Die Sonne
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Sonne

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Sternentyp:
Fixstern G 1
(Gelber Zwerg)

Geschätztes Alter:
4,5 Milliarden Jahre

Raumvolumen:
1,412 * 1018 km3

Oberflächenvolumen:
6,087 * 1012 km2

Sonnendurchmesser:
1.392.000 km

Masse:
1,989 * 1033 g

Mittlere Dichte:
1,41 g/cm3

Zentrale Dichte:
160 g/cm3

Temperatur:
Zentrum: 16,4 Mio. C
Oberfläche: 5.504 C
Korona: 2 Mio. C

Energieentwicklung:
3,85 * l023 Kilowatt pro Sekunde

Massenverlust durch Kernfusion:
4,3 Millionen Tonnen pro Sekunde

Eigenrotation:
Äquatorial: 26 Tage
Polar: 36 Tage

Fluchtgeschwindigkeit:
618,02 km/s

Geschätzte Lebensdauer:
5 Milliarden Jahre als Gelber Zwerg
3 Milliarden Jahre als Roter Riese
Ewig im Endstadium als Weißer Zwerg

Mittlere Erdentfernung:
149.600.000 Kilometer

Bewegungsrichtung:
Das Sonnensystem bewegt sich mit 19,4 Kilometern pro Sekunde auf den Fixstern Wega (Sternbild Leier) zu


Links:
Solar Data Analysis
Geschichtliche Infos Mauna Loa Observatory
University of Hawai
Solar Image Index
Current Solar activity
Ulysses Homepage JPL
Ulysses Homepage ESA
SOHO Homepage
HESSI Homepage
Sonnenfinsternisse
Solar Physics
Solar Physics
Solar Missions


Bilder:
Sonne - Ultraviolett
Sonne - Röntgen
Sonne - Rotlicht
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Sonnenfinsternis 1991
Sonnenfinsternis 1994
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Videos:
Sonneneruptionen
Sonneneruptionen
Sonneneruptionen
Granulenbewegung 1
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Entstehung

Wie bereits im Vorteil erwähnt, entstand die Sonne aus Staub und aus Gasen, die höchstwahrscheinlich von einem vergangenen Sternensystem stammen. Als sich die Materie der Sonne aufgrund großer Gravitation immer mehr zusammenklumpte, und zu einem exakt rundem Gasball wurde, bildete sich im Inneren der Sonne ein immenser Druck. Dieser führte zu andauernden Teilchenreibung, welche einen hohen Temperaturanstieg verursacht hat. Als die Temperatur auf 15 Millionen Grad Kelvin gestiegen war, fingen die Wasserstoffisotope Deuterium und Tritium an miteinander zu verschmelzen. Solche Teilchenverschmelzungen nennt man Kernfusionen. Dabei entstehen in der Sonne, sowie in allen anderen Sternen, riesige Energiemengen. Unsere Sonne begann mit der Fusion von ca. 4,6 Milliarden Jahren.


Bestandteile und Zusammensetzung

Die äußeren Schichten der Sonne bestehen aus 68,5% Wasserstoff, 29,4% Helium und 2,1% diverser anderer Stoffe, wie z.B.: Sauerstoff, Kohlenstoff und sogar Eisen. Rund 70 verschiedene Elemente konnten bisher in der Sonne entdeckt werden. Diese Stoffe kommen aber in sehr geringen Mengen vor. Zentrale Gebiete der Sonne bestehen hingegen aus 31,7% Wasserstoff, 66,2% Helium und den bereits erwähnten 2,1% diverser anderer Stoffe. Die Dichte der Sonnenmaterie beträgt an der Oberfläche nur einfünfzigtausendstel Gramm pro Liter. In zentralen Gebieten der Sonne kann die Dichte der Materie sogar 17,2 Kilogramm pro Liter betragen. Der Sonnen-Wasserstoff besteht zum größten Teil aus so genannten Isotopen, die ständig in der Sonne entstehen. Isotope sind Atome, die sich durch ihre Neutronenanzahl in ihren Kernen unterscheiden. Da die Protonenanzahl aber gleich bleibt, bleibt auch die Kernladung des betreffenden Atoms gleich. Damit hat das Atom weiterhin die gleichen chemischen Eigenschaften und gehört zum selben Element. Alle Elemente haben die Fähigkeit weitere Neutronen aufzunehmen, und können so zu Isotopen werden. Typische Wasserstoffisotope sind beispielsweise Deuterium und Tritium.


