske egenskaber

Rotation, magnetfelt og solpletter

En gruppe solpletter

Bevægelsen af ​​solpletterne, som allerede var kendt i antikken, viser, at solen ikke er en skive, men en roterende kugle: De bevæger sig fra dag til dag, tilsyneladende langsommere nær kanten og med et forkortet perspektiv og langvarige pletter dukker op igen på den østlige kant, selv efter to uger. Solen følger hovedrotationsretningen i solsystemet ( med uret ). Omkring 1860 opdagede Richard Christopher Carrington , at pletter nær ækvator bevæger sig hurtigere end pletter på højere breddegrader ( differentialrotation ). Til indikation af længdegrader på solen introducerede han et referencesystem, der roterer 360 ° på 25,38 dage ( siderisk , synodisk i gennemsnit omkring 27,2753 dage). [26] Dette svarer til bevægelsen af ​​pletterne på omkring 26 ° breddegrad.

I dag er rotation af solens overflade meget mere præcis og også på breddegrader, hvor pletter er sjældne, bestemt af forskydning af spektrale linjer ved hjælp af Doppler -effekten . Sammenligningen med solplettens bevægelse viser, at de bevæger sig vestpå hurtigere end overfladen. Dette passer ind i tanken om, at de magnetfelter, der forårsager pletterne, er "forankret" under overfladen, og at dybere lag roterer hurtigere på grund af bevarelsen af ​​vinkelmoment . Den nødvendige radiale impulstransport gives af den voldsomme, isotrope konvektion i den øvre del af konvektionszonen (op til en dybde på ca. 4% af solens radius). Den mere komplekse konvektion på større dybder er ansvarlig for den langsommere polære rotation.

Radialt forløb af solens rotation for forskellige heliografiske breddegrader. Fra den differentielt roterende overflade stiger vinkelhastigheden stejlt i de øvre 4%og falder derefter let til det takokliniske område. Der tilpasser den sig den i den næsten stift roterende strålingszone.

I begyndelsen af ​​1990'erne viste helioseismiske målinger, at strålingszonen roterer ensartet med en periode på næsten 27 dage. Overgangsområdet til den differentielt roterende konvektionszone, kendt som takoklinen , er meget fladt med et par procent af solens radius. Vinkelhastighedsgradienterne er tilsvarende stejle der. Tachoklinens position og tykkelse, dannelsen af solens magnetfelt der og forløbet af differentialrotationen inden for konvektionszonen er teoretisk endnu ikke forstået.

Plasmaets høje elektriske ledningsevne i det indre af solen - det svarer til kobber ved stuetemperatur - forårsager en stærk kobling af magnetfelt og stof, se magnetohydrodynamik . Ved høj densitet leder materialet magnetfeltet, ved lav densitet er det omvendt. I konvektionszonen betyder differentialrotationen, at feltlinjerne der ikke længere løber i NS -retningen, men snarere viklet i EW -retningen, hvilket i høj grad øger den magnetiske spænding . Det reduceres ved at vende polariteten hvert 11. år. Solens såkaldte aktivitet svinger i denne rytme. Når den magnetiske spænding er høj, bryder magnetfeltet ud af solen og danner buer i coronaen. Entrained materiale er synligt i emission som en fremspring ; foran lysruden fremstår disse buer som mørke filamenter i synligt lys.

Magnetfeltet på solens overflade kan observeres spektroskopisk: spektrale linjer af elementer, der normalt observeres ved en ensartet bølgelængde, synes at være opdelt i tre dele i nærvær af et magnetfelt (normal Zeeman -effekt ), afstanden mellem disse linjer er proportional med feltets styrke. Hvor magnetfeltstyrken er særlig høj i fotosfæren, forhindrer feltet konvektion, overfladen afkøles til 3700 til 4500 K og er mindre lys, hvilket opfattes som solpletter. Feltstyrken i nærheden af ​​solpletterne kan være op til 0,4 Tesla (4000 Gauss) og er derfor op til ti tusinde gange stærkere end det terrestriske magnetfelt på jordoverfladen. Disse lokale magnetfelter er også ansvarlige for de koronale masseudstødninger, der stammer fra solpletter.

