Sonne

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Einleitung

Sonne, Stern, der das Gravitationszentrum des Sonnensystems bildet. Die von der Sonne abgestrahlte elektromagnetische Energie ermöglicht direkt oder indirekt alle Lebensvorgänge auf der Erde, vor allem das Pflanzenwachstum als Grundlage unserer Ernährung und Energiegewinnung (Siehe Photosynthese; Solarenergie).

Die Sonne bietet dank ihrer relativen Nähe einzigartige Möglichkeiten zur Erforschung der Sterne. Der nächste Stern außerhalb des Sonnensystems ist 4,3 Lichtjahre entfernt; das entspricht 4×10¹³ Kilometer.

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Zur Geschichte der Sonnenbeobachtung

Die überragende Bedeutung der Sonne für alle Lebensvorgänge wurde vom Menschen von Anbeginn erkannt. Entsprechend wurde die Sonne kultisch verehrt, als Gottheit angebetet und in vielerlei Gestalt versinnbildlicht. Früh wurde auch ihr regelmäßiger Gang beobachtet und gedeutet, besonders Ereignisse wie Sonnenwenden, Tagundnachtgleichen sowie Verfinsterungen. Die erste historisch dokumentierte Sonnenfinsternis, am 15. Juni 763 v. Chr., wurde in Babylonien registriert (siehe Archäoastronomie).

Chinesische Astronomen erkannten um 200 v. Chr. mit bloßem Auge einige Sonnenflecken. 1611 beobachtete Galileo Galilei mit Hilfe des kurz zuvor erfundenen Teleskops diese Flecken systematisch. Diese Wiederentdeckung markiert den Beginn der wissenschaftlichen Sonnenforschung.

1814 untersuchte Joseph von Fraunhofer die Sonnenstrahlung mit Hilfe des Spektroskops (siehe Spektroskopie). Das Spektrum des Sonnenlichtes war schon 1666 Gegenstand der Forschungen des englischen Mathematikers und Physikers Isaac Newton gewesen. Doch erst die Genauigkeit von Fraunhofers Arbeiten ermöglichte erste Ansätze zur Erklärung der Sonnenatmosphäre.

Ein Teil der von der sichtbaren Sonnenoberfläche (der Photosphäre) emittierten Strahlung wird durch Gas absorbiert, das sich direkt darüber befindet und etwas kühler ist. Dabei werden aber nur bestimmte Wellenlängen absorbiert, je nachdem welche Elemente in der Sonnenatmosphäre vorliegen. 1859 entdeckte Gustav Kirchhoff, dass einige schwarze Linien (fehlende Wellenlängen) im Fraunhofer’schen Sonnenspektrum auf die Absorption von Strahlung durch die Atome bestimmter Elemente zurückzuführen sind (siehe Fraunhoferlinien). Damit war erkannt, dass man bestimmte Informationen über Himmelskörper aus der Beschaffenheit des von ihnen emittierten Lichtes ableiten kann. Das war die Geburtsstunde der Astrophysik.

Zu den Fortschritten der Sonnenphysik trug die Entwicklung des Spektroheliographen bei, mit dem die Sonnenoberfläche in einem ausgewählten, engen Spektralbereich photographisch aufgenommen werden kann. Der Koronograph erlaubt die Untersuchung der Sonnenkorona. Mit dem Magnetographen, 1948 von dem Astronomen Horace W. Babcock erfunden, wird die Magnetfeldstärke über der Sonnenoberfläche gemessen. Die Entwicklung von Raketen und Satelliten ermöglichte es, aus Umlaufbahnen um die Erde Strahlungen zu untersuchen, die aufgrund ihrer Wellenlänge in der Erdatmosphäre absorbiert werden, also die Observatorien auf der Erdoberfläche nicht erreichen. Zu den im Weltraum eingesetzten Geräten gehören heute Koronographen, Teleskope und Spektrographen, die in den Bereichen der Ultraviolettstrahlung und der Röntgenstrahlung arbeiten (Siehe Raumforschung).

