Die Sonne | |||||||||||
Folgende Kapitel werden beschrieben: Innerer Aufbau |
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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. |
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Innerer Aufbau |
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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. 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 |
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Im Folgenden wird der Proton-Proton-Zyklus beschrieben. |
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Sonnenatmosphäre |
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Die Sonnenatmosphäre gliedert sich aufgrund der unterschiedlichen thermischen Strahlungseigenschaften von innen nach außen in die Photosphäre, Chromosphäre, Übergangsschicht und die Korona. | |||||||||||
PhotosphäreIm weißen Licht lassen sich verschiedene Erscheinungen auf der Sonne beobachten wie: Sonnenflecken, Fackeln, Granulation und Randverdunklung. |
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Sonnenflecken |
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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. |
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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. |
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FackelnDie 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. |
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RandverdunklungDie 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. |
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GranulationDie 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. |
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Photosphäre im H-alpha Licht |
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Chromosphäre |
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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 ( Gramm pro Kubikzentimeter) gekennzeichnet ist. |
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KoronaDie 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 Form der Korona wird von Magnetfeldlinien bestimmt, die ihre Stärke mit dem Fleckenzyklus in 11 Jahren ändert. Unsere eigenen Beobachtungen bei den Expeditionen von Kenia 1980 (Sonnenfleckenmaximum) und Türkei 2006 (Sonnenfleckenminimum) bestätigen dies wie die Aufnahmen zeigen. |
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Alfvén-Oberfläche |
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Diese unrechtmäßige Fläche, die sogenannte kritische AlfvénOberfläche, markiert das Ende der Sonnenatmosphäre. Doch bisher wussten die Forschenden nicht, wo die kritische Alfvén Oberfläche genau liegt. Sie vermuteten einen Abstand zur Sonne zwischen 6,9 und 13,8 Millionen Kilometern. | |||||||||||
Sonnenäquator und Pol | |||||||||||
Die ersten Flecken eines neuen Fleckenzyklus erscheinen in der Nähe der Pole der Sonne. Im Laufe der Jahre nachdem die Flecken des neuen Fleckenzyklus in Richtung Äquator wandern und der alte Zyklus nach etwa einem Jahr ausklingt, sind die Flecken des alten Zyklus am Äquator zu sehen. Es entsteht so das Schmetterlingsdiagramm. Um also den Beginn des neuen Fleckenzyklus (und damit das Ende des Minimums) zu erkennen, muß der Sonnenäquator sowie die Lage der Pole bekannt sein.
Da der Sonnenäquator gegen die Ekliptik geneigt ist, befindet sich die Erde ein halbes Jahr nördlich des Sonnenäquators und ebenso lange südlich. Zweimal im Jahr überquert die Erde den Sonnenäquator. Dann erscheint der Äquator als gerade Linie. Das geschieht am 10. Juni und am 10. Dezember. |
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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. |
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letztes Update 24.5.2016 | |||||||||||