I disse fremspring kan feltstyrken kun sjældent måles på grund af den lave densitet og har for nylig vist sig at være større end forventet. [27]

Den rolige sols store magnetfelt kan kun groft beskrives ved et dipolfelt . Det er forbundet med en elektrisk strøm i størrelsesordenen 10 12 ampere, der cirkulerer i solen. Feltstyrken for dette dipolfelt på solens overflade er omkring 100 µT (1 Gauss ), kun cirka dobbelt så stærk som jordens magnetfelt på jordoverfladen.

Diagram over heliosfæren

Ein ähnliches Aufwickeln mit Feldverstärkung geschieht mit dem vom Sonnenwind mitgenommenen Magnetfeld im interplanetaren Raum . Dadurch trägt einerseits der Sonnenwind viel mehr Drehimpuls mit sich fort, als bei freier, radialer Bewegung. Dies erklärt, wie die Sonne seit ihrer Entstehung einen großen Teil ihres Drehimpulses abgeben konnte, ohne dass viel Masse abgegeben wurde – aktuell nur etwa 10 9 kg/s. Andererseits entsteht dabei die heliosphärische Stromschicht in Form der „Parker-Spirale“, wodurch die magnetische Feldstärke langsamer abnimmt als bei einem Dipolfeld zu erwarten wäre (in Erdentfernung liegt die Feldstärke bei einigen nT). Schließlich unterschreitet die Ausbreitungsgeschwindigkeit der Scherungs- Alfvén-Wellen die des Sonnenwindes, sodass der Sonnenwind sich fortan radial ausbreitet und dabei das Magnetfeld mit sich führt. Diese Grenze bei etwa zwanzig Sonnenradien gilt als der Beginn der Heliosphäre , die sich bis zur Heliopause erstreckt, wo der Sonnenwind auf interstellare Materie trifft.

Schwingungen

Schwingungsspektrum der Sonne. Die horizontale Achse ist in m Hz .
Eine von zahlreichen akustischen Schwingungsmoden der Sonne
Bisher höchstaufgelöstes Bild der Granulation der Sonne durch das Daniel K. Inouye Solar Telescope (DKIST). [28] Das Bild zeigt einen Ausschnitt von ca. 38.000 km Länge bzw. Breite. [29] [30]

Die starke Konvektion nahe der Sonnenoberfläche verursacht Druckschwankungen. Wären die Frequenzen nicht so niedrig – 2 bis 7 mHz, entsprechend der typischen Lebensdauer der Granulation von fünf Minuten – so würde es sich wie das Rauschen des Waldes im Wind anhören. Die Druckschwankungen laufen als Schallwellen in die Sonne hinein, und weil dort mit der Temperatur auch die Schallgeschwindigkeit zunimmt, kehren sie im Bogen wieder zurück an die Oberfläche, wo der Dichtesprung sie wieder reflektiert. Die Wellen laufen auf diese Weise mehrfach um die Sonne herum und überlagern sich zu stehenden Wellen mit je nach Schwingungsmuster charakteristischer Frequenz.

Mit spektroskopischen Methoden kann man diese Schwingungen sichtbar machen: Sie bewegen die Photosphäre langsam auf und ab und die in Beobachtungsrichtung liegende Komponente der Geschwindigkeit verschiebt aufgrund des Doppler-Effekts die Absorptionslinien des Sonnenspektrums. Die Geschwindigkeitsamplituden der Schwingungen liegen allerdings bei maximal einigen Metern pro Sekunde, was aufgrund der starken Dopplerverbreiterung der Spektrallinien nicht leicht nachzuweisen ist. Durch Mittelung der Messergebnisse über viele Monate gelang es aber, zahlreiche Schwingungsmoden zu identifizieren und ihre Frequenzen bis auf μHz-Bruchteile zu bestimmen. Die verschiedenen Moden sind unterschiedlich stark abhängig von der Schallgeschwindigkeit in verschiedenen Tiefen, sodass eine gemeinsame Auswertung aller Moden die Bestimmung der Tiefenabhängigkeit der Schallgeschwindigkeit erlaubt.

