Die Sonne  
 

Folgende Kapitel werden beschrieben:

Innerer Aufbau
Sonnenatmosphäre
Protuberanzen
Magnetfeld der Sonne
Sonne im H-alpha Licht
Ekliptik, Sonnenbahn, Jahreszeiten

 
  Die Sonne ist der nächstgelegene Stern. Sie leuchtet, im Gegensatz zu den Planeten selbst. Die Planeten geben nur das Sonnenlicht zurück. Das ist der erste und wichtigste Unterschied zwischen Sonne und Planeten.  
  Zunächst einige Daten:
Die Erde umkreist die Sonne in einem Abstand von 147,1 bis 152,1 Millionen Kilometer. (1 Astronomische Einheit, AE sind 149,59 Millionen Kilometer)
Da die Sonne ein Gaskörper ist, besitzt sie eine differentielle Rotation. Am Äquator bewegen sich die Gase in 24 Tagen um die Sonne, zum Pol hin nimmt die Rotation bis auf 30 Tage ab. 
Der Radius der Sonne beträgt 696 000 Kilometer oder 109 Erdradien. Das Volumen der Sonne ist 1,412 x 1018 km2 oder 1,3 Millionen Erdvolumen und die Masse 1,99 x 1030 kg oder 332 270 Erdmassen. Die Masse der Sonne ist rund 750-mal größer als die Masse aller anderen Körper des Sonnensystems zusammen.
Infolge ihrer Gesamtstrahlungsleistung von 3,847 x 1025 Watt verliert die Sonne wegen des Massen-Energie-Äquivalenz eine Masse von 4,3 x 109  Kilogramm pro Sekunde. In einer Million Jahren beträgt der Verlust infolge der Ausstrahlung 0,007% der gegenwärtigen Masse.
Zur Klassifizierung: Die Sonne ist ein Hauptreihenstern (Leuchtkraftklasse V) des Spektraltyps G2. Sie besitzt eine scheinbare Helligkeit von –26, 7 mag (Mond -12, 7 mag) und eine absolute Helligkeit von +4,87 mag.
 

Innerer Aufbau

 

Die Sonne ist eine Gaskugel mit einer von innen nach außen abnehmenden Dichte. Dennoch erscheint sie scharf begrenzt, weil der größte Teil der Sonnenstrahlung aus einer Kugelschale, der Photosphäre, mit einer Dicke von etwa 300 Kilometer kommt. Die Photosphäre kann daher als Oberfläche der Sonne angesehen werden. Auf sie bezieht man sich z.B, wenn man vom Durchmesser der Sonne spricht.
Dagegen kann das Sonneninniere nicht direkt beobachtet werden. Aussagen über das Sonneninniere sind allein aufgrund theoretischer Untersuchungen möglich. Danach herrschen im Sonnenzentrum eine Temperatur von 15 Millionen Grad und eine Dichte von 160 Gramm pro Kubikzentimeter (14-Fache von Blei). Der Druck beträgt 2,5 x 1016 Pascal (in 2.5 Milliarden km Meerestiefe).  

Die Sonne erzeugt ihre Energie vor allem durch die Verschmelzung zweier Wasserstoffkerne (Protonen) zu einem Heliumkern. Das Endprodukt Helium weist eine um etwa 1 % geringere Masse auf als die Protonen. Dieser Massendefekt entspricht einer Energie von
26 MeV.
Die Kernfusion findet mit vier verschiedenen Prozessketten statt, die einen unterschiedlichen Beitrag zur Energieerzeugung leisten:
Der CNO-Zyclus liefert nur 1,6% der Energie.
Der Proton-Proton-Reaktionen die restliche Energie

 
 

Im Folgenden wird der Proton-Proton-Zyklus beschrieben.

 
Der erste Schritt der Proton-Proton-Reaktion: Zwei Protonen verschmelzen zu einem Deuteriumkern. Gleichzeitig werden ein Positron und ein Elektronneutrino emittiert.
 
 
Der zweite Schritt der Proton-Proton-Reaktion: Ein Proton und ein Deuteriumkern verschmelzen zu einem Heliumkern 3He unter gleichzeitiger Abgabe eines Gammaquants.
 
 

Der dritte Schritt der Proton-Proton-Reaktion: Zwei 3He-Kerne fusionieren zu 4He und setzen dabei zwei Protonen frei.

