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- unser Sonnensystem - Planeten beobachten -

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Sonne


Die Sonne beobachten
Was gibt es auf der Sonnenoberfläche zu sehen?
Der Aufbau der Sonne
Das Sonnenspektrum
Der Sonnenwind
Sonnenfinsternisse
Planeten vor der Sonne
Energiegewinnung im Inneren der Sonne


Das Zentralgestirn unsres Sonnensystems, die Sonne, ist das hellste Objekt, daß wir von der Erde aus beobachten können. In Wirklichkeit ist die Sonne nur ein mittelgroßer Stern unter vielen. Das sie für uns so hell erscheint liegt einzig und alleine daran, daß sich die Erde eine mittlere Entfernung von nur 149,6 Millionen Kilometer, das ist 1 Astronomische Einheit oder rund 8 Lichtminuten, zur Sonne hat. Im astronomischen Maßstab ist das ein Katzensprung. Der nächste Fixstern, Proxima Centauri, ist 4,32 Lichtjahre entfernt.
Die Sonne ist ein riesiger Gasball in dessen inneren ein Fusionsreaktor läuft. Sie hat einen Durchmesser von 1,4 Millionen Kilometern, das ist das 109fache des Erddurchmessers und eine Masse von 1,9 X1038t, oder anders ausgedrückt 333660 Erdmassen. Die Temperatur an der ungestörten Sonnenoberfläche beträgt etwa 5850°C.

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Die Sonne beobachten
Die Sonne ist so hell, daß man sie nicht mit ungeschützten Auge beobachten darf. Das Licht der Sonne ist so intensiv, daß irreparable Schäden am Auge entstehen können. Im schlimmsten Falle kann man sogar erblinden.
Wenn man unser Zentralgestirn ohne weitere Hilfsmittel beobachten will, dann sollte man wenigstens eine sogenannte "Sonnenfinsternisbrille" tragen. Es handelt sich dabei um Papprahmen, die mit einer silbern glänzenden Spezialfolie bespannt sind. Diese Folie läßt weniger als 99% des einfallenden Lichtes durch und macht so eine gefahrlose Beobachtung möglich.
Wer einen Feldstecher oder ein Teleskop besitzt wird natürlich auch irgendwann den Wunsch haben die Sonne damit zu beobachten. Was für die Beobachtung mit bloßem Auge gilt, gilt natürlich für die Beobachtung mit  vergrößernden Optiken, denn egal welche Instrument man verwendet, im Grunde machen sie alle das Gleiche: Sie bündeln das einfallende Licht und fokussieren es. Aber wie kann man nun die Sonne beobachten ohne sein Augenlicht zu riskieren? Die Mehrheit der Beobachter beobachtet entweder mit Hilfe eines Objektivfilters oder betreibt Okularprojektion.  Sowohl eine Aufnahme der Projektionsmethode als auch der Beobachtung mit einem Objektivfilter aus einer Spezialfolie sind direkt auf der Startseite zu sehen. Auf beide Möglichkeiten der Sonnenbeobachtung möchte ich im folgenden kurz eingehen.

Objektivfilter
Ein Objektivfilter wird, wie der Name sagt, vor das Objektiv, also in der Regel vor die vordere Öffnung des Fernrohrtubus gesetzt. Objektivfilter haben den Vorteil, daß die Energie des Sonnenlichte das Instrument nicht mehr mit voller Intensität erreicht und es nicht zu einer Erwärmung der optischen Teile kommen kann.
Ein solches Filter muß noch nicht mal teuer sein. Im Fachhandel kann man sehr preiswert ein Folie kaufen, die man dann auf eines Papprahmens auf das Fernrohr gesteckt wird. Diese Variante des Objektivfilters verwenden wir übrigens auch hier an der Amateursternwarte Müggelheim für die Sonnenbeobachtung. Die Sonne erscheint dem Beobachter durch diese Filter grau.
Wer etwas mehr Geld ausgeben will und kann, der kann auch ein bedampftes Glasfilter erwerben. Diese Filter lassen die Sonne in einem Orangen Licht erscheinen. Mehr Einzelheiten als mit einem Folienfilter sind aber nur bei optimalen Beobachtungsbedingungen zu erkennen.