Beobachtet und analysiert werden die Eigenschwingungen der Sonne von der Helioseismologie . Wichtige Ergebnissen betreffen

  • die Bestätigung des Sonnenmodells zu der Zeit des solaren Neutrinoproblems ,
  • die Vermessung der differentiellen Rotation in der Konvektionszone,
  • die Entdeckung der nahezu starren Rotation der Strahlungszone und
  • die Beobachtung von aktiven Regionen auf der erdabgewandten Seite der Sonne.

Optische Erscheinungen und Beobachtung

Wolkenstrahlen

Optische Erscheinungen

Halo mit Nebensonnen bei Echzell am 12. August 2012

Betrachtet man die Sonne aus dem Weltraum , erscheint sie weiß. Ihre gewohnte gelbe Farbe erklärt sich durch den Einfluss der Erdatmosphäre. Kurzwelligeres (blaues) Licht wird an den Luftmolekülen (Stickstoff, Sauerstoff, Edelgase und Kohlenstoffdioxid) wesentlich stärker gestreut als langwelligeres (rotes) Licht. Somit strahlt der Himmel diffus blau, Sonnenstrahlen, die direkt auf die Erdoberfläche auftreffen, erscheinen jedoch gelb. Je länger der Weg ist, den die Sonnenstrahlen auf ihrem Weg durch die Atmosphäre zurücklegen, desto mehr blaues Licht wird herausgestreut. Die tiefstehende Sonne erscheint deswegen stark rötlich.

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.

Zwar sind alle Phänomene der atmosphärischen Optik direkt oder indirekt an das Sonnenlicht geknüpft, viele von ihnen zeigen sich jedoch direkt neben oder mit der Sonne. Dies gilt in erster Linie für Sonnenauf- und Sonnenuntergang , doch auch nahezu für alle Halophänomene , wie die 22°-Halo, die Nebensonnen oder Lichtsäulen . Ein besonderes Phänomen, das den Begriff der Sonnenstrahlen geprägt hat, sind die Strahlenbüschel . Sehr selten sind Grüne Blitze .

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, sogenannte Flares , die bereits mit kleinen Instrumenten als hellere und damit heißere Gebiete erkennbar sind. Die Sonnenscheibe hat von der Erde aus betrachtet einen Durchmesser von etwa 32 Bogenminuten , wobei die exakte Größe von der momentanen Entfernung der Erde von der Sonne abhängt. Im Perihel erscheint die Sonnenscheibe am größten, im Aphel am kleinsten. Der scheinbare Größenunterschied ihres Durchmessers zwischen Aphel und Perihel beträgt etwas mehr als drei Prozent. [31] Die Sonnenbeobachtung geschieht am einfachsten, indem das Okularbild eines Teleskops oder Fernglases auf eine weiße Fläche (zum Beispiel eine Leinwand oder ein Stück Pappe) projiziert wird. Diese Abbildung der Sonne kann gefahrlos betrachtet werden. Dieses Verfahren nennt man Okularprojektion . Eine direkte Beobachtung mit oder ohne Fernrohr kann aufgrund der hellen Sonnenstrahlung zu irreversibler Erblindung führen.

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 möglich. Dieses funktioniert aber nur an einem Refraktor .

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 sogenannten H-alpha-Filter beobachtet. Dies ist ein besonders schmalbandiger Interferenzfilter , der nur das tiefrote Licht des angeregten Wasserstoffes durchlässt.

Eine Beobachtung der gesamten Sonnenoberfläche in diesem Spektralbereich ermöglichen sogenannte H-alpha-Teleskope . Damit können Protuberanzen, Filamente, Flecken und Flares beobachtet werden. Diese Teleskope sind in den letzten Jahren sehr preisgünstig geworden und werden zunehmend auch von Amateurastronomen eingesetzt.

Die Korona kann nur bei einer totalen Sonnenfinsternis oder mittels eines speziellen Gerätes, dem Koronografen , beobachtet werden.

