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Das bedeutendste Gestirn ist für uns ohne Zweifel die Sonne. Ihre Leuchtkraft macht das Leben so wie wir es kennen erst möglich. Ihre Energie scheint unerschöpflich und wird in unvorstellbaren Mengen in den Weltraum gestrahlt. Jedoch zeigt auch die Sonne Aktivitätszyklen, sich ändernde Flecken und Ausbrüche. Unser Tagesgestirn ist deshalb ein viel interessanterer Himmelkörper, als es die alte Vorstellung von der ewig gleichen und vollkommenen Gottheit vermuten liess.
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| Die Sonne mit zahlreichen Sonnenflecken. © R. Brodbeck |
Die Bedeutung der Sonne als Quelle von Wärme und Licht wurde schon von den alten Kulturen erkannt. Daher ist es nicht überraschend, dass der Sonne immer wieder göttliche Verehrung zuteil wurde. Es gab aber auch Versuche, die physikalische Natur der Sonne zu ergründen. So schloss der griechische Philosoph Anaxagoras (499 - 427 v. Chr.), dass die Sonne eine Masse aus glühendem Gestein von der Grösse der Griechischen Halbinsel sei. Um 270 v.Chr. versuchte Aristarch die Entfernung der Sonne geometrisch zu bestimmen. Allerdings konnte er nur feststellen, dass die Sonne sehr viel weiter weg sein musste als der Mond. Hipparch, der im 2. Jahrhundert v.Chr. lebte, gab eine Distanz von etwa 10 Millionen Kilometer an. Hipparchs Sonnendistanz bedeutete nun, dass die Sonne wesentlich grösser als die Erde sein musste. Ein Objekt von der Grösse des Peloponnes erschiene aus einer Entfernung von 10 Millionen Kilometer nicht als eine vollmondgrosse Scheibe, sondern würde bedeutend kleiner am Himmel erscheinen. Mit dem dogmatisch gelehrten geozentrischen Weltbild von Plato endeten die antiken Versuche, die Entfernung und die Natur der Sonne zu begründen.
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| Das Titelbild von Cristoph Scheiners Rosa Ursina sive Sol (1630) zeigt Scheiner, wie er von einem Assistenten ein Bild der Sonne projizieren lässt. |
Erst mit den keplerschen Gesetzten der Planetenbewegung, der Erfindung des Fernrohres und der konsequenten Anwendung eines Weltbildes, das die Erde um die Sonne kreisen liess, waren zu Beginn des 17. Jahrhunderts neue Wege offen. Mit den Gesetzen der Planetenbewegung nach Kepler konnte man eine massstäbliche Zeichnung der Umlaufbahnen der Planeten um die Sonne anfertigen, doch zu Galileis Zeiten fehlte noch der Massstab. Die bedeutendste oder interessanteste Grösse dabei war sicherlich die Entfernung der Sonne von der Erde. Erst G.D. Cassini konnte im Jahre 1672 für den Abstand der Sonne einen Wert angeben (138 Mio. km), der dem heute gültigen Wert nahe kommt. Heute werden Radarechos an den Planeten und die Flugbahnen der Raumsonden zur genauen Bestimmung von Distanzen im Sonnensystem verwendet. Die Sonne ist 149.599 Mio. Kilometer entfernt. Wobei aufgrund der nicht ganz kreisrunden Erdbahn die Distanz jährlich zwischen 147 Mio. und 152. Mio. Kilometer schwankt. Der genaue Wert ist die sogenannte grosse Halbachse der Erdbahnellipse. Die bekannte Distanz erlaubt es, die Grösse zu bestimmen: Die Sonne misst 1.4 Mio. Kilometer im Durchmesser. Zum Vergleich: Der Mond umkreist die Erde in nur knapp 400'000 Kilometer Abstand. Somit hätte die Erde inklusive Mondbahn bequem in der Sonne Platz.
Vor der Zeit Galileis wurde die Sonne für einen "makellosen" Himmelskörper gehalten. Es gab schon seit 2000 Jahren Berichte über dunkle Flecken auf der Sonne, aber die dunklen Flecken wurden allgemein als Vordergrundobjekte wie Vögel oder als ein sich zufällig vor der Sonne befindlichen Planeten gehalten. Selbst Kepler hielt einen mit freiem Auge beobachtbaren Sonnenfleck für den Planeten Merkur. Galilei beschrieb die Sonnenflecken 1613 als erster, erkannte aber ihre Bedeutung nicht gleich, so dass andere (Fabricius und Scheiner) diese Entdeckung publizierten.