Die dabei frei werdende Energie wird vor allem in Form von Neutrinos (erster Schritt)  und Photonen (zweiter Schritt, Gammaquanten) ausgesandt. Das durchschnittliche Photon (Gammaquant) benötigt über 20.000 Jahre für die 695.000 Kilometer lange Reise vom Zentrum der Sonne bis zu ihrer Oberfläche, was umgerechnet nur 4 Meter pro Stunde sind. Das Neutrino dagegen verläßt die Sonne schon nach 2.3 s da es praktisch keine Wechselwirkung mit der Sonnenmaterie eingeht.

 
 
Bis zu einer Zentrumsentfernung von 500 000 Kilometer wird die Energie in Forum von Strahlung nach außen transportiert, weiter außen im Wesentlichen durch Konvektion. Diese Konvektionszone endet in der Photosphäre.
Darüber wird die Energie mit Schallwellen übertragen, (Chromosphäre und Korona) was bei der geringen Dichte der Atmosphäre sehr effektiv ist.
 

Sonnenatmosphäre

  Die Sonnenatmosphäre gliedert sich aufgrund der unterschiedlichen thermischen Strahlungseigenschaften von innen nach außen in die Photosphäre, Chromosphäre, Übergangsschicht und die Korona.  
 

Photosphäre

Im weißen Licht lassen sich verschiedene Erscheinungen auf der Sonne beobachten wie: Sonnenflecken, Fackeln, Granulation und Randverdunklung.
Diese Schicht wird als Quellschicht der Sonnenstrahlung wahrgenommen, weswegen die Photosphäre als Oberfläche der Sonne gilt. Bis hier hin wird der Radius gerechnet.

 

Sonnenflecken

 

Sie sind die auffälligsten Zeichen der Sonnenaktivität und Orte starker lokaler Magnetfelder (0,2 bis 0,4 Tesla, Magnetfeld der Sonne Tesla). Größere Sonnenflecken haben einen schwarzen Kern, die Umbra, und eine weniger dunkle Umgebung, die Penumbra. Diese ist radial strukturiert und kann bis zu 80% der Gesamtfläche der Flecken ausmachen. Der Umbradurchmesser kann zwischen 1000 und 20 000 Kilometer betragen.
Die effektive Temperatur in der Umbra ergibt sich zu etwa 3 500 Kelvin gegenüber 5 770 Kelvin der Photosphäre. Die Umbra eines Sonnenflecks ist also um etwa 2 000 Grad kälter als die Umgebung und erscheint deswegen dunkler.

Sonne 22.7.2004, 8" Refraktor 3m Brennweite,
OD5-Filter, WebCam

 
 