Entwicklung der Sonne

Phase Dauer in
Millionen
Jahren		 Leuchtkraft
(in L ☉ )		 Radius
(in R ☉ )
Hauptreihenstern 11.000 0,7 … 2,2 0,9 … 1,6
Übergangsphase 700 2,3 1,6 … 2,3
Roter Riese 600 2,3 … 2300 2,3 … 166
Beginn des He-Brennens 110 44 etwa 10
He-Schalenbrennen 20 44 … 2000 10 … 130
Instabile Phase 0,4 500 … 5000 50 … 200
Übergang zu Weißem Zwerg
mit planetarischem Nebel		 0,1 3500 … 0,1 100 … 0,08

Das Sonnensystem entstand vor 4,6 Milliarden Jahren durch den gravitativen Kollaps einer interstellaren Gaswolke (→ Sternentstehung ). Die anschließende Entwicklungsgeschichte der Sonne führt über ihren jetzigen Zustand ( Gelber Zwerg ) 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 anhand der Gesetze der Physik und der Kenntnis kernphysikalischer Prozesse aus Laborexperimenten im Computer modellieren. Die Kenndaten der einzelnen Phasen sind in der Tabelle von Sackmann angegeben. [32] Der Index Null markiert die heutigen Zustandsgrößen der Sonne, das heißt im Alter von 4,6 Milliarden Jahren.

Möglicherweise entstand die Sonne in einem offenen Sternhaufen zusammen mit vielen anderen Sternen. Nach etwa 100 Mio. Jahren hat sich dieser Sternhaufen aufgelöst. Heute sind die einzelnen Mitglieder über die ganze Milchstraße verstreut. Im Jahre 2014 wurde mit HD 162826 ein Stern gefunden, welcher der Sonne chemisch sehr ähnlich ist und somit ein solar sibling sein könnte aus demselben ursprünglichen Sternhaufen. [33]

Protostern

Der Übergang von einer prästellaren Verdichtung mit planetaren Ausmaßen zu einem von der restlichen Gas- und Staubwolke deutlich abgesetzten Protostern begann mit der thermischen Dissoziation des Wasserstoffs , die bei einer Temperatur von einigen 1000 K im Kernbereich Energie aufnahm und diesem eine schnellere Verdichtung erlaubte. Der noch leichte Protostern bezog seine schnell steigende Strahlungsleistung zunächst aus dem Einsturz weiterer Masse, dann nur noch aus seiner eigenen Kontraktion, denn die restliche Masse in seiner Umgebung hatte er weggeblasen – bis auf die daraus kondensierten Planetesimale .

Die Kontraktion der Kernzone der frühen Sonne endete nach einigen zehn Millionen Jahren durch das Einsetzen der Kernfusion.

Hauptreihenstern

Etwa ebenso lange dauerte es, bis sich in der inneren Atmosphäre ein stationärer Verlauf der Zustandsgrößen mit der oben dargestellten Schalenstruktur eingestellt hatte. Damit einher ging die Annäherung an die Hauptreihe . Seither hat sich der Massenanteil des Wasserstoffs in der Konvektionszone um einige Prozentpunkte erhöht, indem er an der Untergrenze der Konvektionszone durch die langsam absinkenden schwereren Elemente nach oben diffundiert ist. Die relativen Häufigkeiten der 'Metalle' haben sich dadurch nicht geändert. [34] [35] Im Hauptreihenstadium verweilt die Sonne elf Milliarden Jahre. In dieser Zeit steigt die Leuchtkraft auf das Dreifache von 0,7 L ☉ auf 2,2 L ☉ und der Radius auf fast das Doppelte von 0,9 R ☉ auf 1,6 R ☉ an. Im Alter von 5,5 Milliarden Jahren, das heißt in 0,9 Milliarden Jahren, überschreitet die mittlere Temperatur auf der Erdoberfläche den für höhere Lebewesen kritischen Wert von 30 °C. [36] Eine weitere Milliarde Jahre später werden 100 °C erreicht. Im 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 Alter von 11 bis 11,7 Milliarden Jahren verdichtet sich die ausgebrannte Kernzone aus Helium. Durch den damit einhergehenden Temperaturanstieg steigt der Energieumsatz in der Wasserstoffschale. Dabei wächst der Sonnenradius auf 2,3 R ☉ an. Die Sonne wird rötlicher und beginnt sich von der Hauptreihe im Hertzsprung-Russell-Diagramm zu entfernen. Bis zu diesem Zeitpunkt beträgt der gesamte Verlust an Masse durch Sonnenwind weniger als ein Promille.