Okularprojektion
Die Okularprojektion ist eine indirekte Methode zur Beobachtung der Sonne. Hier wird die Sonne nicht direkt durch das Okular beobachtet, sondern das Licht  wird hinter dem Okular auf einer Projektionsfläche aufgefangen. Das kann ein Stück weiße Pappe, ein Blatt weißes Papier oder auch ein Projektionsschirm sein.
Die Okularprojektion hat gegenüber der direkten Beobachtung sogar einige Vorteile. Da das Sonnenbild projiziert wird können zum Beispiel mehrere Beobachter gleichzeitig beobachten. Auch wenn man die Sonnenoberfläche zeichnen möchte ist die Projektionsmethode von Vorteil, denn man kann ein weißes Blatt Papier auf der Projektionsfläche befestigen und das Sonnenbild in aller Ruhe nachzeichnen.
Nachteil dieser Beobachtungsmethode ist, daß man, wenn man längere Zeit ohne Unterbrechung beobachten möchte, nicht jedes Okular benutzen kann. Der Grund ist, daß sich die Energie des ungedämpft einfallenden Sonnenlichtes die gesamt Optik erwärmt. Okulare, die Klebestellen aufweisen können dadurch weich werden des Klebers Schaden nehmen oder sogar völlig unbrauchbar werden. Man sollte dich deshalb, wenn man sich für die Projektionsmethode entschieden hat zumindest ein Huygens-Okular mit geeigneter Brennweite zulegen, denn diese Okulare haben keinerlei Klebestellen.

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Was gibt es auf der Sonnenoberfläche zu sehen?

Sonnenbeobachtung macht auch schon mit kleineren Fernrohren Spaß und man kann auf der Sonnenoberfläche zumindest die Sonnenflecken und die Randverdunklung beobachten. Ein schwierigeres Beobachtungsprojekt ist die Granulation.

Sonnenflecken
Die Entdeckung der Sonnenflecken zu Beginn des 17. Jahrhunderts war eine Sensation, denn bis zu diesem Zeitpunkt galt die Sonne als makelloses und vollkommen. Die Sonnenflecken, die uns als tiefschwarze Gebiete auf der sonst hellen Sonnenoberfläche erscheinen sind nichts anderes als kalte Zonen auf der Sonnenoberfläche. Die Gas an der ungestörten Sonnenoberfläche hat eine Temperatur von etwa  5 850°C, das Gas in den Sonnenflecken ist dagegen ungefähr 1 500 bis 2 000 Grad kühler. Die Begriffe heiß und kalt sind hier also relativ zueinander zu betrachten. Durch diesen Temperaturunterschied entsteht ein starer Kontrast, der die Sonnenflecken für und tiefschwarz erscheinen sind. Würde man einen Sonnenfleck aus der Sonne heraustrennen und an den Nachthimmel stellen, so wäre er immer noch heller als der Vollmond.Wenn man einen größeren Sonnenfleck genauer betrachtet kann man um den tiefschwarzen Sonnenfleck herum einen helleren Hof, der aus helleren und dunkleren Filamenten besteht beobachten. Der tiefschwarze Kern im inneren wird als Umbra (lat. für Schatten) und der hellere Hof wird als Penumbra (lat. für Halbschatten) bezeichnet. Mit Schatteneffekten haben diese Phänomene natürlich nichts zu tun, denn die Kontraste entstehen durch Temperaturunterschiede. Die Sonnenflecken treten häufig auch in Gruppen auf, wobei die Penumbren ineinander übergehen können.
Wenn man die Gelegenheit hat die Sonne an mehreren aufeinander folgenden Tagen zu beobachten, so wird man feststellen, daß sich die Sonnenflecken auf der Sonnenoberfläche von links nach rechts bewegen. Ursache dafür ist die Rotation der Sonne. Aus der Wanderung der Sonnenflecken konnten Astronomen schon früh die Rotationsdauer der Sonne bestimmen.
Die Anzahl der zu beobachtenden Sonnenflecken unterliegt einem elfjährigen Zyklus, der auch kurz als Sonnenfleckenzyklus bezeichnet wird. Dieser Sonnenfleckenzyklus wurde 1843 von dem Dessauer Amateurastronomen Samuel Heinrich Schwabe entdeckt. Während des Sonnenfleckenmaximums sind sehr viele Flecken auf der Sonne zu beobachten, die dann eine beachtliche Größe erreichen oder auch in größeren Gruppen auftreten solche Gruppen können durchaus 0,1 Prozent der sichtbaren Sonnenoberfläche bedecken. Die Medien berichten dann von sogenannten "Jahrhundertsonnenflecken". Solche riesigen Sonnenflecken oder Fleckengruppen  kann man auch mit bloßem Auge beobachten. Hierbei darf man natürlich auf gar keinen Fall vergessen das Auge mit geeigneten Maßnahmen zu schützen! Im Sonnefleckenminimum kann es dagegen passieren, daß man über einen längeren Zeitraum hinweg gar keine Sonnenflecken beobachten kann.
Die Sonneflecken sind übrigens nur in der Aquatornähe und in mittleren Breiten zu beobachten. In mehr als 40° solarer Breite sind so gut wie nie Sonnenflecken zu beobachten.
Ein Maß für die Aktivität der Sonne ist die Sonnenfleckenrelativzahl R, die 1848 von dem Zürcher Astronomen Rudolf Wolf eingeführt wurde. Die Sonnenfleckenrelativzahl ist eine beliebte Basis für die Untersuchung von Zusammenhängen der Sonnenaktivität und Phänomenen auf der Erde. Wer häufiger Sonnenflecken beobachtet und vielleicht auch zählt, der kann die Sonnenfleckenrelativzahl auch selbst bestimmen. Die Zahl aller gezählten Flecken wird hierbei mit f bezeichnet und die Zahl der Fleckengruppen wird mit g bezeichnet. Die Sonnenfleckenrelativzahl berechnet sich nach folgender Formel: R=10 X g + f.