Reaktionen im Inneren

Wie bereits erwähnt, findet der Fusionsprozess bei extrem hohen Temperaturen im Zentrum der Sonne statt. Dabei befindet sich die Materie in viertem Aggregatzustand, dem so genannten Plasma. Ein Plasma besteht aus Protonen und Elektronen, die nicht aneinander gebunden sind, und daher elektrisch geladen sind. Ein Reaktionsmechanismus der Fusion in der Sonne ist der so genannte Bethe-Weizsäcker-Zyklus. Für diese Art der Fusion ist das Vorhandensein des Kohlenstoffs-12 notwendig. Dieses Kohlenstoffisotop ist in der Sonne auch zu finden, und wird bei dem Reaktionsablauf nicht verbraucht. Der wesentliche Reaktionsmechanismus der Fusion in der Sonne ist aber der Proton-Proton-Zyklus. Dabei fusionieren 4 Wasserstoff-Kerne, bzw. 4 Protonen
Proton-Proton-Zyklus

zu einem positiv geladenen Heliumatom. Dies läuft folgendermaßen ab: 4 +Wasserstoffatome fusionieren zu 2 +Deuteriumatomen. Dabei entstehen 2 Positronen und Strahlungsenergie. Die Positronen treffen nach kurzer Zeit auf Elektronen und zerstrahlen ebenfalls als Energie. Die 2 entstandenen +Deuteriumatome fusionieren jeweils mit einem Proton zur 2 +Heliumisotopen, wobei wieder Strahlung entsteht. Die 2 +Heliumisotope

fusionieren darauf zu einem +Berylliumisotop, der kurz darauf zu einem +Heliumatom zerfällt und 2 Protonen wieder abgibt. Dabei entstehen auch die so genannten Neutrinos, die mit Lichtgeschwindigkeit ins All geschleudert werden. Sie reagieren enorm selten mit Materie und werden somit nicht abgebremst. In einer Sekunde treffen ca. 50 Milliarden Sonnenneutrinos einen Quadratzentimeter der Erdoberfläche, und durchqueren in Bruchteilen einer Sekunde die Erde. Diese Reaktionsvariante ist eine von mehreren Varianten der Proton-Proton-Reaktion. Am Anfang jeder möglichen Variante stehen Protonen. Während der Kernfusion können verschiedene Berylliumisotope, Heliumisotope, Lithiumisotope, und sogar Borisotope entstehen. Am Ende zerfallen aber alle in jedem Fall zu positiven Heliumatomem. In so einer Fusionssekunde werden auf der Sonne 4,3 Millionen Tonnen Masse in 3,85 * l023 Kilowatt Energie in Form von Gammaphotonen umgewandelt. Diese Gamma-Strahlung wird später in der Sonne in diverse Strahlungsarten umgewandelt. Außer dem sichtbaren Licht in verschiedenen Wellenlängen entsteht Radio-Strahlung, Infrarot-Strahlung, Ultraviolett-Strahlung, und die Röntgen-Strahlung. Der Energietransport von Innen nach Außen wird Konvektion genannt. Daher bezeichnet man die Zone zwischen der Sonnenoberfläche und dem Sonnenkern als die Konvektionszone. Die Sonnenstrahlung in zentralen Gebieten der Sonne ist 200 Billionenfach stärker als die Strahlung, die von der Sonnenoberfläche abgestrahlt wird. Der Grund für den Verlust der entstandenen Energie ist ihre Absorbierung durch die Atome der Sonnenmaterie während des Transports zur Oberfläche. Diesem natürlichen Transformator verdanken wir, dass stets eine erträgliche Menge an Energie die Erdoberfläche bestrahlt.