Lebenszyklus der Sonne.svg
Phasen der Sonnenentwicklung. Der untere Teil zeigt stark vergrößert das letzte Prozent der etwa 12,5 Milliarden Jahre währenden Entwicklung. Die Temperaturangaben gelten für die Erdoberfläche.

Roter Riese

Bei einem Sonnenalter von 11,7 bis 12,3 Milliarden Jahren setzt ein dramatisch beschleunigter Anstieg von Leuchtkraft und Radius ein. Gleichzeitig nimmt die Oberflächentemperatur ab und das Strahlungsspektrum verschiebt sich zum roten Bereich hin (vgl. Wärmestrahlung ). In der Endphase dieser Entwicklung erreicht die Sonne eine Leuchtkraft von 2300 L ☉ und einen Radius von 166 R ☉ . 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, ein Anteil von bis zu 1,3·10 −7 M ☉ strömt pro Jahr als interstellares Gas in den Weltraum. Durch die geringere Sonnenmasse sinkt auch die Anziehungskraft auf die Planeten, so dass deren Bahnradien um jeweils 38 % zunehmen.

Helium-Blitz und -Brennphase

Da in der Kernzone der Sonne keine Fusionen mehr stattfinden und somit keine Energie mehr frei wird, gibt sie der Gravitation nach und kontrahiert, bis schließlich dort die Dichte ungefähr auf die Größenordnung 10 6 g/cm 3 angestiegen ist, das 10.000-Fache des heutigen Wertes. Dadurch steigt dort die Temperatur schließlich auf 10 8 K.

Bei dieser Temperatur setzt die Fusion von Helium zu Kohlenstoff ein. Aufgrund der extremen Dichte im Zentrum und der damit verbundenen Neutrino -Kühlung zündet diese 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 10 10 L ☉ . 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 um fast einen Faktor 100 ab. Es folgt eine Phase von einer Million Jahren, in denen die Sonnenparameter oszillieren, bis sich ein stabiler Zustand der Heliumfusion im Zentrum einstellt, der anschließend 110 Millionen Jahre anhält. Gleichzeitig wandert auch die schalenförmige Wasserstofffusionszone weiter nach außen. In dieser Zeit bleibt die Leuchtkraft nahezu konstant bei 44 L ☉ und der Radius bei 10 R ☉ .

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 2000 L ☉ und eine Zunahme des Radius auf 130 R ☉ verbunden. Gegen Ende verliert die Sonne dabei einen Massenanteil von 0,1 M ☉ .

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 10 6 L ☉ eintreten können. Ein wahrscheinliches Szenario 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 L ☉ und 5000 L ☉ erwartet sowie Radiusvariationen zwischen 50 R ☉ und 200 R ☉ . In den Phasen maximaler Ausdehnung reicht die Sonnenoberfläche bis an die heutige Erdbahn heran. Nur aufgrund der Zunahme des Erdbahndurchmessers entkommt die Erde der völligen Vernichtung. Gleichzeitig stößt die Sonne in diesen Phasen insgesamt eine Masse von weiteren 0,05 M ☉ 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 R ☉ , dafür aber seine Oberflächentemperatur 120.000 K. Seine Leuchtkraft beträgt anfänglich 3500 L ☉ . 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 M ☉ . 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.