               sonnenfleckenrelativzahl
              Der elfjährige Sonnenflekenzyklus läßt sich anhand dieser Graphik gut erkennen


Differentielle Rotation
Das unsere Sonne rotiert wurde ja bereits in dem Abschnitt über die Sonnenflecken angesprochen. Das ist auch notwendig, denn die Sonne ist, wie alle andren Sterne auch nur deshalb stabil weil sich die Fliehkraft und die Gravitation genau aufheben. Durch die Fliehkraft, die ihre Ursache in der Rotation hat würde alle Materie nach außen weggeschleudert werden. Würde die Gravitation alleine wirken würde der Gasball unweigerlich in sich zusammenstürzen. Da sich aber beide Kräfte aufheben bleibt die Sonne als solche, zumindest in einem für uns Menschen überschaubaren Zeitraum, stabil.
Da die Sonne wie bereits mehrfach angeführt ein riesiger Gasball und keine feste Kugel ist rotiert das Gas nicht an allen Stellen gleich schnell. Dabei dreht sich die Sonne in den Äquatorialen Bereichen schneller als an den Polen. Eine Umdrehung der Sonne dauert am Äquator 25 Tage und an den Polen 34 Tage. Wenn wir die Bewegung der Sonnenflecken beobachten dauert es 27 Tage bis man einen Fleck wider bei gleicher solarer Länge sieht. Das liegt daran, daß sich die Erde in dieser Zeit auf ihrer Bahn um die Sonne ein Stück weiter bewegt hat

Randverdunklung
Die Randverdunklung erscheint im Fernrohr nicht als gleichmäßig helle Scheibe, wie man vermuten könnte. Bei genauem hinsehen stellt man fest, daß die Sonnenscheibe am Rand dunkler erscheint als in der Mitte. Das ist keinesfalls eine optische Täuschung, denn Randverdunklung läßt sich erklären: Im Fernrohr sehen wir die Sonne zwar als Scheibe, in Wirklichkeit ist sie aber, wie wir wissen, eine Kugel. Das Licht, das wir am Rand der Sonnenscheibe sehen, hat deshalb einen längeren Weg durch die Chromosphäre, die äußerste Schicht unserer Sonne, hinter sich als das Licht das wir in der Mitte des Sonnenbildes sehen. Die Folge des längeren Weg durch das Gas ist eine größere Absorption (Abschwächung) durch das Gas mit dem Ergebnis, daß uns der Rand der Sonne dunkler erscheint.
Bei der visuellen Beobachtung macht sich die Randverdunklung nur in einem sehr kleinen Abstand vom Sonnenrand deutlich bemerkbar.

