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Sol

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Sol Solsymbol.svg
Sun920607.jpg
Solen 7. juni 1992
Observasjonsdata [1]
Middels avstand 149,6 millioner km = 1 AU
Minste avstand til jorden
Største avstand fra jorden
147,1 millioner km
152,1 millioner km
Tilsynelatende diameter 31,5–32,5 ′ (bue minutter )
Tilsynelatende lysstyrke ( V ) −26,74 mag
Fysiske egenskaper
Ekvatorial radius 696.342 km
= 1 sol radius ( R )
Masse ( M ) 1.9884 · 10 30 kg ± 2 · 10 26 kg [2]
= 1 solmasse ( M )
Solar gravitasjonskonstant ( G M ) 1.327.124.400.41 · 10 20 m 3 / s 2
± 1,0 · 10 10 m 3 / s 2 [3]
Middels tetthet 1,408 g / cm 3
Hovedingredienser
( Mengde stoff i fotosfæren [4] )
Akselerasjon på grunn av tyngdekraften 274 m / s 2
Rømningshastighet 617,3 km / s
Rotasjonsperiode (siderisk) 25,38 dager
Helling av rotasjonsaksen 7,25 °
Lysstyrke 3,846 x 10 26 W.
= 1 sollys ( L )
Absolutt lysstyrke ( V ) +4,83 mag
Effektiv overflatetemperatur 5 778 K
Spektral klasse G2V
gammel 4,57 milliarder a
Planeter 8.
Sun Earth Comparison.png
Fotomontasje for å sammenligne størrelsen på jorden (til venstre) og solen. Kjerneområdet ( umbra ) til det store solflekket er omtrent 5 ganger jordens diameter.

Solen er stjernen som er nærmest jorden og danner sentrum av solsystemet . Det er en stjerne i gjennomsnittsstørrelse i den ytre tredjedelen av Melkeveien . Solen er en dvergstjerne ( gul dverg ), som er i utviklingsstadiet av hovedsekvensen . Den inneholder 99,86% av massen av solcellesystemet. På 1,4 millioner kilometer er dens diameter rundt 110 ganger jordens. Solens overflate viser et skiftende antall solflekker som er relatert til sterke magnetfelt . I tillegg til andre fenomener blir de referert til som solaktivitet .

Solstråling er et av de grunnleggende kravene for utvikling av liv på jorden. Solen henter energien til solstråling fra fusjon av hydrogen for å danne helium .

Solens himmelforløp deler dagen og året . Hun ble tilbedt i denne rollen i solkulter siden forhistorisk tid .

Det astronomiske symbolet på solen er ☉.

Etymologi og navn

Det vanlige germanske kvinnelige substantivet "sun" ( mellomhøytysk tysk sunne , gammelhøjtysk sunna ) er basert på den indoeuropeiske roten sāu̯el- (jf. Også latinsk sol , litauisk sáulė og gresk hḗlios ). [5]

Navnet på stjernen er også i astronomi, som i språklig språk, ganske enkelt "sol", vanligvis med den bestemte artikkelen, på engelsk Sun (riktig med stor bokstav, siden det er et egennavn [6] ). I science fiction -romaner og filmer - for eksempel i Isaac Asimovs Foundation -syklus eller Perry -Rhodan -serien - blir den latinske oversettelsen "Sol" (også med stor bokstav) tidvis brukt når det omtales solen som en stjerne i er snakk om mange; dette bør danne en parallell til andre stjernenavn, som ofte kommer fra latin. Dette begrepet brukes ikke i moderne astronomi. [7]

Kvantitativ klassifisering

Solens størrelse sammenlignet med andre himmellegemer (fig. 3, tredje fra venstre, mellom ulv 359 og Sirius )

Solen overstiger 700 ganger den totale massen av alle åtte planeter i solsystemet og 330 000 ganger jordens , som passer 109 ganger i diameter og rundt 1,3 millioner ganger i volum. Med et energiutslipp som er 20.000 ganger primærenergikonverteringen per sekund siden begynnelsen av industrialiseringen, [8] faller det inn i lysstyrke klasse V. En hovedsekvensstjerne som solen frigjør dermed mer energi per sekund enn alle atomkraftverk på jorden i 2011 om 750 000 år. [9] Jorden har et årlig gjennomsnitt på 1,367 kilowatt per kvadratmeter som utenomjordisk stråling.