Die Sonnenfleckenhäufigkeit schwankt mit einer Periode von etwa
11 Jahren, die als Sonnenfleckenzyklus bezeichnet wird. Im Verlauf des Sonnenfleckenzyklus verschieben sich die Entstehungsgebiete immer mehr in Äquatorrichtung.  Während die letzten Sonnenflecken eines Zyklus bei etwa Breitesud  Breite entstehen, tauchen bei Breitenord Breite bereits die ersten neuen Flecken des Zyklus auf. Zeichnet man die Sonnenflecken in Abhängigkeit von der heliographischen Breite und der Zeit auf, so erhält man das sogenannte „Schmetterlingsdiagramm“.
Das obere Schmetterlingsdiagramm zeigt die räumliche Verteilung und Ausdehnung der Sonnenflecken, der untere Graph die Anzahl der Flecken über die Zeit (Beginn 1870, alle10 Jahre).
Eine Fleckengruppe besteht meist aus 2 Hauptflecken, die die Austritts- und Eintrittspunkte für Magnetfeldlinien darstellen. Beobachtungen der Magnetfeldorientierung der Flecken weisen darauf hin, dass sich das Magnetfeld der Sonne alle 11 Jahre umpolt.
  Der bei der Sonnenrotation in einer bipolaren Fleckengruppe vorangehende Hauptfleck hat während eines Sonnenfleckenzyklus auf einer Sonnenhemisphäre immer die gleiche Polarität, auf der anderen Hemisphäre die entgegengesetzte Polarität. Mit Beginn des neuen Zyklus wechselt die Polarität der Hauptflecken, sodass hinsichtlich des magnetischen Verhaltens zwei elfjährige Zyklen einen vollständigen 22-jährigen magnetischen Zyklus ergeben. Die Polaritätsumkehr der Hauptflecken am Ende eines Zyklus ist somit die Folge der gleichzeitig eintretenden Umkehrung des globalen Magnetfeldes der Sonne.  
  Fleckenrelativzahl 
Gibt die Zahl der Sonnenflecken an. Sie ist ein Maß für die Sonnenaktivität und wurde vom Züricher Sonnenphysiker und Astronom Rudolf Wolf (1816-1893) eingeführt. Man bestimmt die Relativzahl der Sonnenflecken durch Abzählen aller sichtbaren Flecken sowie außerdem der Fleckengruppen, wobei die Gruppen ein zehnfaches Gewicht erhalten. Auftretende Einzelflecken zählen dabei ebenfalls als eine eigene Gruppe. Die Relativzahl ergibt sich dann zu: Relativzahl = 10-mal Zahl der Fleckengruppen plus Zahl aller sichtbaren Flecken.
R = 10 x Gruppen + Flecken
Zusätzlich erhält jeder Beobachter bzw. jedes Observatorium einen Korrekturfaktor, der abhängig ist von der Größe des Instruments, den atmosphärischen Sichtbedingungen sowie vom einzelnen Beobachter. Das obige Ergebnis muss also noch mit dem individuellen Korrekturfaktor des jeweiligen Beobachters beziehungsweise Observatoriums multipliziert werden. Ermittelt werden daraus die genormten, internationalen Relativzahlen, die von der Königlichen Sternwarte in Brüssel veröffentlicht werden.
 

Fackeln

Die so genannten photosphärischen Fackeln treten meist zusammen mit Sonnenfleckengruppen auf. Es sind ebenfalls gestörte Gebiete der Photosphäre, die heller und damit heisser sind (ca. 1.000 Grad). Sie lassen im Weißlicht sich am besten am Sonnenrand beobachten, da sie sich dort besser von der Randverdunklung der Sonne abheben. Im H-alpha Licht lassen sie sich gut über die gesamte Sonnenscheibe beobachten.

 

Randverdunklung

Die Randverdunklung der Sonnenscheibe ist ein optisches Phänomen und erklärt sich wie folgt: schauen wir direkt auf die Sonnenmitte, so können wir tiefer in die Photosphäre hineinschauen und sehen heißere Gasschichten. Schauen wir auf den Rand der Sonne so beobachten wir das Licht das Schichten kommt die weniger tief liegen und daher ca 500° kühler sind. Folglich emittieren diese Schichten weniger Licht und erscheinen somit dunkler.

 

Granulation

Die Oberfläche der Sonne hat eine Reiskornstruktur.  Kleine Zellen, die Granulen, sind durch ein feines Netz dunkler Linien voneinander getrennt. Die einzelnen Granulen sorgen für den Energietransport. Es sind Gasblasen von - im Mittel - ca. 1000 km Durchmesser. Für ihre visuelle Beobachtung benötigt man ein Teleskop von ungefähr 100 - 120 mm Öffnung. Helle Granulen sind heiss und steigen auf, die dunkleren haben ihre Energie bereits abgestrahlt und das Gas sinkt wieder nach unten ab. Die Temperaturdifferenzen zwischen den Granulen betragen etwa 500 Grad. Damit ist die Granulation im Gegensatz zu den magnetischen Sonnenflecken ein rein thermisches Phänomen.
Die vertikalen Geschwindigkeiten der Granulen betragen einige Kilometer pro Sekunde. Die Lebensdauer der einzelnen Granulen liegt im Durchschnitt bei etwa 7 Minuten.
Hier strömen Gase schnell auf- und abwärts. Wie beim kochenden Wasser im Topf entstehen Schallwellen, die an die Spikulen weitergeben wird.

 

Photosphäre im H-alpha Licht

 
 

Filamente

Filamente sind dunkle, fadenförmige Gebilde auf der Sonnenscheibe, und entstehen durch Lichtabsorption von Protuberanzen die oberhalb der Photosphäre stehen.