Kosmische Umgebung

Nähere kosmische Umgebung der Sonne

Die Sonne durchwandert derzeit ein etwa 30 Lichtjahre großes Gebiet, das wegen seiner erhöhten Dichte „Lokale Wolke“ oder „ Lokale Flocke “ genannt wird. Ebenfalls in der Lokalen Flocke befinden sich die benachbarten Sterne Altair , Wega , Arktur , Fomalhaut und Alpha Centauri . Die Lokale Flocke ist ihrerseits eingebettet in eine weitgehend staubfreie Region mit geringerer Teilchendichte, die Lokale Blase . Die Lokale Blase hat in Richtung der galaktischen Ebene eine Ausdehnung von mindestens 300 Lichtjahren. Sie befindet sich nahe dem inneren Rand des Orionarms der Milchstraße. Bis zum benachbarten Perseusarm sind es etwa 6.500 Lichtjahre, bis zum Zentrum der Galaxis etwa 28.000 Lichtjahre. Ein Umlauf, mit etwa 250 km/s, dauert 210 Mio. Jahre ( galaktisches Jahr ).

Die Sonne durchmisst außerdem den Gouldschen Gürtel , eine großräumige Anordnung von jungen Sternen (etwa 20–60 Millionen Jahre alt) und Sternentstehungsgebieten mit mehr als 2000 Lichtjahren Ausdehnung. Da diese Sterne viel jünger sind als die Sonne, kann sie nicht zu den Objekten des Gouldschen Gürtels gehören.

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. Von unterschiedlichen Kulturen wurden sowohl der tägliche Verlauf der Sonne und seine jahreszeitlichen Schwankungen als auch Sonnenfinsternisse 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

Ein einzelner Sonnenfleck

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 Jahr 1610 beobachteten 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. 1775 vermutete Christian Horrobow bereits, dass die Sonnenflecken einer gewissen Periodizität unterliegen.

Das vollständige Spektrum der Sonne im sichtbaren Licht mit den dunklen Fraunhofer'schen Absorptionslinien ( Spektrallinien ). Das gesamte Spektrum ist hier in mehrere untereinander angeordnete Streifen unterteilt.

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. 1868 fand Jules Janssen während einer Sonnenfinsternis eine Linie des damals noch unbekannten Heliums, das seinen Namen nach dem griechischen Namen der Sonne erhielt.

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 Spektroheliografen . 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.

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.

Im Laufe der Zeit wurden spezielle Sonnenobservatorien errichtet, die ausschließlich der Beobachtung der Sonne dienen.

Andere Beobachtungsverfahren

1942 wurde von James Hey festgestellt, dass die Sonne eine Radioquelle ist. [37] 1949 wies Herbert Friedman die solare Röntgenstrahlung nach.

Zur Messung der Sonnen neutrinos wurden riesige unterirdische Detektoren errichtet. Die Diskrepanz zwischen dem theoretischen und tatsächlich gemessenen Neutrinofluss führte seit den 1970er Jahren zum sogenannten solaren Neutrinoproblem : Es konnte nur etwa ein Drittel 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

Die Chromosphäre der Sonne im Licht der H -α-Linie

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 zum Beispiel die 1973 gestartete Raumstation Skylab unter anderem zwei Röntgenteleskope an Bord. [38]

Mit Hilfe von Raumsonden versuchte man 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.

Ulysses bei der Montage

Die 1990 gestartete Raumsonde Ulysses verfolgte andere Ziele. Sie sollte die Pole der Sonne studieren, die weder von der Erde, noch von Raumsonden, die sich in der Planetenebene bewegen, aus sichtbar sind. Dies war nur mit einer steil geneigten Bahnebene der Raumsonde 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 viel teurer gewesen.

Die Sonde SOHO

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 damit wesentlich zur Vorhersage von Sonneneruptionen und -stürmen 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.

Am 26. Oktober 2006 starteten die beiden STEREO -Raumsonden und liefern zum ersten Mal ein dreidimensionales Bild der Sonne und ihrer Umgebung. Dazu wurde eine Sonde im Lagrangepunkt L4 und eine im Lagrangepunkt L5 stationiert.

Solar Dynamics Observatory

Am 11. Februar 2010 startete die NASA das Solar Dynamics Observatory (SDO) als SOHO-Nachfolger. Es dient der Erforschung der dynamischen Vorgänge der Sonne und beinhaltet die Instrumente EVE ( Messung der extrem-UV-Strahlung ), HMI (Erfassung helioseismischer und magnetischer Aktivitäten) und AIA (Hochauflösende Erfassung der Sonnenatmosphäre in verschiedenen Wellenlängenbereichen).