Granulation
Bei optimalen Beobachtungsbedingungen, also völlig trockener, klarer und ruhiger Luft und bei starker Vergrößerung kann man auf der Sonnenoberfläche eine leichte Körnung erkennen, die von einem feinen Netz dunkler Linien durchzogen zu sein scheint: die Granulation.
Um die Granulation mit einiger Wahrscheinlichkeit beobachten zu können sollte man schon ein 8 Zoll (20cm) Spiegelteleskop zu Verfügung haben. Die Beobachtung der Granulation mit Amateurinstrumenten ist also keine leichte Aufgabe.
Die Granulation entsteht dadurch daß heißes Gas aus dem Sonneninneren aufsteigt, sich an der Sonnenoberfläche abkühlt und wieder absinkt. Der Fachbegriff hierfür ist Konvektion. Man kann sich das Ganze grob vereinfacht wie den brodelnden Inhalt eines Kochtopfes vorstellen.
Die mittlere Lebensdauer einer solchen Granule beträgt nur wenige Minuten, der Durchmesser ungefähr 500 - 1.000 km. Die hellen Bereiche der Granulen sind etwa 300K, das entspricht 300°C, heißer als die dunklen Bereiche, die wir zwischen den Granulen sehen.

Protuberanzen und Filamente
Protuberanzen sind heiße Gaswolken, die in weiten Bögen die Ränder der Sonnenscheibe umspannen. Sie wurden anfangs während totaler Sonnenfinsternisse beobachtet, später dann mit unter anderem mit Protuberanzenansätzen, Koronographen oder speziellen Teleskopen, die eine Beobachtung im roten Licht, der Wasserstoff-Alpha-Linie bei 656,3nm möglich machen. Ein solches Fernrohr steht uns auch hier an der Amateursternwarte Müggelheim zu Verfügung.
Protuberanzen zeigen sich meist als helle, flammen- oder fontänenartige Erscheinungen am Sonnenrad. Auf der Sonnenscheibe selbst können sie als Dunkle Filamente beobachtet werden. Sie erscheinen uns deshalb dunkel, weil sie eine niedriger Temperatur als das darunter liegende Gas haben.
Protuberanzen und Filamente sind also ein und dieselbe Erscheinung, nur das die einen am Rand der Sonnenscheibe beobachtet werden können und die anderen auf der Scheibe selbst.

Fackeln und Flares
Fackeln sind Gebiete in den oberen Schichten der Sonne, genauer in der Chromosphäre und der Photosphäre, die heißer sind als das umgebene Gas. Sie treten vor allem in der Nachbarschaft von größeren Sonnenflecken auf. Man kann diese auch mit kleinen Amateurteleskopen, nicht jedoch mit dem Feldstecher, als helle Gebiete auf der Sonnenoberfläche erkennen. Es ist auch möglich isolierte Fackeln zu beobachten, da diese eine längere Lebensdauer als die Sonnenflecken haben.
Flares sind sogenannte chromosphärische Eruptionen. Sie dauern nur wenige Minuten bis maximal 1 bis 2 Stunden. Wahrscheinlich handelt es sich dabei um elektrische Entladungen. Diese verursachen kurzeitige Störungen in der Ionosphäre der Erde und können damit sogar den Kurzwellenfunkverkehr auf der Tagseite lahmlegen. Flares sind ein Anzeichen besonders heftiger Sonnenaktivität.

Korona
Die Korona ist der äußerste Bereich der Sonnenatmosphäre. Sie ist mit bloßem Auge nur währen einer totalen Sonnenfinsternis zu beobachten, wenn die Sonnenscheibe vom Mond verdunkelt ist. Man sieht die Korona sie auf dem Bild rechts dann als Strahlenkranz um eine tiefschwarze Scheibe. Der Anblick ist einfach überwältigend. (Siehe dazu auch unseren Bericht von der Beobachtung einer totalen Sonnenfinsternis in Lusaka.)
Außerhalb totaler Sonnenfinsternisse ist die Korona nur mit sogenannten Koronagraphen zu beobachten, aber auch hier sieht man nur die inneren, helleren Teile der Korona. Mit bloßen Auge ist sie nicht zu beobachten, da ihre Helligkeit geringer ist als die des Himmelshintergrundes.
Die Korona verändert ihr Aussehen im Rhythmus des elfjährigen Sonnenfleckenzyklus. Im Sonnenfleckenminimun ist sie an den Polen stark abgeplattet und zeigt dort nur kurze Strahlenbündel, an den Polen jedoch sehr lange Strahlen und Bänder. Im Sonnenfleckenmaximum ist die Korona kreissymmetrisch.

