Die Sonne ist der am besten erforschte Stern überhaupt. Trotzdem gibt es noch immer etliche Phänomene, die wir bis heute nicht erklären können.
Ein Beitrag von 03.09.2002 / Autor:. Quelle: Ohne Quellen.
Einleitung
“Weit draußen in den unerforschten Einöden eines total aus der Mode gekommenen Ausläufers des westlichen Spiralarms der Galaxis leuchtet unbeachtet eine kleine gelbe Sonne.” (Douglas Adams, “Per Anhalter durch die Galaxis”). Und das ist auch gut so, möchte man angesichts der turbulenten Entwicklung, die andere Sterne im Gegensatz zu unserer Sonne an den Tag legen, hinzufügen. Denn erst die lange Phase relativer Konstanz der Leuchtkraft unserer Sonne hat die Entwicklung des Lebens auf unserer Erde möglich gemacht.
Dieser Artikel ist in folgende Kapitel unterteilt:
Forschungsgeschichte
Entstehung
Lage und Einordnung
Aufbau und Funktion
Fakten
Schon seit den Anfängen menschlichen Bewußtseins haben sich unsere Vorfahren mit der Sonne beschäftigt. Ihre Bedeutung als Quelle von Licht und Wärme für alles Leben auf der Erde spiegelte sich in den Mythen und Religionen annährend sämtlicher früher Kulturen wider, in denen die Sonne oft als zentrale Gottheit verehrt wurde. Schon früh begann aber auch die oft religiös induzierte astronomische Beobachtung des jahreszeitlichen Verlaufs der Sonne, um markante Daten wie beispielsweise die Winter- und Sommersonnenwenden präzise vorhersagen zu können.
Nach der Erfindung des Teleskops durch Galileo Galilei im Jahr 1609 begann sehr bald auch die planmäßige und regelmäßige Beobachtung der Sonne, was schnell zur wissenschaftlichen Verifizierung der bereits früher mit bloßem Auge beobachteten Sonnenflecken führte. Der nächste wichtige Schritt in der Geschichte der Sonnenforschung ist mit den Namen Fraunhofer und Bunsen verbunden, deren Arbeiten auf dem Gebiet der Spektralanalyse
um 1815 und 1860 erstmals Erkenntnisse über die chemische Zusammensetzung der Sonne lieferten. Weitere historische Eckpunkte der Sonnenforschung sind die Entdeckung des Heliums im Jahr 1868 (mit Hilfe der Spektralanalyse) und der 1908 geführte Nachweis, dass in den Sonnenflecken Magnetfelder vorhanden sind.
In unserem Jahrhundert hat die Sonnenforschung wie alle anderen Bereiche der Astronomie auch einen extremen Erkenntniszuwachs dadurch erfahren, dass zum einen die technologische Entwicklung insgesamt ständig bessere Beobachtungsinstrumente ermöglichte und zum anderen Raumsonden die verSchon seit den Anfängen menschlichen Bewußtseins haben sich unsere Vorfahren mit der Sonne beschäftigt. Ihre Bedeutung als Quelle von Licht und Wärme für alles Leben auf der Erde spiegelte sich in den Mythen und Religionen annährend sämtlicher früher Kulturen wider, in denen die Sonne oft als zentrale Gottheit verehrt wurde. Schon früh begann aber auch die oft religiös induzierte astronomische Beobachtung des jahreszeitlichen Verlaufs der Sonne, um markante Daten wie beispielsweise die Winter- und Sommersonnenwenden präzise vorhersagen zu können.