Um die Frage nach der Chemie der Sonne zu beantworten, musste man ihr Licht in die Regenbogenfarben zerlegen. Dass das Sonnenlicht aus verschiedenen Farben zusammengesetzt ist, wusste bereits Newton, doch erst zu Beginn des 19. Jahrhunderts wurden die Instrumente gut genug, dass im "Regenbogen" (Spektrum) des Sonnenlichts schwarze Linien erkennbar wurden. Ganz bestimmte Farben fehlten also im Licht der Sonne. Obwohl diese Linien schon um 1802 von W. Wollaston entdeckt wurden, werden sie heute nach Joseph Fraunhofer benannt, der um 1814 einen Katalog dieser Linien im Sonnenspektrum veröffentlichte. 1859 erkannten Gustav Kirchoff und Robert Bunsen, welchen Schatz die Wissenschaft mit diesen Linien in den Händen hielt. Sie zeigten, dass mit diesen Linien auf die chemische Zusammensetzung der Gase zwischen der Lichtquelle und dem Beobachter geschlossen werden konnte. Man stellte fest, dass die Sonne aus 73.46% Wasserstoff und 24.85% Helium bestand.
Nach und nach lernte man, dass nicht nur die Chemie, sondern auch viele weitere Eigenschaften des die Linien verursachenden Gases aus den Fraunhofer-Linien zu lesen sind: Temperatur, Druck, relative Häufigkeit verschiedener Substanzen und die Stärke der Magnetfelder. So stellte man fest, dass die alle 11 Jahre besonders häufig auftretenden Sonnenflecken Orte sind, die durchaus 1000 Grad kühler als die sonst 6000 Grad heisse Sonnenoberfläche sein können und ausserdem von im Vergleich zum Erdmagnetfeld 1000x stärkeren Magnetfeldern durchzogen sind.
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| Fraunhoferlinien des Wasserstoffatoms |
Die Antwort auf diese Frage war der Physik des 20. Jahrhunderts vorbehalten. Alle im 19. Jahrhundert bekannten Energiequellen konnten nicht erklären, warum die Sonne über enorm lange Zeiträume auf jedem Quadratmeter Ihrer Oberfläche mit 62 Megawatt in den Weltraum strahlen kann (das entspricht pro Fläche eines Wohnzimmers der Leistung eines Atomkraftwerks). Etwa seit der Mitte des 20. Jahrhunderts weiss man, dass die Sonne ihre Energie aus der Kernfusion bezieht. 4 Atomkerne des Wasserstoffs verschmelzen über mehrere Zwischenstufen zu einem Heliumkern. Dies läuft alles im innersten Bereich der Sonne bei 15 Millionen Grad Temperatur und einem Druck von 250 Millionen Bar ab. Dabei ist das Gas 12 mal so dicht wie Blei. Die Energie wird von dieser Kernregion zunächs als Strahlung nach aussen transportiert. Dies geschieht nicht direkt, denn das heisse Gas ist nicht durchsichtig. Die Strahlung wird verschluckt und wieder neu ausgestrahlt. Deshalb sickert sie gewissermassen Richtung Oberfläche. Erst auf den letzen 14% des Weges an die Oberfläche löst Konvektion, d.h. das Aufsteigen von heissen Gasblasen, den Strahlungstransport ab. Diesem Brodeln verdankt man auch die Magnetfeldaktivität. Denn die Bewegung des heissen, elektrisch leitfähigen Gases, sog. Plasma, erzeugt elektrische Ströme und damit auch Magnetfelder.
Die Magnetfelder können jedoch auch das Hochsteigen von heissem Gas behindern, wenn sie an einer Stelle zu stark werden. Die Sonne kühlt an dieser Stelle ab und wird im Vergleich zur Umgebung dunkler. So entsteht ein Sonnenfleck.
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| Die Korona wird bei einer totalen Sonnenfinsternis sichtbar. © R. Brodbeck |
An der 6000 Grad heissen Oberfläche der Sonne, der Photosphäre, wird das Gas durchsichtig und die Energie kann in den Weltraum abgestrahlt werden. Es wäre nun naheliegend, anzunehmen, dass die immer dünner werdenden Gase über der Sonnenoberfläche immer kälter werden, je höher sie liegen. Doch nach einem Temperaturminimum von etwa 4500 Grad 500 Kilometer über der sichtbaren Oberfläche, steigt die Temperatur wieder um 200 Grad pro Kilometer Höhe. Schon bei 3000 km Höhe beginnt die sogenannte Korona, die sich durch Temperaturen im Bereich von Millionen Grad auszeichnet. Lange suchte die Wissenschaft eine Antwort auf die Frage, wie die Korona heisser sein kann als die Sonnenoberfläche. Auch hier spielen die Magnetfelder eine Rolle. Die von der Sonnenoberfläche in die Korona reichenden Magnetfelder ändern dauernd. Dadurch werden elektrische Ströme in das leitfähige Gas induziert. Diese elektrischen Ströme heizen schliesslich die Korona auf Millionen Grad auf.
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Sonnenfleckengruppe. © M. Cramer |
Das sichtbare Licht der Sonne erreicht uns in fast gleichbleibender Stärke und erweckt so den Eindruck einer zuverlässigen und stetigen Sonne. Doch zeigen die im folgenden Abschnitt diskutierten Stürme im Sonnenwind, dass es durchaus Unstetigkeiten gibt und Veränderungen nicht nur auf geologische Zeiträume beschränkt bleiben.