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Der Aufbau der Sonne

Im Folgenden will ich kurz auf die einzelnen Schichten unserer Sonne eingehen, und zwar von innen nach außen. Einige dieser Schichten wurden ja bereits in den oberen Abschnitten erwähnt. Das folgende Schema ist zwar nicht Maßstabgetru, es verdeutlicht aber dennoch den Aufbau unserer Sonne.

               sonne_aufbau Schematischer Aufbau der Sonne

Zentrum
Im Zentrum unserer Sonne befindet sich ein riesiger Fusionsreaktor. Bei einer Temperatur von etwa 15 Millionen Kelvin, einem Druck von über 200 Milliarden Bar und einer Dichte von 155g/cm3 werden dort in jeder Sekunde circa 655Millionen Tonnen Wasserstoff in 650Millionnen Tonnen Helium umgewandelt. Die fehlenden 5Tonnen werden nach der bekannten Einsteinschen Formel e=m *c2 in Energie umgewandelt. Diese Energie muß natürlich abtransportiert werden. Dies geschieht zunächst durch Strahlung, später dann durch Konvektion.

Strahlungszone
In der Strahlungszone erfolgt der Energietransport, wie bereits der Name besagt, durch Strahlung. Genau genommen erfolgt der Energietransport durch Emission (Aussendung) und Absorption (hier: Einfangen) von Photonen. Obwohl sich die Photonen mit Lichtgeschwindigkeit ausbreiten ist der Wärmetransport durch Strahlung ein sehr langwieriger Prozeß, da der Energietransport auf einem Zufallsweg erfolgt und eine Vielzahl von Wechselwirkungen zu berücksichtigen sind.

Konvektionszone
Wärmetransport durch Konvektion, daß heißt heiße Materie steigt auf und kalte sinkt ab. Dieser Vorgang ist vergleichbar mit dem brodelnden Inhalt eines Kochtopfes. Die Konvektionszone ist ca. 250000km dick.

Photosphäre
Die Photosphäre ist die unterste Schicht der Sonnenatmosphäre obwohl sie oft fälschlicherweise  als Sonnenoberfläche bezeichnet wird. Ihren Namen hat die Photosphäre durch die Tatsache, daß der größte Teil des für den irdischen Beobachters sichtbaren Lichtes aus der dieser Schicht stammt. Als Beobachter nehmen nehmen wir die Photosphäre  als Oberfläche der Sonne wahr, weil die Helligkeit in den höheren Atmosphärenschichten auf Null abfällt. In der Photosphäre zeigen sich auch die Sonnenflecken und die Granulation. Die Photosphäre ist ca. 300km dick und es herrscht eine Temperatur von rund 5500°.

Chromosphäre
Der Name Chromosphäre bedeutet auf Deutsch �Farbschicht� und hat seinen Ursprung daher, daß diese Atmosphärenschicht bei totalen Sonnenfinsternissen wenige Sekunden vor und nach der Totalität als roter Farbsaum erscheint. Die Chromosphäre ist ca. 10000km dich und in zwei Schichten geteilt:
Die untere Chromosphäre ist mit 7500K relativ kühl. Sie hat eine Dicke von 4000km und besteht hauptsächlich aus neutralem Wasserstoff.
Die obere Chromosphäre hat eine Temperaturunter von bis zu einer Million Kelvin und eine Dicke von ca. 6.000km. Sie besteht hauptsächlich aus ionisiertem Wasserstoff und zeigt ein Emissionsspektrum. Dieses Emissionsspektrum sehen wir aber nur kurzzeitig während totaler Sonnenfinsternisse.

