Sonn

Vu Wikipedia
Wiesselen op: Navigatioun, sichen
Eis Sonn, mat Flecken

D'Sonn, op Latäin Sol, ass de Stär am Zentrum vun eisem Planéitesystem, dat mir Sonnesystem nennen.

Eis Sonn ass fir d'Liewen op der Äerd vu fundamentaler Bedeitung. Vill wichteg Prozesser op der Äerduewerfläch, wéi d'Klima an d'Liewe selwer, ginn duerch d'Stralungsenergie vun der Sonn ugedriwwen. Si stamen ongeféier 99,98 % vum ganzen Energiebäitrag zum Äerdklima vun der Sonn – de butzege Rescht gëtt aus geothermalen Hëtztquelle gespeist. Och d'Gezäite ginn zu engem Drëttel op d'Gravitatioun vun der Sonn zréck.

D'astronomescht Zeechen fir eis Sonn ass ☉.

Date vun eiser Sonn[änneren | Quelltext änneren]

Eis Sonn am utraviolette Beräich
Sonn Verhältnes Sonn/Äerd
Stäreklass (kuckt Spektralklass a Liichtkraaftklass) G2V -
Zäit bis zum Enn vum Waasserstoffbrennen am Zentrum ongeféier 4,5–5 Milliarde Joer -
Mëttleren Duerchmiesser 1.392.520 km 109,084
Gravitatiounsradius 2,95325 km 332.946
Mëttlere Wénkelduerchmiesser 31' 59,3" -
Solar Gravitatiounskonstant (GM) 1,32712440018•1020 m3 s−2 332.946
Mass 1,9884•1030 kg 332.946
Masseverloscht pro Sekonn duerch Stralung 4,295•109 kg -
Masseverloscht pro Sekonn duerch de Sonnewand ronn 1•109 kg -
Masseverloscht bis haut duerch Stralung ronn 520•1024 kg = 87 Äerdmassen -
Liichtkraaft 3,86•1026 W -
Fluchtvitesse 617,319 km/s 62,927
Dicht 1,408 g/cm3 0,2553
Dicht am Zentrum 150 g/cm3 11,1
Drock (Zentrum) > 2•1016 Pa -
Uewerflächevitesse 273,96 m/s² 27,9
Mëttel Visuell Magnitude -26m,8 -
Absolut Hellegkeet 4,87M -
Absolut bolometresch Hellegkeet 4,74M -
Temperatur am Zentrum 1,48•107 °C 2114
Temperatur an der Photosphär ronn 6100 °C -
Temperatur vun der Korona ronn 1–2 Millioune K -
Effektivtemperatur 5777 K (5504 °C) -
Stralungsmaximum ronn 500 nm gréngt Liicht -
Spezifesch Ausstralung op der Uewerfläch 6,318•107 W/m² -
Rotatiounsdauer um Equator 25 d 9 h 7 m 25,38
Rotatiounsvitesse um Equator 1856,847 m/s 4,01
Rotatiounsdauer bei 75° Breet 31 d 19 h 12 m -
Schréiegt vun der Achs géint d'Ekliptik 7° 15' -
Distanz zum Zentrum vun eiser Galaxis ronn 28.000 Liichtjoer -
Ëmlafzäit ëm den Zentrum vun eiser Galaxis (Galaktescht Joer) ronn 210.970.000 Joer -
Ëmlafvitesse ëm den Zentrum vun der Galaxis ongeféier 250 km/s -
Distanz vun der Sonn op Äerd 149.597.870 km -
Maximal erreechbaren Alter 11.112.000.000 Joer ronn 1,11
Verbrauch vu Waasserstoff pro Sekonn 564.000.000 Tonnen / sek. -

Allgemenges[änneren | Quelltext änneren]

D'Sonn ass dee mächtegsten Himmelskierper an eisem Planéitesystem, zu deem d'Gesamtmass si mat engem Undeel vun 99,9 % bäitréit. Den Duerchmiesser huet ongeféier 1,39 Millioune km (109-fachen Äerdduerchmiesser), wat knapps ënner der geschater Moyenne vun alle Stären läit.

Hiren duerchschnëttlechen Ofstand vun der Äerd ass ongeféier 150 Millioune Kilometer. D'Äerd kënnt der Sonn bei hirem Perihel-Duerchgank ëm den 3. Januar (2.–4. Januar) bei 147,099 Mio. km am nächsten, déi gréisst Distanz huet si bei hirem Aphel-Duerchgank ëm de 5. Juli (3.–6. Juli) bei 152,096 Mio. km.