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Zusammensetzung und Aufbau

Die pro Zeiteinheit von der Sonne abgestrahlte Energie ist fast konstant, sie ändert sich im Verlauf mehrerer Tage höchstens um einige zehntel Prozent. Die Energie wird im Inneren der Sonne erzeugt. Wie die meisten Sterne besteht die Sonne vor allem aus Wasserstoff (71 Prozent Wasserstoff, 27 Prozent Helium und 2 Prozent schwerere Elemente). Nahe des Sonnenzentrums herrscht eine Temperatur von ungefähr 16 Millionen Kelvin. Die Dichte ist hier rund 150-mal höher als die von Wasser. Die Protonen (Kerne des Wasserstoffatoms) reagieren im Sonneninneren miteinander: Sie gehen eine Kernfusion ein, d. h., sie verschmelzen miteinander (siehe Kernenergie). Das Ergebnis einer Kette mehrerer Einzelreaktionen ist das Verschmelzen von je vier Protonen zu einem Heliumkern, wobei Energie in Form von Gammastrahlung abgegeben wird. In jeder Sekunde reagieren 650 Millionen Tonnen Wasserstoffatome zu Helium. Die dabei freigesetzte Energie entspricht einer Energiemenge, wie sie bei der Explosion von Hundertmilliarden 1-Megatonnen-Wasserstoffbomben entstünde. Formell lautet die Gleichung, die diesem Prozess zu Grunde liegt:

4 1H+ → 4He2+ + 2 e+ + 2 µe + 26,72 MeV

Bei dieser Reaktion entstehen neben den Heliumkernen und der Energie auch Positronen (e⁺) und Elektronneutrinos (µ_e). Lange Zeit blieb es den Astronomen verborgen, warum weniger Elektronneutrinos von der Sonne zur Erde gelangen, als dies nach Berechnungen hätten sein müssen. Im Juli 2001 konnten Neutrinoforscher herausfinden, dass von der Sonne nicht nur Elektronneutrinos auf der Erde ankommen, sondern auch Myon- bzw. Tauneutrinos. Die Experten schlussfolgerten, dass ein Teil der Elektronneutrinos sich auf dem Weg zur Erde offensichtlich in Myon- bzw. Tauneutrinos umwandelt. Diese Wandlung wäre allerdings nur erklärbar, wenn die Teilchen sich in veränderbaren Schwingungszuständen befänden. Und das wiederum lässt die Vermutung zu, Neutrinos besitzen eine Masse.

Das nukleare „Brennen” des Wasserstoffes im Sonnenkern erstreckt sich auf einen Bereich, der rund ein Viertel des Sonnenradius (etwa 174 000 Kilometer) ausmacht; der Gesamtradius der Sonne beträgt 696 000 Kilometer. Die im Kern erzeugte Energie legt nun den größten Teil des Weges zur Oberfläche als Strahlung zurück. Die entsprechende Zone – sie nimmt etwa drei Viertel des Sonnendurchmessers ein – heißt Strahlungszone. In der anschließenden Konvektionszone, die etwa ein Zehntel des Durchmessers ausmacht, wird die Energie durch turbulente Mischung der Gase übertragen. Die so genannte Photosphäre ist die oberste, mit 400 Kilometer Dicke relativ dünne Schicht der Konvektionszone. Anzeichen für die hier herrschende Turbulenz sind beim Beobachten der Photosphäre und der unmittelbar darüber liegenden Sonnenatmosphäre zu erkennen.

Turbulenzzellen in der Photosphäre verleihen der Sonnenoberfläche ein geflecktes Aussehen. Man spricht hier von der solaren Granulation („Körnung”). Jede der Granulen hat einen Durchmesser von 200 bis 1 800 Kilometer. Die Granulenstruktur ist ständig vorhanden, doch existieren die einzelnen Granulen maximal zehn Minuten lang. Es liegt auch ein viel größeres Konvektionsmuster vor; dieses wird durch die Turbulenzen hervorgerufen, die sich tiefer in die Konvektionszone erstrecken. Dieses Supergranulationsmuster enthält Zellen, die etwa einen Tag lang existieren und einen mittleren Durchmesser von 30 000 Kilometer haben.