China plant den Start von insgesamt drei Raumsonden, die in der Forschungsmission KuaFu das Sonne-Erde-System genauer untersuchen sollen.

Im Jahr 2018 startete die NASA die Raumsonde Parker Solar Probe erfolgreich, welche sich der Sonnenoberfläche bis auf 8,5 Radien (etwa 6 Millionen Kilometer) nähern soll. [39] Sie soll helfen, folgende Fragen zu beantworten:

  1. Wie wird die Korona auf bis zu fünf Millionen Grad aufgeheizt, obwohl die sichtbare Sonnenoberfläche nur etwa 5500 °C heiß ist?
  2. Wie werden die Teilchen des Sonnenwindes beschleunigt?

Für Februar 2020 starteten die europäische Weltraumorganisation (ESA) und die NASA die Raumsonde Solar Orbiter , die sich der Sonne bis auf 0,28 Astronomische Einheiten (etwa 42 Millionen Kilometer) nähern soll. Dabei soll vor allem die sonnennahe Heliosphäre, die Sonnenatmosphäre und die Entstehung des Magnetfeldes der Sonne untersucht werden. [40]

Kulturgeschichte

Sonnenwagen von Trundholm

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 Sonnenfinsternisse lösten große Bestürzung und Furcht aus. Im alten China glaubte man, ein Drache verschlinge die Sonne. Durch großen 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 – über die Erddrehung – die natürliche Uhr der Menschen, und die Beobachtung der täglichen Bewegung der Schatten mündete in die Entwicklung der Sonnenuhr . Die Abfolge der Jahreszeiten führte zur Erfindung des Kalenders , der vor allem nach der Einführung 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 Re-Atum) als Sonnengott verehrt. Für kurze Zeit ließ der „Ketzer“- Pharao Echnaton nur noch Aton , die personifizierte Sonnenscheibe, als einzigen Gott zu und schaffte die Verehrung aller anderen ägyptischen Götter ab. In China stand die Sonne als Symbol für Osten, Frühling, Männlichkeit ( Yang ) und Geburt sowie auch für den Kaiser.

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 von Xenophanes , der die Sonne als eine feurige Ausdünstung oder Wolke benannte. Dies stellte eine große kulturhistorische Veränderung dar, denn die Wahrnehmung der Sonne als ein natürliches Objekt lag auf einer anderen Ebene als die vorherige Auffassung der Sonne als Teil einer göttlichen Entität, die auch in den späteren Jahrhunderten noch vertreten wurde. Aus ebendiesen Gedanken ging auch die erste kritische Auseinandersetzung mit dem vermenschlichten Götterbild des antiken Griechenlands hervor („Wenn die Pferde Götter hätten, sähen sie wie Pferde aus“) und daraus folgend erste Gedanken zum Monotheismus . Mit Xenophanes tauchte die Sonne zum ersten Mal in der europäischen Geschichte als Gegenstand der Physik auf; man könnte dies als die Geburtsstunde der Astrophysik auffassen. Die Thesen des Xenophanes wurden später auch von anderen griechischen Philosophen aufgenommen. Zum Beispiel beschrieb der Vorsokratiker Anaxagoras die Sonne als glühenden Stein. Diese Auffassungen setzten sich im Folgenden nicht bei allen Denkern durch und viele spätere Schulen fielen wieder auf eher mythische Erklärungen zurück.

Dem griechischen Gott Helios entsprach weitgehend der römische Gott Sol invictus , dessen Kult in der Kaiserzeit bis in die beginnende Spätantike 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 Arvakr . 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 beziehungsweise Inti die Hauptgottheiten.

Die Beobachtung der Sonne und anderer Sterne und die Bestimmung ihrer Bahnpunkte ( Tagundnachtgleiche , Sommer- und Winter sonnenwende ) 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 wurden offensichtlich zu derartigen Beobachtungszwecken errichtet. 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 ua als „Sonnenbarken“, ein religiöses Symbol der Bronzezeit, interpretiert. In die gleiche Zeit fällt auch der Sonnenwagen von Trundholm , bei dem die Scheibe als Sonnensymbol mit einer Tag- und Nachtseite gedeutet wird.