Korona
koronaDie Korona ist die äußerste Schicht der Sonnenatmosphäre und geht ohne scharfe Grenze in den Weltraum über. Die Korona wurde bei der Beobachtung totaler Sonnenfinsternisse entdeckt. Sie erscheint als strahlenförmiger Kranz um die vom Neumond verfinsterte Sonne. Außerhalb von totalen Sonnenfinsternissen kann man die Korona ohne Hilfsmittel nicht beobachten, da ihre Helligkeit geringer ist als die des Himmelshintergrundes. Bei der Beobachtung mit einem Koronographen ist man zwar nicht auf eine totale Sonnenfinsternis angewiesen, man kann mit diesem Hilfsmittel aber nur die helleren, inneren Teil der Korona sehen.
Die Korona verändert ihr Aussehen im Rhythmus des elfjährigen Sonnenfleckenzyklus. Im Sonnenfleckenminimun ist sie an den Polen stark abgeplattet und zeigt dort nur kurze Strahlenbündel, an den Polen jedoch sehr lange Strahlen und Bänder. Im Sonnenfleckenmaximum ist die Korona kreissymmetrisch.
Das Bild oben rechts habe ich aufgenommen  als wir im Jahre 2001die totale Sonnenfisternis in Lusaka beobachteten.

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Das Sonnenspektrum
Das Spektrum unserer Sonne hat wohl jeder schon einmal in Form eines Regenbogens gesehen. Hier wird das Licht der Sonne an Wassertropfen gebrochen und in die einzelnen Spektralfarben aufgespalten. Diese Zerlegung des weißen Lichtes kann man auch mit Hilfe eines Prismas oder Gitters erreichen. Jede Farbe die wir im Spektrum sehen entspricht dabei einer ganz bestimmten Wellenlänge.
Das in der Photosphäre ausgesandte Licht hat ein kontinuierlichen Spektrum, das heißt es gibt keine Unterbrechungen. Wenn man das Spektrum der Sonne jedoch ganz genau betrachtet, so zeigen sich zahllose schwarze Linien, die sogenannten Fraunhoferschen Linien. Sie wurden von William Hyde Wollaston (1766-1826) erstmalig im Jahre 1802 beobachtet, aber von Joseph von Fraunhofer (6.3.1787 - 7.6.1826) genauer beschrieben. Die ersten visuellen Beobachtungen, die 574 Linien aufwiesen veröffentlichte Fraunhofer 1814. Bei den Fraunhoferschen Linien handelt es sich um Absorptionslinien. Diese entstehen, wenn das von der Photosphäre ausgesandte Licht kühlere Schichten durchquert. Dies sind zuallererst die oberen Chromosphärenschichten und die Korona der Sonne und in geringem Maße in der Erdatmosphäre. Hier werden von einzelnen Atomen und Molekülen eine für das jeweilige Teilchen spezifische Wellenlängen des Lichtes absorbiert (gebunden). Dieses Licht wird jedoch nicht dauerhaft gebunden, sondern mit der gleichen Wellenlänge wieder abgegeben. Dies geschieht natürlich nicht ausschließlich in unsere Richtung, sondern in alle Richtungen, was für uns mit einem Intensitätsverlust verbunden ist. Wir sehen das als feine schwarze Linien im Spektrum der Sonne. Da die absorbierte Wellenlänge wie bereits erwähnt spezifisch für die jeweiligen Atome und Moleküle ist, also sozusagen der  Fingerabdruck dieser Teilchen ist, werden die Fraunhoferschen Linien unter anderem dazu benutzt die chemische Zusammensetzung in der Atmosphäre von Sternen zu bestimmen.

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Sonnenwind
Der Sonnenwind ist eine Korpuskularstrahlung (Partikelstrahlung, Teilchenstrahlung). Er besteht hauptsächlich aus Wasserstoffkernen und freien Elektronen, sowie einigen wenigen Heliumkernen. Der Ausgangsbereich des Sonnenwindes liegt in der Sonnenkorona. Die Geschwindigkeit des Sonnenwindes in Erdnähe beträgt etwa 400km/s.
Durch Raumsonden konnte der Sonnenwind bis zu einer Distanz von 100 AE (1,495*1010 km) nachgewiesen werden. Damit reicht er bis über die Plutobahn heraus.
Das wir nicht ständig vom Teilchenschauer des Sonnenwindes bombardiert werden verdanken wir dem Magnetfeld der Erde, daß einen großen Teil der geladenen Teilchen an der Erde vorbei ablenkt.
Der Sonnenwind steht in enger Wechselwirkung mit dem Magnetfeld der Erde. Zum Beispiel kann er an den magnetischen Polen besonders tief in die Atmosphäre eindringen und eine zusätzliche Ionisation in der Ionosphäre hervorrufen. Wenn die positiv geladenen Ionen mit den freien Elektronen zu neutralen Atomen rekombinieren sehen wir das als Polarlicht.