Flares

Ein solares Flare ist eine riesige Explosion auf der Sonne, bei der große Energiemengen freigesetzt werden. Der Begriff wird auch bei anderen Sternen für das entsprechende Phänomene verwendet. Hier ist die genaue Bezeichnung stellare Flares.
Die abgestrahlte Energie ist so hoch, dass es häufig Störungen in der Erdatmosphäre gibt (gestörter Funkverkehr, Polarlichter, ionosphärische und geomagnetische Anomalien)

 

Sonne im H-alpha Licht mit Flares und Filamenten. am 13.2. 2015
Sternwarte Eberfing
 
26.8.2007 Flare nahe Sonnenfleck 8“ Refraktor, F=6m H-alpha 0.07nm
CCD Sony 205 Chip
 
 

Chromosphäre

 

Sie ist mit einer Dicke von etwa 10 000 Kilometer viel mächtiger als die Photosphäre. Ihre Abstrahlung ist aber infolge der geringeren Dichte von 10-12 Gramm pro Kubikzentimeter wesentlichen kleiner, sodass sie im Allgemeinen von der Photosphäre überstrahlt wird.
Bei totalen Sonnenfinsternissen wird sie für einige Sekunden sichtbar nämlich wenn der Mond die Photosphäre kurz vor bzw nach der Totalität abdeckt.
Vor der Sonnenscheibe kann die Chromosphäre unter Verwendung sehr schmalbandiger Filter im Licht bestimmter Spektrallinien untersucht werden. (z.B. H-alpha)
Die chromosphärischen Erscheinungen der ruhigen Sonne sind die Spikulen, welche im H-alpha Licht beobachtet werden können.

23.9.2007 Chrosphäre mit Spikulen, 8" Refraktor, H-alpha 0.07nm, CCD Kamera Pixelfly 12bit, 1/15s

 
 

Spikulen

Spikulen bilden den Übergang von Photosphäre zur Chromosphäre und sind als borstige, dünne Schicht zu sehen (siehe Bild oben).
Sie transportieren die Energie und sind röhrenförmig. Mit einer Geschwindigkeit von 80 000 km/Stunde bewegt sich das Gas nach oben. Diese Röhren haben einen Durchmesser von 500km Durchmesser bei einer Lebensdauer 5 Minuten. In ihnen herrschen Temperaturen von 15 000 Grad.
Bis in eine Höhe von 10 000 km werden sie von Schallwelle angetrieben. Da die Dichte abnimmt werden sie beschleunigt. Durch die Bewegung des Plasmas entlang der Magnetfelder bezeichnet, man diese als eingefroren, da das Plasmas sich nicht frei bewegen kann. Wo sich geladenen Teilchen im Magnetfeld bewegen wird Strom induziert, der zusätzlich Energie transportiert

3.10.2007 Sonne mit Chromosphäre, Protuberanzen und Supergranulation, 8"Refraktor, H-alpha 0,07nm, Leica D3 1/4s

 

Chromosphärisches Netzwerk (Supergranulation)

Das Chromsphärische Netzwerk ist ein Muster auf der Sonnenoberfläche welches im Licht der Wasserstofflinie, noch besser im Licht der Kalzium Linien beobachtet werden kann. Ein dunkles Netz schließt helle Zellen ein, in denen Doppler-Messungen Geschwindigkeiten von ca. 200 bis 300 m / s horizontal zeigen. Diese Zellen besitzen eine typische Größe von ca. 30000 km mit einer Lebensdauer von etwa 36 Stunden.

Über der Chromosphäre liegt die Übergangsschicht mit einer Dicke von wenigen 1000 Kilometern, die wesentlichen durch einen Temperaturanstieg von etwa 6 000 auf 10 000 Grad in der Chromosphäre auf einige Millionen Grad in der Korona und eine entsprechenden Dichteabnahme (Uebergangsschicht Gramm pro Kubikzentimeter) gekennzeichnet ist.

 

Korona

Die Korona ist die äußerste Schicht der Sonnenatmosphäre und ist bei totalen Sonnenfinsternissen sichtbar. Sie erscheint dann als weißlich leuchtender Strahlenkranz. Außerhalb totaler Sonnenfinsternisse ist sie im sichtbaren Spektralbereich mithilfe von Koronografen beobachtbar.
Die Temperatur in der Korona beträgt einige Millionen Grad. Dies folgt aus Beobachtungen der Spektrallinien des ionisierten Eisens. Die hohe Koronatemperatur kann nicht durch Aufheizung durch die kälteren unteren Schichten erklärt werden. Vielmehr wird sie durch Schallwelle aufgeheizt, die durch  die Granulation der Photosphäre verursacht werden. Diese Schallwellen werden von den Spikulen weitergeben. Durch den ständig auftreffende Druck, der sich in der dünnen Korona schnell ausbreitet, wird die Korona so stark aufgeheizt. 