Solen skinner med en fargetemperatur på rundt 5800 Kelvin . Som en stjerne i spektralklassen G2V, ligger den i Hertzsprung-Russell-diagrammet i midten av den såkalte hovedsekvensen , som representerer alle stjernene i strålevekt. Med 1,4 til 1,5% tyngre grunnstoffer i konveksjonssonen [4] [10] (massefraksjon, for stoffmengden, se infoboksen), regnes solen som " rik på metaller " og tilhører dermed den største befolkning I når det gjelder tall. Som solsystemet som helhet er det rundt 4,57 milliarder år gammelt. [11] På denne tiden har den i sin kjerne 14 000 jordmasser hydrogen ved kjernefusjon i helium transformert med 90 masser av jordens energi ble frigitt. På grunn av akkumulering av helium i den ikke -konvektive kjernen - massefraksjonen i midten er nå 60% [12] - blir den mer og mer kompakt og inkluderer tilleggsmateriale, som sakte øker solens lysstyrke og diameter. Om omtrent 7 milliarder år vil solen bli til en rød kjempe relativt raskt.

Oppfattet farge

Solens skive, som øynene våre oppfatter som rent hvitt

Solens maksimale stråling er i synlig lys (på ingen måte infrarødt ) og oppfattes av det menneskelige øyet som rent hvitt . Men hvis du ser på solskiven gjennom et sterkt filter for nøytral tetthet , vil du vanligvis se den som hvit-gul eller gul, eller når den er plassert nær horisonten, som oransje. Dette forklares med det faktum at kortbølgen (fiolett og blått) av den synlige solstrålingen hovedsakelig er spredt av Rayleigh-spredning i jordens atmosfære og øyet dermed når denne strålingen fra en annen retning enn den for den oppfattede solskiven ( himmelblå ).

Hvis den kromatiske tilpasningen av øyet er satt til den generelle oppfattede strålingen (som fremstår som hvit når den er merkbar som en blanding - f.eks. Som en diffus refleksjonskyer -), vil strålingen som fremdeles oppfattes fra solretningen selv blir, uskadelig synlig stråling oppfattes som gul eller oransje på grunn av (avhengig av avstanden fra horisonten mindre eller mer) redusert kortbølgekomponent. Utenfor jordens atmosfære, hvis alt lys faktisk kommer fra retningen til den oppfattede solskiven, ser dette ut for det menneskelige øye som rent hvitt av denne grunn og uavhengig av den faktiske sammensetningen av sollyset.

Lord Kelvin og solens og jordens tidsaldre

Det faktum at solens alder måles i milliarder av år, er konsekvent fra moderne stjernemodeller og radiometrisk datering av bergarter i solsystemet. Vedvarende solstråling ble allerede et akutt fysisk problem da Charles Darwin omtrent estimerte en varighet på 300 millioner år for erosjonsprosessen av det sørengelske krittet [13] . Lord Kelvin tvilte på Darwins resultat, fordi han i 1862 identifiserte frigjøring av gravitasjonsbindende energi foreslått av Hermann von Helmholtz som den mest permanente energikilden for solstråling, og antok at solmassen er sterkt konsentrert mot sentrum, beregnet en sol alder, sannsynligvis under 100 millioner år siden. [14] Senere reduserte han kjøletiden til jordkappen til 20 til 40 millioner år. Han var fortsatt vitne til, men godtok ikke offentlig at Ernest Rutherford foreslo radioaktivt forfall som en kilde til geotermisk energi i 1904. [15] Energien som frigjøres av solen over geologiske tidsperioder, kunne bare forklares med kjernefusjon fra 1920 og fremover.

Fysisk struktur

Solens struktur ( NASA )

Solen består av skålformede soner, hvorav noen kan avgrenses skarpt. En grov inndeling er kjernesonen som en fusjonsovn, den indre atmosfæren opp til den synlige overflaten og over den ytre atmosfæren.

kjerne

Halvparten av solmassen er konsentrert innenfor 25% av solradiusen , det vil si omtrent 1,5% av solvolumet. Akselerasjonen på grunn av tyngdekraften i kanten av denne kjernesonen er 8 ganger større enn ved soloverflaten og 220 ganger større enn på jordoverflaten. Dette setter materialet under press : i midten er det 200 milliarder bar . Siden temperaturen der er relativt lav ved 15,6 millioner K , kan plasmaet bare påføre det mottrykk som kreves for stabilitet gjennom dens høye tetthet , 150 g / cm³ i sentrum, 13 ganger tettheten av bly og 200 ganger den gjennomsnittlige tettheten til det indre atmosfære.