Duerch hir Uewerflächentemperatur vun 5.778 K fält d'Sonn an d'Spektralklass G2 am guet d'Liichtkraaftklass V. De G2V Stär ass dofir en duerchschnëttlechen, giel liichtenden „Zwergstär“, deen an der ronn 10 Milliarde Joer dauernden Haaptphas vu senger Entwécklung ass. Eis Sonn gehéiert am Hertzsprung-Russell-Diagramm der Haaptrei un an hiren Alter gëtt op ronn 4,57 Milliarde Joer geschat.

Rotatioun[änneren | Quelltext änneren]

Eis Sonn rotéiert a ronn véier Wochen ëm hir eegen Achs. Dës Rotatioun dauert um Equator 25,4 Deeg, an mëttleren Breeden 27 bis 28 Deeg an no bei de Polen 36 Deeg. Dësen Ënnerscheed an der Dauer vun engem Sonnendags gëtt als differenziell Rotatioun bezeechent an ass zanter laangem duerch Gas- an Hydrodynamik erklärbar. Ufanks vun de 1990er ass erkannt ginn, datt d'Sonn ënner der Konvektiounszon gläichfërmeg mat enger Period vu knapps 27 Deeg rotéiert. Den Iwwerganksberäich, d'Tachocline, ass duerch ee staarke radiale Gradient vun der differenzieller Rotatioun gekennzeechent. En ass op wéineg Prozenter vum Sonneradius begrenzt a fält ongeféier mat dem ënneschten Enn vun der Konvektiounszon zesummen. De Verlaf vun der differenzieller Rotatioun bannescht der Konvektiounszon souwéi d'Lag an d'Déckt vun der Tachocline sinn theoretesch nach net verstanen.

Opbau[änneren | Quelltext änneren]

Den Opbau vun der Sonn.

D'Sonn besteet aus verschiddenen Zone mat schuelefërmegem Opbau, woubäi d'Iwwergäng allerdéngs net streng vuneneen ofgegrenzt sinn.

Zesummesetzung[änneren | Quelltext änneren]

D'Sonnemass ass ongeféier dat Duebelt vun der geschaten Duerchschnëttsmass vun engem Stär aus der Mëllechstrooss. Zielt een nëmmen d'Stäre mat Waasserstoffbrennen (schléisst also déi „Brong Zwerge“ aus), läit hir Mass am Duerchschnëtt. Hir Mass setzt sech zu 73,5 % aus Waasserstoff an zu 25 % aus Helium zesummen. Déi restlech 1½ Prozent vun der Sonnemass setzt sech aus verschidde schwéieren Elementen bis aschléissend Eisen (kuckt Periodesystem) zesummen, virun allem Sauerstoff a Kuelestoff. Geméiss der Zuel vun Atome zielt de Waasserstoffundeel 92,0 % an den Heliumundeel 7,9 %.

Kär[änneren | Quelltext änneren]

Sämtlech fräi Energie staamt aus engem als „Kär“ benannten Zon an der Mëtt vun der Sonn. Dëse Kär huet eng Gréisst vum Zentrum bis zu ongeféier engem Véirel vum Radius vun der visueller Sonnenuewerfläch. Obwuel de Kär nëmmen 1,6 % vum Sonnenvolumen ausmécht, sinn hei ronn 50 % vun der Sonnemass konzentréiert. Bei enger Temperatur vu ronn 15,6 Millioune K läit d'Matière a Form vu Plasma vir.

Stralungszon[änneren | Quelltext änneren]

D'Struktur vun der Sonn.

Kuckt och Stärenopbau

Ronderëm de Kär läit déi sougenannt „Stralungszon“, déi ongeféier 70 % vum Sonneradius ausmécht. Am Vakuum vum Weltraum bewege sech d'Gammaphotonen mat Liichtvitesse duerch de Raum. Am Zentrum vun der Sonn ass eng héich Dicht, sou datt d'Photonen ëmmer nees mat den Deelercher vum Plasmas zesummestoussen, dobäi absorbéiert an nees ofgestraalt ginn. Si bewege sech op enger zoufälleger Bunn an diffundéieren dobäi Richtung Sonnenuewerfläch. Statistesch gesinn, brauch e stännegt absorbéiert an re-emittéiert Photon ongeféier 10.000 bis 170.000 Joer, fir d'Sonn ze verloossen. Dat bedeit, datt d'Liicht, dat mer haut vun der Sonn kréien, schonn viru laanger Zäit gemaach gouf. Bei jiddwer Zesummestouss an der Stralungszon hëlt d'Stralungsenergie vum Photon of a seng Wellelängt hëlt zou. D'Gammastralung gëtt a Röntgenstralung ëmgewandelt.