Oberfläche

Die Oberfläche der Sonne ist recht kühl im Vergleich zu ihrem Zentrum. Die Temperatur beträgt hier maximal 6000 Grad Celsius. Außer dem messbaren Sonnenwind ist die Oberfläche der Sonne die einzige Indizienquelle auf das Geschehen in der Sonne, da es nicht möglich ist in die Sonne hineinzusehen. Die Oberfläche, auch Photosphäre genannt, hat eine körnige Struktur. Diese besteht aus so genannten Granulen, die unablässig das Oberflächenmuster der Sonne neu bilden. Die Granulen kühlen sich an der Oberfläche ab, erhöhen durch die Abkühlung ihre Dichte, und sinken infolge dessen wieder in die Tiefen der Sonnengase zurück. Sie sind nichts anderes als Gaszellen, deren Gestalt durch schwache Elektromagnetische Felder bestimmt wird. Sie können eine Lebensdauer von bis zu 10 Minuten erreichen und einen Durchmesser von 2000 Kilometern besitzen. Dieses Zeitraffer Video zeigt die Zirkulation der Granulen in der Nähe eines Sonnenflecks. Sonnenflecken sind bereits lang bekannte Phänomene, die schon von Galileo Galilei beobachtet wurden. Sie können auf der Sonne bei Sonnenuntergang, oder Sonnenaufgang sogar mit bloßem Auge sichtbar sein. Sie unterscheiden sich nur durch einen Faktor von der restlichen Oberfläche, durch ihre Temperatur. Das Plasma, aus der die Flecken bestehen, ist 2000
Magnetfelder der Sonne

Grad kälter als die Materie in ihrer Umgebung und erscheint daher bedeutend dunkler. Die Flecken werden durch starke magnetische Felder verursacht, welche den Transport riesiger Energiemengen an die Oberfläche hemmen und tausende Male stärker als das Erdmagnetfeld sind. Die Magnetfelder selbst entstehen durch das elektrisch geladene Plasma. Oftmals werden sie durch die Rotation der Sonne

Sonnenfleck und Granulen auf der Sonnenoberfläche

verstärkt. Das linke Bild zeigt das Sonnenplasma, welches sich entlang der Magnetfeldlinien ausgerichtet hat. Sehr starke Magnetfelder werden häufig von explosionsartigen Gasausbrüchen begleitet, den so genannten Solaren Flares, oder auch Sonnenfackeln. Sonnenflecken treten immer paarweise, verstärkt in einem noch unerforschten 11 jährigen Rhythmus auf, während dessen sich auch die Polarität der Sonnenmagnetfelder ändert. Solche Fleckenpaare weisen grundsätzlich entgegengesetzte magnetische Polaritäten auf. Die Flecken können ein Alter von bis zu einigen Wochen erreichen, und wandern mit der Rotation der Sonne von Osten nach Westen. Die Eigenrotation der Sonne, bzw. ihrer Oberfläche, beträgt in der Äquatornähe ca. 26 Tage. In höheren Breiten rotiert sie schneller. An den Polen braucht die Sonne ca. 31 Tage für eine Eigenumdrehung. Solch eine ungleichmäßige Rotation von Gaskörpern bezeichnet man als eine Differentielle Rotation. Außer der Rotationsbewegung beobachtet man auf der Oberfläche der Sonne eine Pulsation. Die Pulsation wird durch die Kernfusion im Innern, und durch die extreme Gravitation verursacht. Das Pulsieren zeichnet ein regelmäßiges Muster: Ein Teil der Sonne wird von Innen herausgepresst, während ein benachbartes, gleichgroßes Teil, wieder in sich zusammenfällt.


Sonnenkorona

Die Sonnenkorona ist nur während einer Sonnenfinsternis mit bloßem Auge sichtbar. Sie ist als ein strahlender Ring erkennbar und ist der Höhepunkt einer totalen Sonnenfinsternis, wenn der Mond die gesamte Sonnenscheibe bedeckt. Die Korona ist der zweitäußerste Teil der Sonnenatmosphäre. Sie kann eine Temperatur von 2 Millionen Grad erreichen und produziert den so genannten Sonnenwind. Das Plasma der Korona sendet unaufhaltsam Radio- und Röntgenstrahlung aus, strahlt aber kein sichtbares Licht ab. Sie reflektiert lediglich das sichtbare Licht der Photosphäre. Die Sonnenkorona ist nicht nur ein faszinierendes Schauspiel, sie offenbart ebenfalls Rätsel. Vor 60 Jahren hat der schwedische Atomphysiker Bengt Edlén und der deutsche
Sonnenkorona bei einer Sonnenfinsternis - Klicken zum vergrößern