Die Form der Korona wird von Magnetfeldlinien bestimmt, die ihre Stärke mit dem Fleckenzyklus in 11 Jahren ändert.
Dies wird durch die  Beobachtungen von M. Waldmeier auf den Sonnenfinsternis – Expeditionen von 1954 und 1959  beschrieben.

Unsere eigenen Beobachtungen bei den Expeditionen von Kenia 1980 (Sonnenfleckenmaximum) und Türkei 2006 (Sonnenfleckenminimum) bestätigen dies wie die Aufnahmen zeigen.

 
 
März 2006, Türkei   Februar 1980, Kenia

Minimum Korona

Die Korona zeigt je nach Ost und West einen breiten Äquatorwulst, der sich von ca -40° bis +40° heliografischer Breite ausdehnt. Aus diesem können lange Koronastrahlen hervortreten. In einer Breite von ca 60° liegt der kleinste Abstand des Äquatorwulsts vom Sonnenrand. Polwärts von diesem kleinsten Abstand treten die Büschel der Polarstrahlen auf. Je näher das Fleckenminimum liegt desto weiter zum Pol reicht der Äquatorwulst.
Bei den Polarstrahlen bewegt sich das Gas entlang von Magnetfeldlinien, die nicht bogenförmig zur Sonnenoberfläche zurückgehen, sondern offen im Weltraum enden.

 

Maximum Korona

Die Korona besitzt ein rundliches Aussehen. Sie zeigt eine große Anzahl kürzerer Strahlen, welche in fast allen Positionswinkeln auftreten.  

 
  Das Magnetfeld der Sonne
  Durch die hohe Leitfähigkeit des Sonnenplasmas zirkulieren in der Sonne elektrische Ströme in der Größenordnung von 1012 Ampere. Durch die Sonnenrotation wirkt das Innere der Sonne wie ein gigantischer Dynamo, der die Bewegungsenergie eines elektrischen Leiters in elektrische Energie und in ein Magnetfeld umwandelt. Das Magnetfeld auf der Sonnenoberfläche ist etwa doppelt so stark wie das Magnetfeld auf der Erde, es beträgt ca. 100 µT (0,0001Teslar = 1 Gauß).
Die Sonne unterliegt nicht nur einem 11–jährigen Fleckenzyklus, sondern auch einem 22-jährigen Magnetfeldzyklus. 
 
 
Die Sonnenflecken treten nicht einzeln auf, sondern in bipolaren Gruppen und haben ein 1000 mal stärkeres Magnetfeld (0,15 T). Während eines Zyklus haben die in Rotationsrichtung voran laufenden Flecken der bipolaren Gruppe immer die gleiche Polarität. Am Ende des Zyklus, nach 11 Jahren, dreht sich die Polarität der bipolaren Fleckengruppe um. So wird deutlich, dass erst nach zwei elfjährigen Zyklen die Sonne zum Ausgangszustand zurückgekehrt ist.
Es sind vor allem starke, lokale Magnetfelder, die zu den Phänomenen in der äußeren Sonnenatmosphäre beitragen. Bei den bipolaren Fleckengruppen sind starke aus der Photosphäre austretenden und wieder eintretenden magnetische Schlaufen dafür verantwortlich, dass die Konvektion unterbrochen wird und daher die Sonne an den Ein- und Austrittstellen des Magnetfeldes abkühlt. Die ca. 1200°K kühleren Flecken emittieren weniger Licht und werden daher als Kontrast schwarz gegenüber der hellen Umgebung gesehen.
 
 

Die Form des äußeren Magnetfeldes kann an Hand der Korona beobachtet werden.
Im Fleckenminimum ist der Äquatorwulst ausgeprägt und die Polarstrahlen kaum vorhanden. Während des Maximums sind alle Teile des Magnetfelds aktiv und die Korona ist rund.

siehe auch Korona
 
     
  letztes Update 24.5.2016