Det er ikke tettheten som direkte forårsaker mottrykket, men partikkelkonsentrasjonen, i sentrum nesten 250 000 mol / . En god halvdel av dem er elektroner , men på grunn av de rådende tetthet-temperaturforholdene har de ennå ikke degenerert . [16] Strålingstrykket har også en liten andel - sågassloven gjelder i solen.

Partikkeltettheten til protonene i sentrum er omtrent 1000 ganger større enn i vann. Siden frekvensen av kjernefusjonsreaksjonene kvadratisk avhenger av partikkeltettheten og eksponensielt av temperaturen, frigjøres 99% av fusjonskraften på 3,9 · 10 26 W i den tette, varme kjernesonen. Krafttettheten er høyere innenfor en smalere radius: halvparten av kraften genereres i en tusendel av solens volum; det er en gjennomsnittlig effekttetthet på i underkant av 140 watt per kubikkmeter, ikke mer enn i en komposthaug. Den store totale produksjonen av solen er derfor mer resultatet av det store volumet og den høye kjernetemperaturen et resultat av det tykke isolasjonslaget.

Frigjøring av energi i solen skjer gjennom proton-protonkjeden . I det første trinnet smelter to protoner sammen til en deuteriumkjerne. Denne reaksjonen er svært lite sannsynlig, i gjennomsnitt trenger et proton 10 10 år for å reagere med et annet proton. [17] Dette forklarer også solens lange levetid.

Det faktum at den sterkt temperaturavhengige fusjonsreaksjonen ikke går gjennom termisk og solen eksploderer (eller slår seg av) skyldes at ekstra varmeeffekt ikke gjør stjerners indre varmere, men kaldere, fordi den normale termiske ekspansjonen av gassen økes av gravitasjonstrykket til de hevede lagene avtar. [18] Denne negative tilbakemeldingen fungerer veldig raskt, fordi kompresjonsbølger passerer gjennom solen på godt under en time, se helioseismologi .

Strålesone og konveksjonssone

Nesten 2% av fusjonskraften bæres bort av nøytrinoene som dannes. Disse bare svakt interagerende partiklene når soloverflaten i løpet av få sekunder og jorden etter godt åtte minutter. Energien til de andre reaksjonsproduktene termiserer på opprinnelsesstedet. Den termiske strålingen er i området myke røntgenstråler og dominerer materialets varmeledningsevne: i midten har den en intensitet på rundt 3 · 10 21 W / m 2 . Imidlertid dekker de enkelte fotoner bare korte avstander før de reabsorberes, ikke mye lengre enn noen få kjerneavstander. De korte delene av stien legger sammen på kryss og tvers for å danne en tilfeldig tur som tar mellom 10 000 og 170 000 år å nå overflaten. [19] Siden energien "parkerer" den desidert største tiden i gassens termiske bevegelse, er energiinneslutningstiden mye lengre, rundt 17 millioner år. [20]

Strålingstransporten er effektiv: Ved 25% av radius er energiflukstettheten 100 kW / cm 2 , men temperaturgradienten er bare omtrent 0,1 K / m. Det at denne gradienten, ti ganger brattere enn i jordens atmosfære, ikke er tilstrekkelig til å drive konveksjon , skyldes den enda brattere trykkgradienten - en konsekvens av den høye akselerasjonen på grunn av tyngdekraften, se adiabatisk temperaturgradient .

Utad er det liten endring i stratifiseringens stabilitet, ettersom påvirkningsfaktorene delvis kompenserer for hverandre: termisk stråling blir svakere med den synkende temperaturen (se Stefan-Boltzmann-loven ), materialet blir optisk mer gjennomsiktig med synkende tetthet, kraftstrømmen fordeles på en større sfærisk skalloverflate og akselerasjonen på grunn av tyngdekraften avtar.

Til slutt er det en ekstra effekt: Elektronene, som ikke lenger er like varme, begynner å kjenne de enkelte kjernene, de med høy kjerneladning først, og til og med rekombinere i kort tid. Dette forhindrer strålingen i å spre seg (økende opacitet), slik at temperaturgradienten blir brattere igjen. Ved 71% av radius når den den adiabatiske verdien og stratifiseringen blir ustabil. Dette definerer grensen til den såkalte strålingssonen. Over varmestrømmen blir stadig mer konvektivt transportert.