Anescht wéi bei de Photone kommen d'Neutrinoe bal ongehënnert duerch d'Schichte vun der Sonn, well se kaum mat Matière a Wiesselwierkung trieden. D'Neutrinos erreechen, well si sech mat bal mit Liichtvitesse bewegen, schonn no aacht Minutten d'Äerd, woubäi se bal ongehënnert duerch de Planéit ginn. An all Sekonn passéiere ronn 70 Milliarden Neutrinoen ee Quadratzentimeter vun der Äerduewerfläch.

Konvektiounszon[änneren | Quelltext änneren]

Un d'Stralungszon schléisst sech d'„Konvektiounszon“ un. Si ass 140.000 km déck a mécht soumat 20 % vum Sonneradius aus. Am Grenzberäich zu der Stralungszon huet d'Temperatur nach ongeféier zwou Millioune Kelvin. Energie gëtt an dëser Zon net méi duerch Stralung ofginn, mä duerch eng Stréimung (Konvektioun) vum Plasma nees no baussen transportéiert. Dobäi klëmmt waarm Matière a gewaltege Stréim no baussen, killt do of a fält nees an de Sonnenzentrum erof. Well dat frësch opsteigend Plasma méi waarm an domat méi hell as als wéi dat eroffalend, sinn d'Konvektiounszellen mat engem Teleskop als Granulatioun vun der Sonnenuewerfläch ze gesinn. (nëmme mat spezielle Filteren !)

Sonnenuewerfläch an Ëmgéigend[änneren | Quelltext änneren]

Photosphär[änneren | Quelltext änneren]

Iwwer der Konvektiounszon läit d'Photosphär, déi mer als Quell vun der Sonnestralung feststellen: eng „Kugelschuel aus Liicht“ déi de Mënsch als siichtbar Sonnenuewerfläch gesäit. Si ass awer nëmmen eng 300 bis 400 km déck Schicht, wou d'Temperatur op der Uewerfläch ronn 5800 Kelvin (5500 °C) waarm ass. D'Photosphär gëllt allgemeng als déi eigentlech Sonnenuewerfläch, obschonn eis Sonn – wéi och déi meescht aner Stäre – keng schaarf baussecht Grenz hunn.

Chromosphär vun eiser Sonn no enger Hα-Spektralanalys.

D'Photosphär gëtt déi komplett vum Sonnenkär ausgeléisten an opsteigend Energie als Stralung of – gréisstendeels am visuelle Liicht, wat och hiren Numm seet (griich. φoς = Liicht). Eréischt do huet d'Energie vun de Stralungsquante souwäit ofgeholl, datt si onschiedlech a fir dat mënschlecht A siichtbar ass. Wéinst ongeheiere Wirbel an variable Magnéitfelder (Quell vun de Sonneflecken) däerf ee sech d'Uerwerfläch allerdéngs net glat virstellen. Duerch digital Bildveraarbechtung vun de Miessunge vu SOHO oder TRACE kann ee si sou duerstellen, datt si wéi haart, awer dauernd beweeglecht Material ausgesäit. Fir d'Turbulenzen ass och déi elektresch Elektresch Leetfäegkeet vun der waarmer Sonnematière bestëmmend.

Chromosphär[änneren | Quelltext änneren]

Iwwer der Photosphär ass d'Chromosphär. Si gëtt vun der Photosphär zwar iwwerstraalt, ass awer bei enger Sonnendäischtert fir e puer Sekonnen als roudelzegt Liicht ze gesinn. D'Temperatur hëlt hei bis iwwer 10.000 K zou, während d'Gasdicht ëm de Faktor 10−4 op 10−15 g/cm3 ofhëlt. D'Liicht, dat duerch d'Chromosphär schéngt, gëtt zu engem klengen Deel absorbéiert. D'Chromosphär souwéi den ieweschten Deel vun der Photosphär sinn dofir fir déi charakteristesch donkel Linne vum Sonnespektrum, déi als Fraunhoferlinne bekannt sinn, verantwortlech.