Die am längsten bekannte veränderliche Erscheinung der Sonnenoberfläche sind die Sonnenflecken. Ihr regelmässiges Auftreten mit einer Periode von etwa 11 Jahren ist die auch mit bescheidenen Mitteln leicht zu beobachtende Erscheinung des Aktivitätszyklus der Sonne. Die professionelle Sonnenforschung hat gezeigt, dass dieses 11 Jahre dauernde Zu- und Abnehmen der Häufigkeit der Sonnenflecken in Magnetfeld der Sonne zu suchen ist, das sich alle 22 Jahre einmal komplett umpolt.
Zur Zeit (Herbst 2000) erleben wir gerade das Maximum dieses Zyklus der Sonnenflecken. Das Fleckenmaximum bedeutet ein gehäuftes Auftreten von Strahlungsausbrüchen und unter Umständen auch die Erde treffende Teilchenschauer, die durchaus Einfluss auf unsere Zivilisation haben können.
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| Korona der Sonne: Nach rechts unten wird gebündelt Gas abgestossen. Die Sonne selbst ist mit einer Blende abgedeckt. © SOHO, ESA |
Die Korona der Sonne ist so heiss, dass sie dauernd in den Weltraum expandiert. Im Weltraum stationierte Sonden messen in Erdnähe einen von der Sonne kommenden Gasstrom von etwa 5 Teilchen pro Kubikzentimeter, der sich mit rund 400 km pro Sekunde bewegt. Dies ist der sogenannte Sonnenwind, der ein Strom aus subatomaren Teilchen, meist Elektronen und Protonen, ist. In 60'000 Kilometer Entfernung von der Erde trifft der Sonnenwind auf das Erdmagnetfeld. Da die Teilchen elektrisch geladen sind, können sie nicht einfach in das Magnetfeld eindringen. Es bildet sich eine Schockfront aus. Ein kleiner Teil wird zu den Magnetpolen geleitet, das Meiste läuft am Erdmagnetfeld vorbei. Dabei wird das Magnetfeld der Erde weit in den Raum hinaus mitgezogen.
Der Sonnenwind ist leider nicht eine gleichmässig sanft wehende Brise, sondern ist besonders in den Zeiten erhöhter Sonnenaktivität durchaus mit Sturmböen durchsetzt. Das Sonnenwindgas dampft nicht einfach gleichmässig von den äussersten Schichten der Korona weg. Es können Stürme auftreten, die bis zu 1500 Kilometer pro Sekunde Gas in das Sonnensystem schiessen. Trifft ein solcher Sturm im Sonnenwind die Erde, so wird das Zusammenspiel von Teilchenstrom und Erdmagnetfeld erheblich gestört. Das Erdmagnetfeld schwankt aufgrund der mit dem Sturm mitgeführten Magnetfeldern. Diese Magnetfeldschwankungen können in lange (Metall-)Kabel wie Hochspannungsleitungen oder Telekommunikationskabel Spannungen induzieren, die durchaus ein Stromnetz lahmlegen können und das auch schon getan haben. Satelliten sind ganz besonders gefährdet. Der erhöhte Teilchenfluss kann ihrer Elektronik zusetzen.
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| Riesenprotuberanz. Entlang von Magnetfeldern wird Gas weit über die Sonnenoberfläche hinaus in die Höhe geführt. Zum Vergleich ist als blauer Punkt die Erde im richtigen Masstab in das Bild gezeichnet. © SOHO. |
Solche Ausbrüche finden ihren Anfang oft in einem sogenannten Flare. Das ist ein kurzzeitiger aber heftiger Helligkeitsausbruch in der Nähe einer Sonnenfleckengruppe, wenn plötzlich Magnetfelder zusammenbrechen und die induzierten elektrischen Ströme ein relativ eng begrenztes Gebiet aufheizen. Tritt ein solcher Flare auf, steigt die Sonnenhelligkeit im Bereich der Ultraviolett- (UV-) und Röntgenstrahlen plötzlich stark an. Die Röntgenstrahlung kann für einen im Weltraum arbeitenden Astronauten tödlich sein. Mit dem Flare werden Teilchen auf hohe Geschwindigkeiten beschleunigt und verursachen schliesslich den von der Sonne weg schiessenden Sturm.
Die Beobachtung der Sonne, des Sonnenwindes und seiner Aktivität, d.h. die Beobachtung des sog. Weltraumwetters, ist für unsere Telekommunikationsgesellschaft von grosser Bedeutung. Als Nebenprodukt dieser Forschung und den Versuchen, eine Weltraum-Wetterprognose zu stellen, gibt es auch Prognosen zur Nordlichtaktivität. Diese sind genau dann besonders intensiv, wenn viele Teilchen des Sonnenwinds auf die Erdatmosphäre treffen. Also äussert sich ein Sturm im Sonnenwind auch in Form von Nordlichtern, die dann vielleicht sogar für wenige Stunden in Mitteleuropa zu sehen sind, wie dies beispielsweise im April und Juli 2000 geschehen ist.
Quelle der Raumsondenbilder: "Courtesy of SOHO/LASCO consortium. SOHO is a project of international cooperation between ESA and NASA.
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