Astronom Walter Grotrian herausgefunden, dass zwei bei Finsternissen beobachtete Spektrallinien unerwartet waren. Diese können sich eigentlich nur in einem über eine Million Grad heißem Plasma bilden. Die Forscher folgerten daraus, dass die Korona über eine Million Grad heiß sein muss. Wie es dazu kommt, war lange ein Rätsel, da die Oberfläche der Sonne verhältnismäßig kalt ist. Da die in der Korona in Form von Wäre gespeicherte Energie einen Ursprung haben muss, wurde lange über die Herkunft spekuliert. Heute weiß man, dass die Korona ihre Wärmeenergie von Magnetfeldern bezieht, die auf der Oberfläche mit verschiedenen Stärken herrschen. Daher ist auch die

Wärme und die Dichte der Korona unterschiedlich. Beispielsweise leuchtet die Korona über Sonnenflecken besonders hell, enthält mehr Materie, und ist auffallend wärmer. Die SOHO-Sonde zeigte sogar, dass die Muster der Magnetfeldlinien auf der Oberfläche parallele räumliche Muster in der Korona verursachen. Die Wärme der Korona muss demnach also in der so genannten Chromosphäre entstehen, wo die Magnetfelder der Sonne am stärksten ausgeprägt sind. Die enorme Energie, die in den Magnetfeldern gespeichert ist, wird von der Materie der Chromosphäre als Wärme an die Materie der Korona übertragen. Die Chromosphäre ist im Normalfall nur 10.000 Grad heiß. Die Energieumwandlung zwischen den beiden Atmosphären muss also sehr schnell sein. Seit der Beobachtung der Sonne mit Röntgenteleskopen sind die so genannten Koronalen Löcher in der Korona bekannt geworden, die nur im Röntgenlicht zu sehen sind. Diese sind nahezu Materiefrei und immer an offene Magnetfeldlinien gekoppelt. Sie ermöglichen das Ausbrechen der Materie bei Sonneneruptionen, die so zu gigantischen Koronalen Masseauswürfen wachsen.


Sonnenstrahlung

Die Sonnenstrahlung setzt sich aus Strahlungen verschiedener Wellenlängen zusammen. Diese sind für das menschliche Auge nur zum Teil sichtbar. Die Sonne strahlt Radio-, Infrarot-, Röntgen- und Ultraviolett-Strahlung ab. Bei Sonneneruptionen wird sogar Gamma-Strahlung freigesetzt. Die Strahlung breitet sich mit der Lichtgeschwindigkeit von 299.792,458 Kilometern pro Sekunde aus, und ist durchschnittlich 8,3 Minuten unterwegs, bevor es die Erde erreicht. Das gesamte Strahlenspektrum der Sonne kommt nur im Weltraum vor und bestrahlt nicht vollständig die Erdoberfläche, da kurzwellige Strahlung aufgrund der chemischen Zusammensetzung der Atmosphäre, und wegen der Verschmutzung der Luft herausgefiltert wird. Die auf der Erdoberfläche ankommende Strahlung war für die Entstehung des Lebens von größter Bedeutung. Die in der Sonne entstandene Energie wird auf der Erde für den Erhalt des Lebens auch stets notwendig sein.