Nach der Erfindung des Teleskops durch Galileo Galilei im Jahr 1609 begann sehr bald auch die planmäßige und regelmäßige Beobachtung der Sonne, was schnell zur wissenschaftlichen Verifizierung der bereits früher mit bloßem Auge beobachteten Sonnenflecken führte. Der nächste wichtige Schritt in der Geschichte der Sonnenforschung ist mit den Namen Fraunhofer und Bunsen verbunden, deren Arbeiten auf dem Gebiet der Spektralanalyse um 1815 und 1860 erstmals Erkenntnisse über die chemische Zusammensetzung der Sonne lieferten. Weitere historische Eckpunkte der Sonnenforschung sind die Entdeckung des Heliums im Jahr 1868 (mit Hilfe der Spektralanalyse) und der 1908 geführte Nachweis, dass in den Sonnenflecken Magnetfelder vorhanden sind.
In unserem Jahrhundert hat die Sonnenforschung wie alle anderen Bereiche der Astronomie auch einen extremen Erkenntniszuwachs dadurch erfahren, dass zum einen die technologische Entwicklung insgesamt ständig bessere Beobachtungsinstrumente ermöglichte und zum anderen Raumsonden die verschiedene Strahlungsarten absorbierende Erdatmosphäre hinter sich lassen konnten; die theoretische Forschung profitierte von den enorm gestiegenen Verarbeitungsgeschwindigkeiten moderner Computeranlagen.
Unser Zentralgestirn ist nach heutigem Wissensstand vor etwa 4,7 Milliarden Jahren aus einer Wolke interstellarer Materie entstanden, die aufgrund einer Störung – beispielsweise einer Supernovaexplosion in relativ geringer Entfernung – zu kollabieren begann. Als die Materiekonzentration eine bestimmte Dichte und damit auch Temperatur erreicht hatte, begann der Fusionsprozeß, bei dem Wasserstoffatome zu Heliumatomen verschmelzen und der dabei entstehende Masseverlust in Form von Energie abgestrahlt wird.
Aufgrund der chemischen Zusammensetzung unserer Sonne kann man mit Sicherheit sagen, dass sie kein Stern der ersten Generation (nach der Entstehung des Universums) ist. Etwa zwei Prozent der Elemente unserer Sonne sind schwerer als Helium und ihrerseits in anderen Sternen “erbrütet” worden, bevor sie durch Nova- oder Supernova-Explosionen ins Weltall hinausgeschleudert und bei der Entstehung unseres Zentralgestirns wieder eingefangen worden sind.
Die Sonne befindet sich etwa 30.000 Lichtjahre vom Zentrum unserer Heimatgalaxie entfernt im so genannten Orion-Arm. Bei einer Geschwindigkeit von rund 240 Kilometern pro Sekunde benötigt sie ca. 220 Millionen Jahre, um eine Umkreisung des Milchstraßenzentrums zu absolvieren.
Unsere Heimatsonne ist ein Hauptreihenstern der Spektralklasse G2 und der Leuchtkraftklasse V, mithin also ein ziemlich durchschnittlicher Vertreter seiner Gattung.
Die Sonne ist ein Gasball mit ca. 1,4 Millionen Kilomenter Durchmesser, der mehr als 99,8 Prozent der Gesamtmasse unseres Sonnensystems in sich vereint – würde der dritte Planet dieses Systems nicht aufgrund der ihn besiedelnden Lebensformen so außerordentlich aus der endlosen Zahl kosmischer Himmelskörper hervorstechen wäre es legitim, unser Sonnensystem mit seinem Zentralgestirn gleichzusetzen. Dieser gigantische Gasball setzt sich zur Zeit aus ca. 75 Prozent Wasserstoff, 23 Prozent Helium und 2 Prozent schwerere Elemente zusammen, wobei durch den nuklearen Fusionsprozess der Wasserstoffanteil langsam, aber stetig sinkt. Die Temperatur im Zentrum liegt bei etwa 16.000.000° Kelvin, während der Druck im Kernbereich unserer Sonne unvorstellbare 1016
Pascal beträgt.