Sonnekorona[änneren | Quelltext änneren]

D'Korona vun der Sonn während der Sonnendäischtert am Joer 1999, kuerz virun dem Sonnefleckenmaximum. D'Strale verlafen no all Säiten.

Iwwer der Chromosphär läit d'Korona, an där d'Dicht nach eng Kéier ëm de Faktor 10−4 op 10−19 g/cm3 ofhëlt. Déi bannescht Korona erstreckt sech – jee no dem aktuellen Fleckenzyklus – ëm een bis zwéi Sonneradien no baussen a stellt eng éischt Iwwergangszon zum interplanetaresche Raum duer. Duerch Sonnestralung, Stousswellen an aner Wiesselwierkunge vu mechanescher oder magnéitescher Aart gëtt déi baussenzeg verdënnte Koronamatière allerdéngs op Temperature vu bis zu zwou Millioune Kelvin opgehëtzt. Déi genee Ursaache vun dësem Heizmechanismus ass nach onkloer. Eng méiglech Energiequelle wieren akustesch Wellen a Microflares – kleng Ausbréch op der Sonnenuewerfläch.

E besonnesch héijen Temperaturgradient ass op der ënneschter Grenz vun der Korona, wou hir Dicht no uewe méi rapid ofhëlt, wéi d'Energie oftransportéiert ka ginn. Bannen e puer honnert Héichtekilometer klëmmt déi kinetesch Gastemperatur ëm eng Millioun Grad a „mécht sech Loft“, andeems déi zousätzlech Heizenergie als Sonnewand entwäicht. D'Korona kann nëmmen opgrond hirer extrem niddreger Dicht sou waarm ginn.

Dee bei all totaler Sonnendäischtert visuelle Stralekranz (lat. Corona = Kroun) huet scho viru Joerdausenden d'Mënschen erstaune gedoen. D'Korona kann etlech Millioune Kilometer grouss ginn a weist eng stralefërmeg Struktur, déi sech mat dem Zyklus vun de Sonneflecke staark ännert. Am Sonneflecken-Maximum verlafen d'Stralen no alle Säiten, am Minimum nëmmen an der Géigend vum Sonnenequator.

D'Korona geet an de Sonnewand iwwer. Dësen erstreckt sech bis zu der Heliopaus, wou hien op dat Interstellaart Medium trëfft.

Physikalesch Eegeschaften[änneren | Quelltext änneren]

Energiehierstellung[änneren | Quelltext änneren]

Haaptsächlech duerch d'Proton-Proton-Reaktioun an zu engem klengen Deel (1,6 %) duerch den CNO-Zyklus verschmëlzen Waasserstoffkären zu Heliumkären, woubäi Gammastralung an Elektronneutrinos hiergestallt ginn. Déi hiergestallten Heliumkären hunn opgrond vun der Verbindungsenergie eng méi kleng Mass wéi den Total vun den ufänglechen Waasserstoffkäre (Massendefekt). De Massenënnerscheed gëtt geméiss der Formel E = m • c2 an Energie ëmgewandelt (pro Fusioun vu véier Protonen zu engem He-Kär ≈ 27 MeV). Am Kär vun der Sonn gi pro Sekonn 564 Milliounen Tonne Waasserstoff zu 560 Millioune Tonnen Helium fusionéiert.

Déi 4,3 Milliounen Tonnen Differenz pro Sekonn (déi der Relativitéitstheorie no ze schléissen ass) erginn eng Totalleeschtung vun ongeféier 3,7 × 1026 W, déi am Kär fräigesat an zum Schluss op der Uewerfläch zum gréissten Deel als Liicht ofgestraalt gëtt. En Deel vun e puer Prozent vun der Energie gëtt duerch d'Neutrinoen direkt aus dem Kär erausgeschléidert.