Das geozentrische Weltbild der Antike, wie es von Ptolemäus überliefert ist, sah die Erde als Mittelpunkt des Universums. Sonne, Mond und die Planeten bewegten sich dabei auf Kreisbahnen um die Erde. Diese Vorstellung hielt sich fast 2000 Jahre lang. Allerdings hatte sie Schwächen: So konnte die mit bloßen Augen beobachtbare Bewegung der Planeten nur durch komplizierte Hilfskonstruktionen der Epizykeltheorie erklärt werden. Bereits Aristarchos 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 1500 Jahre später wieder auf. Nikolaus Kopernikus versuchte in seinem Werk De revolutionibus orbium coelestium eine mathematische Grundlage dafür zu schaffen, was ihm nicht gelang. Sein Werk regte allerdings weitere Forschungen an, unter anderem durch Galileo Galilei . In der Folge setzte sich allmählich das heliozentrische Weltbild durch, das die Sonne als Mittelpunkt des Universums ansieht.

Die weiteren Fortschritte der Astronomie ergaben, dass auch die Sonne keine herausragende Stellung im Universum einnimmt. Vielmehr ist sie einer unter einigen hundert Milliarden Sternen der Milchstraße , die wiederum Teil noch größerer Strukturen des Kosmos ist.

Literatur

Weblinks

Commons : Sonne – Sammlung von Bildern, Videos und Audiodateien
Wiktionary: Sonne – Bedeutungserklärungen, Wortherkunft, Synonyme, Übersetzungen
Wikiquote: Sonne – Zitate
Wikisource: Sonne – Quellen und Volltexte

Videos

Einzelnachweise

  1. ↑ NASA Sun Fact Sheet .
  2. ↑ Steadly RS, Robinson MS (Hrsg.): The Astronomical Almanac for the Year 2012. US Government Printing Office, ISBN 978-0-7077-41215 , S. K7
  3. ↑ Luzum B. et al.: The IAU 2009 system of astronomical constants: the report of the IAU working group on numerical standards for Fundamental Astronomy. Celestial Mechanics and Dynamical Astronomy, Bd. 110, Heft 4 (August 2011), S. 293–304, doi : 10.1007/s10569-011-9352-4 , S. 296 (Heliocentric gravitational constant, TDB -compatible)
  4. ↑ a b Katharina Lodders et al.: Abundances of the elements in the solar system. In: JE Trümper (Hrsg.): Landolt-Börnstein, New Series. Vol. VI/4B. Springer, Hamburg 2009, 560–630. arxiv : 0901.1149 .
  5. ↑ Das Herkunftswörterbuch (= Der Duden in zwölf Bänden . Band   7 ). 2. Auflage. Dudenverlag, Mannheim 1989, S.   681 . Siehe auch DWDS ( „Sonne“ ) und Friedrich Kluge : Etymologisches Wörterbuch der deutschen Sprache . 7. Auflage. Trübner, Straßburg 1910 ( S. 430 ).
  6. ↑ https://www.iau.org/public/themes/naming/
  7. ↑ https://earthsky.org/space/what-is-the-suns-name
  8. ↑ http://ourfiniteworld.com/2012/03/12/world-energy-consumption-since-1820-in-charts/ Weltenergieverbrauch seit 1820 (englisch).
  9. ↑ Carole Stott, Robert Dinwiddie, David Hughes, Giles Sparrow: Space, Das Weltall. Dorling Kindersley Verlag, 2011, ISBN 978-3-8310-1972-4 . S. 209.
  10. ↑ William J. Chaplin, Sarbani Basu: Perspectives in Global Helioseismology and the Road Ahead. In: Laurent Gizon et al. (Hrsg.): Helioseismology, Asteroseismology, and MHD Connections. Springer 2008, ISBN 978-0-387-89481-2 . S. 53–75 eingeschränkte Vorschau in der Google-Buchsuche
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