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Sonnenfinsternisse
Sonnenfinsternisse sind die spektakulärsten Ereignisse die wir am Himmel beobachten können. Es fehlen einem einfach die Worte um all die Eindrücke zu beschreiben, wenn die verfinsterte Sonne wie ein Schwarzes Loch am Himmel steht, umgeben vom Strahlenkranz der Korona. Sonnenfinsternisse entstehen, wenn der Mond genau zwischen der Sonne und dem Beobachter auf der Erde steht und dabei die Sonnenscheibe verdeckt. Sonnenfinsternisse können nur bei Neumond auftreten, wenn der Mond am Taghimmel steht. Eine totale Sonnenfinsternis kann nur im Bereich des Kernschattens des Mondes beobachtet werden, der immer nur ein sehr kleines Gebiet der Erdoberfläche abdeckt. Partielle Sonnenfinsternisse , die im Halbschatten des Mondes zu beobachten sind, können von einem weitaus größeren Gebiet aus beobachtet werden.
Sonnenfinsternisse können wir hier auf der Erde nur beobachten, weil die Entfernungen zwischen Mond und Sonne das gleiche Verhältnis haben wie ihre wahren Durchmesser. Das Resultat ist, daß die scheinbaren Durchmesser von Sonne und Mond für einen Beobachter auf der Erde etwa gleich groß sind. Da sowohl die Bahn der Erde um die Sonne, als auch die Bahn des Mondes um die Erde elliptisch sind können wird je nach Position beider Objekte auf ihren Bahnen, eine totale oder eine ringförmige Sonnenfinsternis beobachten.


partielle Sonnenfinsternisse
Partielle Sonnenfinsternisse sind in den in den Schemata in den Abschnitten totale und ringförmige Sonnenfinsternis hellgrau dargestellten Bereichen zu beobachten. Die Sonnenscheibe ist nur zum Teil vom Mond abgedeckt. Es entsteht der Eindruck ein Riese hätte ein Stück von der Sonnenscheibe abgebissen, denn der Mond erscheint uns, weil wir auf seine Nachtseite blicken, schwarz.


totale Sonnenfinsternisse
Totale Sonnenfinsternisse sind in den im Schema dunkelgrau dargestellten Bereichen zu beobachten. Die Sonnenscheibe wird hier vollständig vom Mond abgedeckt. Bedingung hierfür ist, daß der Mond der Erde so nahe steht daß sein scheinbarer Durchmesser größer ist als der der Sonne.
Während der ersten partiellen Phase, die ca. 80 Minuten dauert, kann man beobachten, wie sich der Mond langsam vor die Sonnenscheibe schiebt. Der Mond erscheint uns, weil wir auf seine Nachtseite blicken, schwarz.
Dann,kurz vor der Totalität überschlagen sich die Ereignisse. Alles ist in ein merkwürdig graues Dämmerlicht getaucht. Die Fliegenden Schatten sind auf einer weißen Fläche, wie zum Beispiel einem auf dem Boden liegenden Bettlaken zu sehen. Sie entstehen durch Schlieren in der Erdatmosphäre. Inzwischen ist die Sichel die von der Sonnenscheine noch übrig geblieben ist soweit geschrumpft, daß nur noch durch einige Mondtäler Sonnenlicht zu und dringen kann, das Perlschnurhänomen ist zu sehen. Die Perlen werden immer weniger, bis nur noch eine einzige übrig ist, der Brillantring ist zu sehen. Wenn der Brillantring verschwunden ist taucht die innere Korona auf.
Der Kernschatten kommt mit einer Geschwindigkeit von 580m/s vorbeigerast. Am Ostrand der Sonne taucht eine gleißender Lichtsaum, die Chromosphäre, auf. Jetzt kann man auch das Emissionsspektrum der Chromosphäre, als sogenanntes Flashspektrum beobachten. Der Strahlenkranz der Korona, der Krone, wird nun vollständig sichtbar und am Sonnenrand kann man leuchtend rote Protuberanzen erkennen. Es ist nun so dunkel, daß man helle Sterne und die hellen Planeten erkennen kann. Nach maximal 7,6 Minuten, so lange kann die Totalität dauern läuft alles in umgekehrter Reihenfolge ab. Die Chromosphäre und das Flashpektrum werden sichtbar, der Brillantring erscheint, die Perlschnur wird sichtbar, die fliegenden Schatten huschen vorbei und sie Sonne ist wieder als schmale Sichel erkennbar.
Dann während der zweiten partiellen Phase, die wiederum ca. 80 Minuten dauert kann man beobachten wie der Mond die Sonne langsam wieder freigibt.