Fir datt et am Sonnenzentrum zu enger Kärfusioun komme kann, gëtt eng héich Temperatur gebraucht: Déi kinetesch Energie vun den Deelercher mussen duer goen, fir bei engem Zesummestouss déi elektrostatesch Ofstousssungskraaft vun de positiv geluedene Protonen (Waasserstoffkären) z'iwwerwannen. D'Temperatur am Sonnekär mat där doraus resultéierender typesch kinetescher Energie vun de Protone weist sech bei enger naiver, klassescher Rechnung als eigentlech ze „kal“ fir eng Kärfusioun. Datt et trotzdeem Fusioune gëtt, ass op de quantemechaneschen Tunneleffekt zeéckzeféieren. Et besteet dobäi eng bestëmmte Wahrscheinlechkeet, datt sech zwéi Protone sou no kommen, datt et eng Kärverschmëlzung ka ginn. Den Energieniveau vun den ofstoussende Kräfte gëtt bei der Verschmëlzung souzesoen „duerchtunnelt“. D'Wahrscheinlechkeet vun enger Fusioun vun zwéi Waasserstoffkären am Zentrum vun der Sonn ass zwar ganz kleng. Well awer eng immens Zuel vu Kären do sinn an d'Dicht enorm ass, kënnen trotzdeem gewalteg Energiemasse fräigesat ginn.

Am Sonnekär entsteet aus den dicht gedrängten Atomkäre vum Waasserstoff duerch Kärfusioun Helium, sou datt de Waasserstoff-Undeel zugonschte vum Helium an Zukunft weider fale wäert. Dëse Prozess ass de Motor vun der Sonn, aus deem si déi Energie bezitt, déi si an der Photosphär duerch Stralung ofgëtt. Well d'Sonn kee feste Kierper wéi déi äerdähnlech Planéiten a Mounden ass, mä e gliddege Gasball, wier si ouni dësen Energienoschub vu bannen onstabil. Si géif sech ofkillen an op e Brochdeel vun hirer aktueller Gréisst zesummenzéien.

Stralungsleeschtung[änneren | Quelltext änneren]

Eis Sonn schéckt en extrem breet Spektrum vun elektromagnéitesche Wellen aus, dat op ville Plaze kleng Ënnerbriechungen opweist. Dëse Spektrum fänkt u bei de Radiowellen, erreecht säi Stralungsmaximum am Beräich vum visuelle Liicht bei de Spektralfaarwen vu Giel bis Gréng a geet iwwer déi ultraviolett Welle bis zu der Röntgenstralung. Am Laf vun der biologescher Evolutioun huet sech d'A vum Mënsch a vu villen Déierenarten un de Sonnespektrum gewinnt an un de Spektralberäich ëm de Stralungsmaximum gouf fir eis erkennbar - also siichtbar. Am Ofstand zu der Äerd féiert d'Ofstralung vun deem Spektrum zu enger Astralung vu knapps 1,4 Kilowatt pro Quadratmeter (Solarkonstant). Rechent een dësen Energiefloss op déi ganz Sonn ëm, da léisst sech fir déi iwwer all Wellelängten ewech zesummen ofgestraalt elektromagnéitesch Leeschtung (Liichtkraaft) e Wäert vu ronn 3,8 × 1026 Watt ermëttelen. D'Sonn gëtt dovu 44,2 % an Infraroutstralung, 51,8 % a Liicht, 3,6 % an UV-A an 0,4 % an UV-B of.

Pulsatioun[änneren | Quelltext änneren]

D'Sonn am Röntgenliicht. Foto vum Yohkoh.

Déi ganz Sonn pulséiert an ënnerschiddleche Frequenzen. Si schwéngt souzesoe wéi eng riseg Klack. Allerdéngs kënne mer d'Schallwellen op der Äerd net héieren“, well de Vakuum vum Weltraum déi net weiderleet. Mat spezielle Methode kann een d'Schwéngungen awer siichtbar maachen.

Schwéngungen aus dem Sonnenzentrum bewegen d'Photosphär op an of. Wéinst dem Dopplereffekt ginn d'Absorptiounslinne vum Sonnespektrum, jee no Bewegungsrichtung vun de Gase verréckelt. Déi haaptsächlech féierend Schwéngung huet eng Period vu ronn fënnef Minutten (293 Sekonnen ± 3 Sekonnen).

Während der Konvektiounszon herrschen hefteg Turbulenzen, woubäi opsteigend Konvektiounszellen bei der Stréimung duerch déi ëmleiend Gase Schallwelle produzéieren. No baussen lafend Schallwellen erreechen d'Grenzschicht zu der Photosphär. Well do d'Dicht staark ofhëlt, kënnen d'Welle sech do net ausbreeden, mä gi reflektéiert a lafen nees an de Sonnekär. Mat ëmmer gréisserer Déift huelen d'Dicht vun der Matière an d'Schallvitesse zou, sou datt d'Wellefront gekrëmmt an nees no bausse geleet gëtt. Duerch stänneg Reflexioun an Iwwerlagerung kënne Schallwelle verstäerkt ginn, et bilde sech Resonanzen aus. D'Konvektiounszon wierkt soumat wéi e risege Resonanzkierper, deen déi driwwer leiend Photosphär a Schwéngung bréngt.

