die sonne der zentrale punkt 

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geschichtliches zur 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.
Chinesische Astronomen erkannten um das Jahr 200 v. Chr. mit bloßem Auge einige Sonnenflecken. 1611 verwendete Galileo Galilei das kurz zuvor erfundene Teleskop, um diese Flecken systematisch zu beobachten. 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 Fraunhoferschen Sonnenspektrum auf die Absorption von Strahlung durch die Atome bestimmter Elemente zurückzuführen sind. 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.

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 zwei Prozent schwerere Elemente). Nahe des Sonnenzentrums herrscht eine Temperatur von ungefähr 16 Millionen Kelvin. Die Dichte ist hier rund 150mal höher als die von Wasser. Die Protonen (Kerne des Wasserstoffatomes) 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 hundert Milliarden 1-Megatonnen-Wasserstoffbomben entstünde. Das nukleare „Brennen" des Wasserstoffes im Sonnenkern erstreckt sich auf einen Bereich, der rund ein Viertel des Sonnenradius ausmacht.
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 sogenannte Photosphäre ist die oberste, mit 400 Kilometern 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.

 
  Aufbau der sonne

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 Elf-Jahres-Zyklus 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° Sonnenbreite.

 
  Sonnenflecken

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.

magnetfeld
Es sind vor allem starke, lokale Magnetfelder, die zu den Phänomenen in der äußeren Sonnenatmosphäre beitragen. Beispielsweise drückt die weiträumige Turbulenz in der Konvektionszone das Magnetfeld innerhalb und dicht oberhalb der Photosphäre an die Ränder der Supergranulationszellen. Die Strahlung aus dem Bereich oberhalb der Photosphäre, das ist die Chromosphäre, läßt deutlich verschiedene Strukturen erkennen. Innerhalb der Supergranulationszone schießt Gas in flammenähnlichen Spitzen mit Geschwindigkeiten von 20 bis 50 Kilometern in der Sekunde und innerhalb von zehn Minuten bis 10 000 Kilometer hoch in die Chromosphäre empor. Diese sogenannten Spikulen entstehen durch die gemeinsame Wirkung der Turbulenz und von Magnetfeldern an den Rändern der Supergranulationszellen.
In der Nähe der Sonnenflecken ist die Strahlung der Chromosphäre einheitlicher. Man spricht hier von den aktiven Regionen. Die umliegenden Gebiete nennt man Plages (chromosphärische Fackeln); sie haben eine breite Verteilung der chromosphärischen Emission. Die aktiven Regionen sind auch die Orte der chromosphärischen Eruptionen („Flares"), verursacht durch die sehr schnelle Freisetzung von Energie, die im Magnetfeld gespeichert ist. Den Ablauf konnte man noch nicht vollständig aufklären. Zu den Phänomenen, die in Begleitung der Flares auftreten, gehören Veränderungen des Magnetfeldes, eine intensive Strahlung (Röntgen- und Radiowellen) sowie der Auswurf hochenergetischer Teilchen, die teilweise auch die Erde erreichen können. Hier führen sie zu Störungen des Funkverkehrs und auch zu atmosphärischen Erscheinungen wie dem Polarlicht (siehe Aurora).

korona
Die Korona ist die äußere Sonnenatmosphäre, die sich einige Sonnenradien weit in den Raum erstreckt. Alle ihre Merkmale werden wesentlich vom Magnetfeld bestimmt. Der größte Teil der Korona enthält riesige heiße Gasbögen. Dabei befinden sich kleinere Bögen in den aktiven Regionen und größere zwischen diesen.

 
  Dichteverteilung der Sonnenkorona

In den vierziger Jahren stellte man fest, daß die Korona viel heißer als die Photosphäre ist. Die Photosphäre (die sichtbare Oberfläche der Sonne) hat eine Temperatur von nahezu 6 000 Kelvin. In der Chromosphäre, die sich über einige tausend Kilometer oberhalb der Photosphäre erstreckt, beträgt die Temperatur knapp 30 000 Kelvin und steigt in ihren oberen Teilen sogar auf über 100 000 Kelvin an. In der Korona jedoch, die vom oberen Rand der Chromosphäre weit in den Raum hinausreicht, herrscht eine Temperatur von mehreren Millionen Kelvin. Zur Aufrechterhaltung dieser hohen Temperatur muß der Korona Energie zugeführt werden.