Det videre forløpet av ugjennomsiktigheten påvirker ikke lenger temperatur og trykkforløpet, som bestemmes av gravitasjonsfeltet og adiabatisk, men intensiteten til konveksjonen. I store deler av konveksjonssonen er strømningshastigheten lav, noen få 10 m / s, og konveksjonscellene er store og stabile (måneder til år) og påvirkes dermed av både solens rotasjon og dets indre magnetfelt, se nedenfor.

I området 20 000 til 1 000 km under den synlige soloverflaten gir også gratisfrie overganger ved He + og H + et stort bidrag til ugjennomsiktighet. Dette gjør konveksjonen mindre og når hastigheter på over 1 km / s. Dette er det syddende som kan sees på som granulering med et teleskop . Den mer intensive impulstransporten i dette området blir merkbar i det radielle løpet av rotasjonshastigheten.

Soloverflate og omgivelser

Temperatur- og tetthetsmålinger fra Skylab

Like under overflaten

Graden av ionisering av hydrogen synker kraftig ved den øvre grensen for det ovennevnte området. I følge Saha -ligningen er den hovedsakelig avhengig av temperaturen. På en dybde på omtrent 1000 km, ved en temperatur på 10 000 K og en tetthet på i underkant av 1 g / m 3, er det fortsatt nesten 80%, men ved 6000 K og en litt lavere tetthet er det bare en hundredel av det. Dette gjør møter mellom elektroner og ioner fire størrelsesordener mindre hyppige. Rupert Wildt fant ut i 1938 hvorfor materialet ikke for lenge siden er blitt gjennomsiktig (energien til fotonene er ikke tilstrekkelig til å ionisere hydrogen): Det nøytrale H -atomet kan binde et annet elektron med en tyvendedel av bindingsenergien, og det skjer selv når ioniseringshastigheten for hydrogen er enda lavere, siden elektroner fra ionisering av metaller er tilgjengelige. [21]

Photosphere

Fordi tettheten synker raskere og raskere - skalahøyden synker med temperaturen - blir materialet endelig gjennomsiktig og fotonene kan unnslippe til utsiden nesten uhindret. Denne sonen kalles fotosfæren, gresk for " sfærisk lysskall ". Den gjennomsnittlige dybden som solstrålingen slipper ut varierer med noen få 100 km avhengig av bølgelengde og utgangsvinkel. I solkanten kan du se et høyere, kaldere lag i en grunnere vinkel, noe som får kanten til å se mørkere ut , se solbildet i begynnelsen av artikkelen. En klar definisjon av solens radius er derfor problematisk, se stjerneoverflaten . Etter avtale er solradiusen gitt som den der gasstemperaturen samsvarer med energistrømningstettheten (63,18 MW / m 2 ). Denne effektive strålingstemperaturen er 5778 Kelvin. På grunn av den mer riktede strålingen ved kortere bølgelengder er fargetemperaturen på solstrålingen litt høyere, rundt 6000 Kelvin.

Kromosfæren

Solen i det røde lyset på H-alfa- spektrallinjen

Over fotosfæren ligger kromosfæren. Konveksjonssonen med sin negative temperaturgradient på grunn av ekspansjon av gassen (fra i underkant av 1 til 0,003 g / m 3 ) strekker seg omtrent 500 km inn i kromosfæren. Over et skarpt minimum på 4100 K [22] resulterer strålingsbalanse i en temperatur på rundt 7000 K, mens tettheten synker til 10 −7 g / m 3 .

Stråling fra fotosfæren absorberes i liten grad i kromosfæren og sendes ut igjen. På bakgrunn av fotosfæren skaper dette Fraunhofer absorpsjonslinjer i solspekteret, mens totalt solformørkelser den stort sett nesten 2000 km tykke kromosfæren kan sees på i noen sekunder som en rødlig glødende linje, det greske navnet betyr "lag med maling ". Masseutstøting av kromosfærisk tetthet, mange små spikler og mindre hyppige fremspring (se nedenfor) lyser i samme farge.

Utenfor atmosfære

korona

Solens korona under solformørkelsen i 1999, like før maksimal solflekk. Strålene går i alle retninger.
I hardt røntgenlys kan koronaen også observeres foran solskiven, her av Yohkoh .
Den nedre korona sett fra TRACE ved 17,1 nm bølgelengde.