Obwohl unser Zentralgestirn im Vergleich zum Leben und Sterben anderer Sterne ein ausgesprochen angenehmer und ruhiger Vertreter ist und dies bis zu seinem absehbaren Verlöschen in einigen Milliarden Jahren wohl auch die längste Zeit bleiben wird, so stellt sich die Sonne bei näherer Betrachtung doch keineswegs als statisch, sondern vielmehr als ein von dynamischen Prozessen gekennzeichneter Himmelskörper dar. Am bekanntesten sind sicherlich die so genannten Sonnenflecken, Regionen an der Sonnenoberfläche mit geringerer Temperatur, die deswegen dunkler erscheinen.
Die Häufigkeit und Intensität dieser Sonnenflecken wie überhaupt die gesamte Aktivität der Sonne ändert sich regelmäßig mit einer Periode von durchschnittlich 11,07 Jahren, d.h. etwa alle elf Jahre gibt es ein Maximum solarer Aktivität, dem jeweils rund fünfeinhalb Jahre später ein Aktivitätsminimum folgt. Auf der Erde machen sich diese unterschiedlichen Aktivitätsniveaus der Sonne unter anderem in Gestalt vermehrter oder verminderter Polarlichter bemerkbar, weil der diese Erscheinungen verursachende “Sonnenwind” aus geladenen Partikeln ebenfalls im 11-Jahres-Rhythmus seine Intensität ändert (was übrigens auch die Satellitenbetreiber spüren, da die von der Sonne ausgehenden Teilchenströme der Elektronik von Satelliten und Raumsonden gefährlich werden können). Weniger bekannt ist, dass auch das gigantische Magnetfeld der Sonne, das oft bis über die Umlaufbahn von Pluto in den Weltraum hinausreicht, alle elf Jahre umgepolt wird: immer wenn es zu einem solaren Aktivitätsmaximum kommt erfolgt eine Reorganisation des Magnetfelds der Sonne, so dass in diesem Fall sogar ein 22-jähriger Sonnenzyklus vorliegt.
Interessanterweise ist das Sonneninnere vollständig dunkel (wenn man denn hineinschauen könnte), da die dort erzeugte Strahlung hochenergetisch ist und damit weit ausserhalb der Wellenlänge des sichtbaren Lichts liegt. Erst auf ihrem Weg zur Oberfläche wird die Strahlung durch Energieverluste, die sie aufgrund von Kollisionen mit Sonnenmaterie erleidet, soweit abgeschwächt, dass sie schließlich die Sonne auch als sichtbares Licht verläßt.
Die Sonne war seit jeher Ziel von Raumsonden. Als Ergänzung zu der erdgebundenen Sonnenbeobachtung können ausserhalb der Erdatmosphäre auch Strahlungsarten und Partikelströme untersucht werden, die aufgrund der abschirmenden Wirkung unserer Atmosphäre und des Erdmagnetfeldes von der Erdoberfläche aus nicht zu beobachten sind. Dieses Kapitel bietet in chronologischer Reihenfolge einen kurzen Überblick über die wichtigsten Forschungsmissionen.
Im Februar 2002 startete die Forschungssonde HESSI (“High Energy Solar Spectroscopic Imager”), um von einer Erdumlaufbahn in ca. 600 km Höhe aus erstmals solare Flares auch im Bereich der Röntgen- und Gammastrahlung zu beobachten. Die so genannten “solaren Flares” sind gigantische Explosionen, die in der Nähe von Sonnenflecken auftreten und in wenigen Minuten enorme Mengen an Strahlung und geladenen Teilchen ins Weltall ausstoßen.