Aufbau und Atmosphären

Der Kern der Sonne ist etwa 15.000 Mal so groß wie die Erde. Es hat einen Durchmesser von ca. 175.000 Kilometern. Den Kern umhüllt die Strahlungs-Zone, die etwa 400.000 Kilometer dick ist. Hier arbeitet sich die im Kern entstandene Energie zur Oberfläche durch. Photonen benötigen für ihre Reise vom Kern der Sonne bis zur ihrer Oberfläche bis zu 10 Millionen Jahren, weil sie von der Sonnenmaterie ständig absorbiert und wieder abgestrahlt werden. Die restliche Masse der Sonne ist in der darauf folgenden Konvektions-Zone zu finden. Sie ist ca. 120.000 Kilometer dick und reicht vom äußeren Rand der Strahlungs-Zone bis unmittelbar unter die sichtbare Oberfläche der Sonne, welche Photosphäre genannt wird. Die Photosphäre ist ca. 2.000 Kilometer dick. Sie ist für den Menschen der einzige beobachtbare Teil der Sonne, von dem sichtbares Licht zu uns abgestrahlt wird. Der Photosphäre folgt die Chromosphäre, in der Solare Flares und Magnetfelder zu finden sind. Hier entsteht ebenfalls Radiostrahlung, jedoch ist diese kurzwelliger als die, die von der Korona abgestrahlt wird. Die Chromosphäre besteht aus Sonnenmaterie geringer Dichte, welche enorme Energiemengen von den Magnetfeldern an die Korona überträgt. Daher ist die Korona mit 2 Millionen Grad bedeutend wärmer als die 10.000 Grad kalte Chromosphäre. Die Korona und der Sonnenwind zählen zu den größten Sonnenatmosphären. Sie erstrecken sich durch das gesamte Sonnensystem. Sie bestehen ebenfalls aus elektrisch geladenen Protonen und Elektronen des Sonnenplasmas, die ins All geschleudert wurden. Sie breiten sich mit mindestens 400 Kilometern pro Sekunde vom Sonnenäquator aus. Sonnenwinde die an den Polen der Sonne entstanden sind, bewegen sich hingegen mit mindestens 750 Kilometern pro Sekunde fort. Bei größeren Sonneneruptionen werden Millionen Tonnen der elektrisch geladenen Teilchen ins All geschleudert. Wenn hier zusätzlich starke Magnetfelder einwirken, entwickeln sich aus gewöhnlichen Sonnenwinden starke Sonnenstürme. Das Erdmagnetfeld schützt die Erde vor dem gefährlichen Sonnenwind. Bei Sonnenstürmen kann das Erdmagnetfeld jedoch kurzzeitig gestört werden, was den Funkverkehr auf der Erde erheblich beeinträchtigen kann, und viele Teilchen des Sonnenwindes zur Erdatmosphäre vordringen lässt. Anzeichen dafür sind Polarlichter, die durch das Entladen der Teilchen beim Auftreffen auf die Erdatmosphäre entstehen. Dieses Naturschauspiel kann man in der Nähe der Polarregionen oft beobachten, da die Pole der Erde magnetisch unvollständig geschützt sind. Der Sonnenwind besteht aus durchschnittlich 10 Teilchen pro Kubik Zentimeter. Je näher an der Sonne gemessen, desto häufiger ist das Vorkommen der Teilchen.


Lebenszyklus

Wie die Existenz der Sonne begann, dürften Sie schon am Anfang dieser Seite erfahren haben. Ihr Alter beträgt etwa 4,6 Milliarden Jahre. Unsere Sonne ist ein Stern der G Klasse. Diese Klassifikation wurde der Sonne aufgrund ihrer Oberflächentemperatur zugeteilt. Es gibt eine festgelegte Reihenfolge von bestimmten Buchstaben, die Sterne nach ihren Oberflächentemperaturen klassifizieren. O steht für die heißesten Sterne. Es folgen B, A, F, G und K. Die kältesten Sterne gehören zu der M Klasse. Die Sonne wird noch ca. weitere 5 Milliarden Jahre die derzeitige Fusion des Wasserstoffs zu Helium betreiben, und dabei Strahlungsenergie an das Weltraum abgeben. Ihr Durchmesser wird am Ende dieser Zeit das 1,3fache erreichen, ihre Leuchtkraft das 1,7fache. Ihre Zentraltemperatur wird auf 19 Millionen Grad steigen. Der Wasserstoffvorrat im Zentrum wird zu dem Zeitpunkt in Helium umgewandelt sein. Der restliche Wasserstoff, der den Heliumkern umgibt, fusioniert weiter in äußeren Schichten, was ein unaufhaltsames Aufblähen der Sonne zufolge hat: die Sonne mutiert so zu einem Roten Riesen. Die nun auf die äußeren Schichten wirkenden Anziehungskräfte werden immer schwächer, und lassen immer mehr Gaspartikel in den Weltraum entweichen. Die Stärke des Sonnenwindes wächst gewaltig. Während dieser Riesensternphase verliert die Sonne fast 40 Prozent ihrer Masse. Das abgeworfene Material wird vom intensiven UV-Licht der Sonne zum glühen gebracht, was sich als ein Planetarischer Nebel äußern wird. Währenddessen wird aber der Heliumkern immer dichter und massereicher. In ca. 8 Milliarden Jahren wird der Durchmesser der Sonne das 100fache des heutigen betragen, die Leuchtkraft der Sonne wird einige Tausend Mal stärker sein als die gegenwärtige. Wenn der Heliumkern etwa 45 Prozent der gesamten Sonnenmasse ausmacht, wird die Zentraltemperatur derart hoch sein, dass die Heliumkerne dazu in der Lage sein werden miteinander zu fusionieren. Bei dieser Fusion entsteht aus drei Heliumkernen ein Kohlenstoffkern, oder aus vier Heliumkernen, ein Sauerstoffkern. Während dieser Heliumfusion, fusioniert in äußeren Schichten weiterhin der restliche Wasserstoff zu Helium. Wenn das Helium im Zentrum nahezu aufgebraucht ist, verlagert sich die Heliumfusion ebenfalls in äußere Schichten der Sonne. Bei der Verlagerung der Fusionen in die äußeren und kälteren Regionen der Sonne, kommen beide Fusionen nacheinander durch Abkühlung zum Stillstand. Damit ist das Leben der Sonne erloschen. Im Zentrum bleibt ein aus Kohlenstoff und Sauerstoff bestehender Kern, der sich im Laufe der Zeit abkühlen und stark verdichten wird. Der Durchmesser des so genannten Weißen Zwerges wird nicht größer als der Durchmesser der Erde sein. Sterne, die größer als unsere Sonne sind, verenden nicht als Weiße Zwerge. Sie können in ihrer Endphase zu Neutronensternen werden. Sterne mit der hundertfachen Sonnenmasse kollabieren hingegen am Ende ihres Daseins, was eine Supernova-Explosion hervorruft. Die Überreste einer Supernova bilden ebenfalls riesige Planetarische Nebel, in deren Zentrum ebenfalls ein superdichter Neutronenstern überbleibt.