Over kromosfæren er koronaen . Den passerer inn i interplanetarisk plass uten noen skarp grense. Dens "glorie" (lat. Corona , " krone " , se bildet til venstre), som er synlig i hver total solformørkelse, overrasket mennesker for tusenvis av år siden. Den strekker seg - avhengig av solaktiviteten og eksponeringstiden - over en til to solstråler. I koronaen er påvirkningen av gasstrykk på stoffets bevegelse ubetydelig; magnetfelt og tyngdekraften hersker.

Spektrallinjene til koronaen kunne ikke identifiseres i utgangspunktet fordi de ikke forekommer i terrestriske forhold. Siden det ble anerkjent at de kommer fra høyt ionisert jern med bare svært få elektroner, tilsvarende temperaturer på over 10 6 K, to hundre til fem hundre ganger fotosfærens temperatur, har det vært spekulasjoner om oppvarmingsmekanismen til koronaen. Det kan bare bli så varmt fordi det er nesten gjennomsiktig i store områder av det elektromagnetiske spekteret og avgir bare svakt; en konsekvens ikke bare av den lave tettheten, men også av den høye temperaturen: de frie elektronene er så raske at de knapt kan oppfatte de mer vanlige, lette elementene, spesielt hydrogen og helium, selv om de er fullstendig ioniserte. Ytterligere tapsmekanismer (se nedenfor) er frigjøring av varme til den relativt kalde kromosfæren, og spesielt i koronale hull , dannelsen av solvind .

Et svakt røntgenkontinuum opprettes på de sjeldne, men ofte ladede, tyngre ionene, som gjør at koronaen kan observeres foran fotosfæren, som er mørk i det harde røntgenlyset, se bildet ovenfor til høyre. Begrenset til smale utslippslinjer, er dette også mulig med mindre hard stråling, se bildet til høyre. Den kommer fra TRACE -satellitten, som spesialiserer seg på å observere solen i det ekstreme UV -området , med høy spektral og romlig oppløsning.

Overgangsregion

XUV -utslippslinjer fra mindre høyt ioniserte arter, som C IV, O IV, O VI, S VI, stammer fra et smalt overgangsområde , grensen mellom corona og kromosfæren, med temperaturer mellom 10 000 og 700 000 K. Det er to skarpe temperaturhopp (tilsvarende ionisering av hydrogen og helium), som ikke kan løses romlig i overskuelig fremtid. Den lokale hastighetsfordelingen til elektronene kan også være ikke-termisk der. [23] Over overgangsregionen, som er noen få 100 km tykk, endres tettheten også med tre størrelsesordener, fra 10 −7 til 10 −10 g / m 3 . Den varme koronaen brenner seg så å si inn i kromosfæren og svikter til slutt på grunn av strålingstapene som øker kvadratisk med tettheten. Formen på overgangsregionen tilpasser seg de dynamiske prosessene på soloverflaten - de viktigste påvirkningsfaktorene er tettheten til strukturene og varmeytelsen i koronaen.

Observasjoner med TRACE antyder at oppvarmingsmekanismen til koronaen må være i det nedre området, nær overgangsregionen, fordi plasmabuerne, hvis tetthet er mye større nær basispunktene enn i toppen, er varme opp til basen peker og lyser sterkt der. [24]

Sol-vind

Eruptiv fremspring i H-alfa- lys. Kromosfæren kan sees utenfor solkanten; dens skarpe kant er skapt av fullstendig ionisering av avbildningshydrogenet i overgangsområdet.

I koronaen, sannsynligvis i forbindelse med varmemekanismen i den nedre koronaen, [25] genereres solvinden, en supersonisk strøm av hovedsakelig protoner og elektroner. I koronale hull , spesielt i polarområdene, med høy solaktivitet, men også mange i nærheten av ekvator, er det neppe mindre solvind enn i de tettere områdene av koronaen, spesielt streamers , men den flyter raskere, med 800 km / s i stedet på 300 km / s. Eruptive prominenser produserer store mengder og høye hastigheter, og hvis de treffer jorden, forårsaker det geomagnetiske stormer .

Dynamiske egenskaper

Rotasjon, magnetfelt og solflekker

En gruppe solflekker

Bevegelsen av solflekkene, som allerede var kjent i antikken, viser at solen ikke er en skive, men en roterende sfære: De beveger seg fra dag til dag, tilsynelatende langsommere nær kanten og med et forkortet perspektiv og langvarige flekker dukker opp igjen på østkanten, selv etter to uker. Solen følger hovedrotasjonsretningen i solsystemet ( med klokken ). Rundt 1860 oppdaget Richard Christopher Carrington at flekker nær ekvator beveger seg raskere enn flekker på høyere breddegrader ( differensialrotasjon ). For indikasjon på lengdegrader på solen introduserte han et referansesystem som roterer 360 ° på 25,38 dager ( siderisk , synodisk i gjennomsnitt ca 27,2753 dager). [26] Dette tilsvarer bevegelsen av flekkene på omtrent 26 ° breddegrad.