 
  Korona bei Sonnenfinsternis beobachtet

Den Mechanismus dieser Energiezufuhr aufzuklären, ist eines der klassischen Probleme der Astrophysik. Bisher konnte es nicht gelöst werden, sondern es wurden nur viele Möglichkeiten erwogen. In jüngster Zeit ergab sich aus Beobachtungen mit Hilfe von Raumsonden, daß die Korona eine Ansammlung magnetischer Schleifen darstellt. Wie diese aufgeheizt werden, bedarf noch der Klärung.
Das Magnetfeld in der Korona kann auch kühleres Material über der Sonnenoberfläche festhalten, das aber höchstens einige Tage hier überdauern kann. Solche Phänomene sind während einer Sonnenfinsternis oder mit speziellen Instrumenten zu beobachten, und zwar in Form sogenannter Protuberanzen. Häufig sinken sie wieder in sich zusammen, zuweilen schleudern sie aber Gase in den Raum.

sonnenwind
In einem Abstand von ein bis zwei Sonnenradien von der Oberfläche ist das Magnetfeld der Korona stark genug, um das heiße, gasförmige Material in Form großer Bögen oder Ringe festzuhalten. In größerer Entfernung von der Sonne ist das Magnetfeld schwächer, und die Gase der Korona können das Magnetfeld gewissermaßen in den Raum hinausdrücken. Dabei strömt das Gas über weite Strecken entlang der Feldlinien, und der gleichbleibende, aus der Korona austretende Strom seiner Teilchen bildet den sogenannten Sonnenwind. Er hat seinen Ursprung in den koronalen Löchern. Das sind Gebiete, in denen die Temperatur und die Dichte geringer als in den übrigen Teilen der Korona ist. Demnach ist hier die Strahlung schwächer. Der Sonnenwind aus großen koronalen Löchern kann einige Monate lang anhalten und ist normalerweise stark. Wegen der Rotation der Sonne werden diese Regionen von der Erde aus alle 27 Tage erneut sichtbar. Zu den Auswirkungen des Sonnenwindes gehören Störungen des Erdmagnetfeldes.

die entwicklung der sonne

Informationen über die Vergangenheit und die Zukunft der Sonne kann man aus theoretischen Modellen des Aufbaus der Sterne ableiten. In ihren ersten 50 Millionen Jahren schrumpfte die Sonne auf ungefähr ihre derzeitige Größe zusammen. Durch die Kontraktion des Gases wurde Gravitations-Energie frei, die das Innere erhitzte. Sobald hier eine bestimmte Temperatur erreicht war, kam die Kontraktion zum Erliegen, und im Kern setzte das nukleare „Brennen" des Wasserstoffes zu Helium ein. Seit etwa 4,5 Milliarden Jahren befindet sich die Sonne in diesem Stadium ihrer Entwicklung

 
  Entwicklung der Sonne

Im Sonnenkern ist noch genug Wasserstoff vorhanden, um den gegenwärtigen Zustand für weitere 4,5 Milliarden Jahre aufrechtzuerhalten. Wenn der Wasserstoffvorrat einmal erschöpft ist, werden gravierende Veränderungen eintreten: Die äußeren Schichten werden sich ausdehnen, und zwar bis zur Umlaufbahn der Erde oder noch darüber hinaus. Die Sonne wird also zu einem Roten Riesen, der an der Oberfläche etwas kühler als jetzt ist, aber – wegen der enormen Größe – rund 10 000mal heller. Die Erde wird vermutlich nicht „verschluckt", sondern vorher auf einer Spiralbahn nach außen geschleudert; der Grund hierfür wäre eine Abnahme der Sonnenmasse. Die Sonne wird danach nur etwa eine halbe Milliarde Jahre lang ein Roter Riese bleiben, in dessen Kern eine Folge von Kernreaktionen abläuft (das „Heliumbrennen"). Ihre Masse ist dabei nicht groß genug, um weitere Zyklen von Kernreaktionen zu durchlaufen, die zu einer kataklysmischen Explosion führen würden, wie sie bei manchen Sternen eintritt. Nach dem Stadium des Roten Riesen wird die Sonne zu einem Weißen Zwerg zusammenfallen, ungefähr so groß wie die Erde. Während der folgenden einigen Milliarden Jahre wird sie langsam abkühlen.