Erforschung

Die Erforschung der Sonne mit bloßem Auge begann sicher recht früh. Mit der weiteren Entwicklung der Astronomie, und der dafür notwendigen Geräte, folgten Anfang des 17. Jahrhunderts Sonnenobservationen mit Fernrohren. Galileo Galilei machte bereits zahlreiche Beobachtungen von Sonnenflecken. Die Sonnenforschung wurde aber erst Mitte des 19. Jahrhunderts mit der Entwicklung der Spektralanalyse von Gustav Kirchhoff und Robert Wilhelm Bunsen intensiviert. Davor war aber schon bekannt, dass Himmelskörper viele Informationen über ihre chemischen und physikalischen Eigenschaften im Spektrum ihrer Strahlung liefern. So konnte man überhaupt in Erfahrung bringen, aus welchen Stoffen die Sonne besteht. Joseph von Fraunhofer veröffentlichte nach intensiven Studien des Sonnenspektrums seine Ergebnisse im Jahr 1814, die die später nach ihm benannten Fraunhoferlinien beschrieben. Erst später konnten diese Linien aber bestimmten Stoffen zugeordnet werden. Weiterhin wurden neuartige Geräte entwickelt, die speziell der Sonnenforschung dienten. Ende des 19. Jahrhunderts konnte beispielsweise ein Spektroheliograph die ganze Sonne in ausgewählten Spektrallinien beobachten. Das erste Turmteleskop des neu gegründeten Mount Wilson Observatoriums, welches 1904 in Kalifornien fertig gebaut wurde, lieferte Entdeckungen, die heute noch grundlegend für die Sonnenphysik sind. Mit Hilfe des Teleskops fand George Ellery Hale im Jahre 1908 heraus, dass Sonnenflecken von starken Magnetfeldern verursacht werden, und von ihnen auch für längere Zeit erhalten werden. Damit gelang man zu der damals neuen Erkenntnis, dass Magnetfelder auch außerhalb unserer Erde existieren. Wenige Jahre später konnte Hale Magnetfelder auch außerhalb von Sonnenflecken nachweisen. Anwendungen der Quanten- und Relativitätstheorie bestimmten die weitere Entwicklung der Sonnenforschung. Durch Anwendung der Strahlungsgesetze an der Menge der Strahlungsenergie, die uns von der Sonne erreicht, konnte man schon 1908 die Oberflächentemperatur der Sonne berechnen. Die damals errechnete Temperatur wich lediglich um 3% von den heute geltenden 5504 Grad ab. Um mehr Erkenntnisse zu erlangen, wurde 1924 in Potsdam das erste europäische Turmteleskop errichtet, welches Einsteinturm genannt wurde. Wissenschaftler haben vor allem mit genauen Messungen der Rotverschiebung der Sonne gerechnet, um später genaue Daten über ihre Dynamik zu liefern. Des weiteren erhoffte man sich ein besseres Verständnis vom physikalischen Geschehen in der Sonnenatmosphäre. Das Verständnis des Mechanismus im Innern der Sonne wurde erst durch die Entwicklung der Kernphysik beleucht. So konnten Hans Bethe und Carl Friedrich von Weizsäcker im Jahre 1938 erstmals die Reaktionszyklen der Kernfusion erklären. Die zu dieser Zeit vorausgesagten solaren Neutrinos, die mit nur wenigen Stoffen wechselwirken, und ebenfalls bei der Fusion entstehen, konnten wenig später auch durch spezielle Untertage-Observatorien registriert werden. Mit den Messungen der ankommenden Neutrinos wurden geltende Vorstellungen von dem Fusionsprozess gekräftigt, auch wenn weniger Neutrinos in den mit speziellen Chemikalien gefüllten Tanks der Observatorien ankamen als erwartet. Den Wissensstand von der Natur der Sonne bestimmen also hauptsächlich die aktuellen Ergebnisse der Atom- und Quantenphysik. Den Antrieb zur Erforschung der Sonne liefert sicherlich auch die Tatsache, dass die Sonne ein gewöhnlicher Stern ist. Wenn man das Wesen der Sonne vollständig verstanden hat, so ist man auch in der Lage, das Wesen von Milliarden anderer Sterne zu verstehen. Daher blieb die Sonne auch in der Zeit der
Der Erdsatellit SOLRAD - Klicken zum vergrößern

