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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.
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.
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
Die 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.
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.
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