I dag er rotasjonen av soloverflaten mye mer presis og også på breddegrader hvor flekker er sjeldne, bestemt av endring av spektrallinjer av Doppler -effekten . Sammenligningen med bevegelsen av solflekkene viser at de beveger seg vestover raskere enn overflaten. Dette passer med ideen om at magnetfeltene som forårsaker flekkene er "forankret" under overflaten og at dypere lag roterer raskere på grunn av bevaring av vinkelmoment . Den nødvendige radielle impulstransporten er gitt av den voldsomme, isotrope konveksjonen i den øvre delen av konveksjonssonen (opptil en dybde på omtrent 4% av solens radius). Den mer komplekse konveksjonen på større dybder er ansvarlig for den langsommere polare rotasjonen.

Radialt forløp av solens rotasjon for forskjellige heliografiske breddegrader. Fra den differensielt roterende overflaten øker vinkelhastigheten bratt i de øvre 4%, og faller deretter litt til den takokliniske regionen. Den tilpasser seg den til den nesten stivt roterende strålingssonen.

På begynnelsen av 1990 -tallet viste helioseismiske målinger at strålingssonen roterer jevnt med en periode på nesten 27 dager. Overgangsområdet til den differensielt roterende konveksjonssonen, kjent som takoklinen , er veldig flat med noen få prosent av solens radius. Vinkelhastighetsgradientene er tilsvarende bratte der. Takoklinens posisjon og tykkelse, dannelsen av solens magnetfelt der og forløpet av differensialrotasjonen i konveksjonssonen er teoretisk ennå ikke forstått.

Den høye elektriske ledningsevnen til plasmaet i solens indre - det tilsvarer kobber ved romtemperatur - forårsaker en sterk kobling av magnetfelt og materie, se magnetohydrodynamikk . Ved høy tetthet leder materialet magnetfeltet, ved lav tetthet er det omvendt. I konveksjonssonen betyr differensialrotasjonen at feltlinjene der ikke lenger går i NS -retningen, men snarere viklet i EW -retningen, noe som øker den magnetiske spenningen sterkt. Det reduseres ved å reversere polariteten hvert 11. år. Den såkalte aktiviteten til solen svinger i denne rytmen. Når den magnetiske spenningen er høy, bryter magnetfeltet ut av solen og danner buer i koronaen. Entrained materiale er synlig i utslipp som en fremspring ; foran lysruten fremstår disse buer som mørke filamenter i synlig lys.

Magnetfeltet på soloverflaten kan observeres spektroskopisk: Spektrallinjer av elementer som normalt observeres ved en jevn bølgelengde ser ut til å være delt inn i tre deler i nærvær av et magnetfelt (normal Zeeman -effekt ), avstanden mellom disse linjene er proporsjonal med feltets styrke. Der magnetfeltstyrken er spesielt høy i fotosfæren, hindrer feltet konveksjon, overflaten avkjøles til 3700 til 4500 K og er mindre lys, noe som oppfattes som solflekker. Feltstyrken i nærheten av solflekkene kan være opptil 0,4 Tesla (4000 Gauss) og er derfor opptil ti tusen ganger sterkere enn det terrestriske magnetfeltet på jordoverflaten. Disse lokale magnetfeltene er også ansvarlige for koronale masseutstøtninger som kommer fra solflekker.

I disse fremspringene kan feltstyrken bare sjelden måles på grunn av den lave tettheten og har nylig vist seg å være større enn forventet. [27]

Det store magnetfeltet til den rolige solen kan bare grovt beskrives av et dipolfelt . Den er forbundet med en elektrisk strøm i størrelsesorden 10 12 ampere som sirkulerer i solen. Feltstyrken til dette dipolfeltet på soloverflaten er rundt 100 µT (1 Gauss ), bare omtrent dobbelt så sterkt som jordens magnetfelt på jordoverflaten.

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

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

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
  11. A. Bonanno, H. Schlattl, L. Patern: The age of the Sun and the relativistic corrections in the EOS . (PDF) In: Astronomy and Astrophysics . 390, 2002, S. 1115–1118. arxiv : astro-ph/0204331v2 .
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