modernen Raumfahrt nicht von der menschlichen Neugier verschont. Die Erforschung der Sonne vom Weltraum aus, die 1960 begann, erlaubte der Wissenschaft erste Observationen der Röntgen- und Ultraviolettstrahlung der Sonne. Die Mission des ersten Erdsatelliten SOLRAD-1 war das Registrieren der Röntgen- und Lyman-Alpha-Emissionen der Sonne. Es folgten viele weitere Satelliten, und es wurden viele Sonden zur Sonne entsandt. Die Pioneer-Sonden 6, 7, 8 und 9 wurden entwickelt, um die ersten, detaillierten Messungen des Sonnenwindes, der Sonnenmagnetfelder, und der kosmischen Strahlung zu machen. Dank den Sonden, die die Fähigkeit hatten Sonnenpartikel und große Magnetfelder zu untersuchen, konnte das Verständnis vom Verlauf und

Struktur des Sonnenwindes bedeutend verbessert werden. Die fünfte Sonde, die Pioneer E, ging beim Einschwänken in ihren Orbit verloren. Die Pioneer 6 war die älteste Sonde der NASA. Sie ist 35 Jahre lang funktionstüchtig geblieben. Eine der bedeutendsten Sonden, die derzeit unsere Sonne studiert, ist die SOHO-Sonde. Sie ist ein Gemeinschaftsprojekt der europäischen Weltraumorganisation (ESA) und der National Aeronautics and Space Administration (NASA). SOHO wurde in Europa gebaut und ist am 2. Dezember 1995 vom Kennedy Space Center in Florida gestartet. Ausgestattet wurde die Sonde mit europäischen, sowie mit amerikanischen Instrumenten. Die insgesamt 12 Instrumente, die die Sonde 1861 Kilogramm schwer machen, verfügen über viele wichtige Fähigkeiten. Die Sonde ist so imstande, den Sonnenwind, die Sonnenatmosphäre, und sogar das Sonneninnere zu untersuchen. Es wurden viele weitere Sonden zur Erforschung der Sonne in den Weltraum gebracht. Diese Tabelle listet die wichtigsten Sonden chronologisch auf. Es wurden aber auch mehrere kleine, mit Spezialteleskopen ausgestatte Raketen auf kurze Beobachtungsflüge in Richtung Sonne geschossen. Auch vom Bord der amerikanischen Weltraumstation Skylab wurden bedeutende Beobachtungen gemacht. Eine andere Art der Solarforschung wird von irdischen Observatorien betrieben. Die Erdatmosphäre verhindert zwar Beobachtungen in allen Spektren, und die Erdrotation eine unaufhörliche Beobachtung, dennoch bleiben die Forschungsergebnisse der Erdobservatorien wichtig. Eine Auflistung der wichtigsten Sonnenobservatorien finden sie Hier.


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2004 Weltraumforschung.de - August 2004



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