sonnenfinsternis_total
Stellung von Sonne, Mond und Erde während einer totalen Sonnenfinsternis

ringförmige Sonnenfinsternisse
Ringförmige Sonnenfinsternisse kann man dann beobachten, wenn der Mond sich gerade dann vor die Erde schiebt, wenn er nahe dem Apogäum, dem erdfersten Punkt seiner Bahn um die Erde, ist. Sein scheinbarer Durchmesser ist dadurch scheinbar kleiner als der scheinbare Durchmesser der Sonne. Dadurch erreicht der Kernschatten nicht mehr die Erde (siehe Zeichnung oben). Für einen Beobachter der auf der Erde auf der verlängerten Achse des Kernschattens auf die Erde steht bleibt ein unverfinsterter Ring der Sonnenscheibe übrig.


sonnenfinsternis ringfoermig

Stellung von Sonne, Mond und Erde während einer ringförmigen Sonnenfinsternis

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Planeten vor der Sonne
Eine Art Minisonnenfinsternis entsteht, wenn einer der beiden inneren Planten Merkur und Venus auf seiner Bahn zwischen Erde und Sonne hindurchwandert. Man sieht den Planeten als kreisrundes, schwarzes Scheibchen auf der Sonnenoberfläche. Diese Ereignisse sind allerdings nur sehr selten zu beobachten. Zum Beispiel war im ganzen 20. Jahrhundert nicht ein Venusdurchgang zu beobachten.

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Energiegewinnung im Inneren der Sonne

Im Zentrum unserer Sonne befindet sich ein riesiger Fusionsreaktor. Was Physiker auf der Erde mit großem Aufwand zu bauen versuchen funktioniert in Universum bereits seit Entstehung der ersten Sterne.
Energiegewinnung durch Chemische Prozesse, wie zum Beispiel die Verbrennung von Kohlenwasserstoffen oder durch Kontraktion der Sonne, wie man früher annahm, würden nicht genügend Energie liefern. Außerdem würde der Brennstoff bei weitem nicht ausreichen um das Alter unseres Sonnensystems zu erklären. Die Kernspaltung kommt als Erklärung der Prozesse im Inneren unseres Zentralgestirns genausowenig in Frage, da es dort nicht genügend schwere Elemente wie zu Beispiel Uran gibt. Das die  Energiegewinnung in der Sonne durch Kernfusion erfolgt  weiß man erst seit den 30er Jahren als man begann die Kernphysik theoretisch und experimentell zu verstehen.
Bei einer Temperatur von etwa 15 Millionen Kelvin, einem Druck von über 200 Milliarden Bar und einer Dichte von 155g/cm3 werden dort in jeder Sekunde circa 655Millionen Tonnen Wasserstoff in 650Millionnen Tonnen Helium umgewandelt. Die fehlenden 5Tonnen werden nach der bekannten Einsteinschen Formel e=m *c2 in Energie umgewandelt. Bei der Umwandlung eines einzigen Gramms Wasserstoff in Helium entsteht eine Energie von 180000 Kilowattstunden.
Bei der Fusion von Wasserstoff zu Helium, wie sie im inneren der Sonne abläuft, entsteht aus 4 Wasserstoffkernen ein Heliumkern. Dafür gibt es zwei Mechanismen, die bei unterschiedlichen Temperaturen ablaufen Zum einen ist das der Proton-Proton-Zyklus, der im inneren unserer Sonne zum überwiegenden Teil abläuft, und zum anderen der Bethe-Weizäcker-Zyklus, auch Kohlenstoff-Stickstoff-Zyklus genannt. Auf beide Mechanismen möchte ich hier aber nicht näher eingehen.
Durch Fusionsreaktionen im inneren von Sternen können Elemente bis zum Eisen gebildet werden. Die schwereren Elemente entstehen, wenn ein Stern am Ende seins Lebens in einer Supernova explodiert. Dieses Kapitel wird im Kapitel Sterne ausführlicher behandelt, da es hier den Rahmen sprengen würde.

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Aktualisiert am 02. März 2004 von  Martina Haupt