Die im August 2001 gestartete Sonde Genesis kreist in etwa 1,5 Millionen Kilometern Entfernung von der Erde um den so genannten Lagrange-Punkt 1, wo die Schwerkraft von Erde und Sonne die Sonde in einem Orbit auf der Linie Erde-Sonne hält, um dort von Dezember 2001 bis April 2004 eine winzige Menge des “Sonnenwindes” einzufangen – ein konstanter, von der Sonne ausgehender Partikelstrom. Anschließend wird Genesis zur Erde zurückkehren, wo die Kapsel mit dem gesammelten Untersuchungsmaterial dann in die Erdatmosphäre eintauchen und an einem Fallschirm herabsinken wird, bevor sie noch in der Luft von einem Hubschrauber aus eingefangen werden soll (dadurch sollen Beschädigungen der Kapsel beim Aufprall auf die Erdoberfläche vermieden werden). Die Wissenschaftler hoffen durch die Untersuchung des Sonnenwindes Erkenntnisse über die Materiezusammensetzung zur Zeit der Entstehung unseres Sonnensystem zu erhalten.
(Grafik: ESA)
Die europäisch-amerikanische Raumsonde SOHO (“Solar and Heliospheric Observatory”) startete im Dezember 1995 ebenfalls zum Lagrange-Punkt 1, wo sie seitdem mit einem Bündel von 12 Instrumenten die Sonne beobachtet (mit bisher nur einer größeren Unterbrechung von vier Monaten im Jahr 1998 aufgrund technischer Probleme). Das Sonnenobservatorium SOHO war eines der herausfordernsten Gemeinschaftsprojekte von ESA und NASA in den 1990er Jahren. Aufgrund ihrer Beobachtungsposition am Lagrange-Punkt 1 ist SOHO die erste Raumsonde, die eine ununterbrochene Sonnenbeobachtung erlaubt – alle Vorgängersonden kreisten auf verschiedenen Erdumlaufbahnen und waren deshalb regelmäßig im Erdschatten, was natürlich eine Sonnenbeobachtung während dieser Zeit unmöglich macht. SOHO soll neue Erkenntnisse über die interne Struktur der Sonne und der äußeren Sonnenatmosphäre liefern sowie den Sonnenwind studieren, ein ständig von der Sonne aus ins Weltall geblasener Strom ionisierten Gases.
Ebenfalls als europäisch-amerikanische Koproduktion wurde Ulysses im Oktober 1990 von der Raumfähre Discovery aus gestartet und flog zunächst zum Jupiter, um mit dessen Hilfe die Bahnebene der Erde (die sogenannte Ekliptik) zu verlassen. Durch dieses im Februar 1992 erfolgte Manöver wurde das Raumfahrzeug auf eine Umlaufbahn um die Sonne gebracht, die eine Neigung der Bahnebene zur Ekliptik von ca. 80° aufweist, so dass Uylsses seitdem die Bahnebenen der meisten Planeten beinahe im rechten Winkel schneidet und die Flugbahn die Sonde über die Pole unserer Sonne hinwegführt – und genau das war der Sinn dieses Flugmanövers, da die Wissenschaftler Daten über den Sonnenwind und verschiedene von der Sonne ausgehende Strahlungsarten aus diesen bisher unerforschten Bereichen des Sonnensystems haben wollten. Die stark elliptische Umlaufbahn um die Sonne mit einer Umlaufdauer von 6,2 Jahren hat die Raumsonde zuletzt im November 2000 über den Südpol und im Oktober 2001 über den Nordpol der Sonne geführt.
| Daten im Überblick | |
| Durchmesser: | 1.390.000 km |
| Masse: | 1,99 × 1030 kg |
| Volumen: | 1,412 × 1018 km3 |
| Mittlere Dichte: | 1,41 g/cm3 (Wasser = 1 g/cm3) |
| Oberflächentemperatur: | ca. 5.500° C |
| Rotationsdauer: | 25,38 Tage (Äquator) / ca. 36 Tage (Polnähe) |
Verwandte Artikel:
Verwandte Webseiten:
- HESSI-Homepage (englisch)
- SOHO-Homepage der ESA (englisch)
- Genesis-Homepage der NASA (englisch)
- Ulysses-Homepage der ESA (englisch)
- Die Neun Planeten: Sonne
- Solarviews.com (englisch/deutsch)
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