Sonne - Astronomie. 1 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. 2 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). 3 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 MeVBei dieser Reaktion entstehen neben den Heliumkernen und der Energie auch Positronen (e+) und Elektronneutrinos (µe). 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. 3.2 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 so genannten 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. Die Umpolung des Magnetfeldes der Sonne während eines Maximums der Sonnenaktivität konnte erstmals 2001 von der Raumsonde Ulysses beobachtet werden. Dieser Umpolungsprozess ist sehr komplex und zieht sich über mehrere Monate hin. 3.3 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. 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. Den Mechanismus dieser Energiezufuhr aufzuklären, ist eines der klassischen Probleme der Astrophysik. Bisher konnte es nicht vollständig 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. Astrophysiker der ETH Zürich untersuchten 1999 mit Hilfe des Sonnenobservatoriums SOHO die ruhigen Gebiete der Korona und analysierten u. a. Temperatur, Magnetismus und Materieinhalt. Dabei stellten sie fest, dass diese Zonen eine vergleichbare Netzstruktur der Magnetfelder aufweisen wie die Photosphäre. Allerdings zeigten die Daten auch deutliche Strahlungsschwankungen, die, wie sich herausstellte, durch heiße Materie aus der Chromosphäre ausgelöst werden. Die Chromosphäre liegt zwischen der Photosphäre und der Korona. Über die Aufheizung des Materials in der Chromosphäre gibt es nur Vermutungen. Hinweise liefern möglicherweise die magneto-hydrodynamischen Vorgänge, die bei Sonneneruptionen (englisch Flares) ablaufen. Letztere ereignen sich in den aktiven Bereichen der Korona und gehen mit der Freisetzung enormer Energiemengen (bis zu 1025 Joule!) in Form energiereicher Teilchen einher. Diese Teilchen folgen, so die Annahme, entlang der Magnetfeldlinien nach unten und gelangen auf die Chromosphäre. Nun konnten die ETH-Wissenschaftler bei der Untersuchung der ruhigen Koronazonen kleinere Heizungsvorgänge beobachten, so genannte Mikroflares . Offensichtlich konnten sie dabei nur einen Bruchteil dieser Ereignisse feststellen; der Großteil, so vermuten die Astrophysiker, liege unterhalb der Empfindlichkeit ihrer Messinstrumente. Zwar erzeugt ein einzelner Mikroflare bei weitem nicht so viel Energie wie ein herkömmlicher Flare , aber eine Großzahl an Mikroflares könnte genügen, um energiereiche Teilchen in hoher Anzahl freizusetzen, die schließlich eine Aufheizung bestimmter Gebiete der Chromosphäre auslösen. Insgesamt schätzt man die Anzahl der Mikroflares auf immerhin 28 000 pro Sekunde. 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 so genannter Protuberanzen. Häufig sinken sie wieder in sich zusammen, zuweilen schleudern sie aber Gase in den Raum. 3.4 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 gleich bleibende, aus der Korona austretende Strom seiner Teilchen bildet den so genannten Sonnenwind. Der Sonnenwind hat seinen Ursprung in den koronalen Löchern. Das sind Gebiete, in denen Temperatur und Dichte geringer sind als in den übrigen Teilen der Korona. Gleichzeitig sind hier die Magnetfeldlinien offen, d. h., in den koronalen Löchern bilden die Feldlinien keine geschlossenen Bögen, sondern erstrecken sich in den interplanetaren Raum. Das Magnetfeld dehnt sich auf der Korona in einer wabenartigen Struktur aus. Mit Hilfe des Sonnenobservatoriums SOHO konnte 1998 ein internationales Forscherteam feststellen, dass vor allem an den Eckpunkten dieser Waben ein extrem schneller Teilchenstrom austritt. Die Teilchen verlassen die Eckpunkte zunächst mit einer Geschwindigkeit von 30 000 Kilometern pro Stunde und werden dann auf nahezu drei Millionen Kilometer pro Stunde beschleunigt. Derzeit ist noch nicht ganz klar, wie diese enorme Beschleunigung zustande kommt. Wissenschaftler der Europäischen Weltraumorganisation fanden heraus, dass die Partikel offensichtlich durch magnetische Wellen entlang der Magnetfeldlinien beschleunigt werden; zumindest für Sauerstoff- und Wasserstoffionen konnte dies bestätigt werden. Für Heliumionen blieb der Nachweis jedoch aus. 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. Im Januar 1998 veröffentlichten Wissenschaftler des Rutherford-Appleton-Laboratoriums (England) die Entdeckung einer neuartigen Sonnenaktivität. Mit Hilfe eines Spektrometers an Bord des Satelliten SOHO beobachteten die Forscher kurze helle Lichtblitze, die die gesamte Sonnenoberfläche überziehen. Allem Anschein nach besteht ein Zusammenhang zwischen diesen Blitzen und dem Rhythmus, mit dem die Aktivität der Sonne zu- und abnimmt. Die Wissenschaftler erhoffen sich von der näheren Erforschung dieses Phänomens u. a. eine Erklärung für die Bildung des Sonnenwindes oder weshalb die äußere Sonnenatmosphäre einige Millionen Grad heiß ist, während die Oberflächentemperatur bei etwa 5 500 °C liegt. Wissenschaftler der NASA vermuten, dass im Sonnenwind Partikel jenes Urnebels enthalten sind, aus dem die Sonne und ihre Planeten vor mehr als 4,5 Milliarden Jahren entstanden. Zur näheren Untersuchung des Sonnenwindes startete die NASA am 8. August 2001 die Raumsonde Genesis. Sie erreichte im November 2001 ihren Beobachtungspunkt und fing mit Hilfe spezieller Kollektoren Partikel des Sonnenwindes ein. Bei ihrer Landung auf der Erde am 8. September 2004 wurde die Kapsel allerdings schwer beschädigt; die Fallschirme hatten sich nicht geöffnet, und die Kapsel war ungebremst auf den Boden aufgeschlagen. Jedoch blieb der Behälter mit den gesammelten Sonnenwindpartikeln weitgehend intakt, nur einer der insgesamt vier Teilbehälter wurde leicht beschädigt. 4 DIE ENTWICKLUNG DER SONNE Das Alter der Sonne wurde 1998 auf 4,5 Milliarden Jahre (± 0,1 Milliarden Jahre) bestimmt. 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 Gravitationsenergie 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. 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 10 000-mal 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 kataklystischen 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 Milliarden Jahre wird sie langsam abkühlen. Microsoft ® Encarta ® 2009. © 1993-2008 Microsoft Corporation. Alle Rechte vorbehalten.