3.1

Sonnenflecken

George Ellery Hale entdeckte 1908, dass Sonnenflecken starke Magnetfelder aufweisen. Ein typischer Sonnenfleck hat eine Magnetfeldstärke von rund 0,25 Tesla. Zum Vergleich: Das Erdmagnetfeld weist weniger als 0,0001 Tesla auf. Sonnenflecken treten oft gruppenweise auf, wobei ihre Magnetfelder am östlichen und westlichen Rand der Gruppe entgegengesetzte Richtungen haben, und zwar zum Sonneninneren hin bzw. von ihm weg. Zumindest seit dem frühen 18. Jahrhundert ist bekannt, dass die Anzahl der Sonnenflecken innerhalb von etwa elf Jahren, dem Sonnenfleckenzyklus, ab- und wieder zunimmt. Die mit den Sonnenflecken verknüpfte komplizierte magnetische Struktur wurde aber erst entdeckt, nachdem das Magnetfeld der Sonne nachgewiesen war.

Die Sonnenflecken auf der nördlichen Sonnenhalbkugel sind magnetisch umgekehrt gepolt wie die entsprechenden Flecken auf der Südhalbkugel. Wenn ein neuer Elfjahreszyklus beginnt, kehren sich diese Magnetfeldrichtungen auf jeder Halbkugel um. Damit dauert ein kompletter Sonnenfleckenzyklus, unter Berücksichtigung der Magnetfeldpolarität, etwa 22 Jahre. Die zu einem bestimmten Zeitpunkt vorhandenen Sonnenflecken treten übrigens auf jeder Halbkugel jeweils auf der gleichen Breite auf. Diese bewegt sich jeweils innerhalb einer Zone von etwa 45 hin zu etwa 5 Grad Sonnenbreite.

Jeder Sonnenfleck existiert höchstens einige Monate lang. Daher spiegelt der 22-Jahres-Zyklus Vorgänge wider, die tief im Inneren der Sonne ablaufen und relativ lange andauern. Man kennt die Zusammenhänge noch nicht sehr genau, vermutet aber, dass der Zyklus von der Wechselwirkung des Sonnenmagnetfeldes mit den äußeren Schichten der Konvektionszone herrührt. Diese Wechselwirkungen werden außerdem durch die Sonnenrotation beeinflusst, die nicht in allen Breiten gleich schnell ist. Die Sonne dreht sich an ihrem Äquator in 27 Tagen einmal um ihre Achse, aber an den Polen in 31 Tagen.

Lange Zeit blieb unklar, wieso Sonnenflecken „kälter” sind als andere Bereiche der Sonnenoberfläche und warum ihre starken Magnetfelder über einen ungewöhnlich langen Zeitraum Bestand haben. Mit Hilfe eines speziellen Spektrometers an Bord des Sonnenobservatoriums SOHO gelang es im Herbst 2001 eine Art „Helioseismogramm” zu erstellen. Hierzu registrierte das Michelson-Doppler-Spektrometer natürliche Ultraschallwellen, die die Sonne durchqueren und dabei auch Zonen unterschiedlicher Temperatur sowie Magnetfelder und Plasmaströmungen passieren. Es stellte sich heraus, dass in den Sonnenflecken offenbar ein stetiger Plasmafluss zum Sonneninneren hin stattfindet. Diese Strömungen stabilisieren das starke Magnetfeld des Fleckes in außerordentlichem Maß. Zusätzlich wirkt das Feld wie ein Pfropfen dem Transport von Energie aus dem Sonneninneren an die Oberfläche entgegen und verursacht so eine gewisse „Abkühlung” der Region. Hierin liegt auch die Erklärung, weshalb Sonnenflecken dunkler erscheinen als der Rest der Sonnenoberfläche.