D'Auswäertung vun de Schwéngungen erlaabt eng Ausso iwwer den bannenzegen Opbau vun der Sonn. Sou konnt d'Ausdehnung vun der Konvektiounszon bestëmmt ginn. Analog zu der Erfuerschung vu seismesche Wellen op der Äerd, schwätzt een bei dem solaren Wëssenschaftszweig vun der Helioseismologie.

Wiesselwierkung vun der Sonn mat hirer Ëmgéigend[änneren | Quelltext änneren]

D'Sonn beaflosst och den interplanetaresche Raum mat hirem Magnéitfeld a virun allem mat der Deelchenemissioun, dem Sonnewand. Dësen Deelchestroum kann d'Sonn mat villen 100 km/s verloossen an verdrängt d'Interstellar Medium bis zu enger Distanz vu ronn 22,5 Milliarde Kilometer (150 Astronomesch Eenheeten). Dëse Beräich, deen duerch de Sonnewand wäitgoend vum interstellare Gas entlaascht gouf, heescht Heliosphär. Bei Sonneneruptioune kënne souwuel d'Vitesse wéi och d'Dicht vum Sonnewand staark zouhuelen am op der Äerd nieft de Polarliichter och Stéierungen un elektronesche Systemer an beim Funkverkéier verursaachen.

Opteschen Androck an Observatioun[änneren | Quelltext änneren]

Opteschen Androck[änneren | Quelltext änneren]

Sonnestralen duerch d'Wolleken

Kuckt een d'Sonn aus dem Weltraum, da gesäit si wäiss aus. Hir gewinnt giel Faarf erkläert sech duerch den Afloss vun der Äerdatmosphär. Kuerzwellegeres (blot) Liicht gëtt un de Loftmoleküllen (Stéckstoff, Sauerstoff, Edelgas a Kuelestoffdioxid) méi staark gestreet, wéi laangwelleges (rout) Liicht. Soumat straalt den Himmel diffus blo, Sonnenstralen, déi direkt op d'Äerduewerfläch optreffen, dogéint giel. Wat de Wee méi laang ass, déi d'Sonnestralen op hirem Wee duerch d'Atmosphär zréckleeën, ëmsou méi blot Liicht gëtt eraus gestreet. Bei Sonnenënnergang gesäit dofir d'Sonn da staark roudelzeg aus.

Mat fräiem A kann d'Sonn nëmme bei dréiwem Himmel kuerz no Sonnenopgank oder kuerz viru Sonnenënnergang observéiert ginn. D'Äeratmosphär schléckt de gréissten Deel vum Liicht, speziell och d'UV-Stralung. Dogéint reduzéiert d'Atmosphär um Horizont och staark d'Ofbildungsqualitéit a bewierkt eng vertikal Stauchung vum Sonnebild als Folleg vun der Liichtbriechung. Datt d'Sonn, wa se ënnergeet um Horizont méi grouss ausgesäit, ass dogéint net, wéi dacks gemengt gëtt, eng Suite vun der Refraktioun an de Loftschichten, mä eng optesch Täuschung, déi vun der Observatiounspsychologie ënner dem Begrëff Moundtäuschung ënnersicht an erkläert gëtt.

Zwar sinn all Phenomener vun der atmosphärescher Optik direkt oder indirekt un d'Sonneliicht geknëppt, vill vun hinne weise sech awer direkt nieft oder mat der Sonn e spezielle Bezuch. Dës gëllt un éischter Linn fir Sonnenopgang an Sonnenënnergang, mä och bal fir all Halophenomen, wéi déi 22°-Halo, d'Niewesonnen oder Liichtsäilen. E besonnescht Phenomen, dat de Begrëff vun de Sonnestrale geformt huet, sinn d'Stralebëndel. Ganz rar si Gréng Blëtzer.

Observatioun vun der Sonn[änneren | Quelltext änneren]

Mat Teleskope kann een d'Aktivitéite vun der Sonn a Form vun Protuberanzen a Sonneflecke siichtbar maachen. Observéiere kann een och hefteg Ausbréch, sougenannte Flares, déi scho mat klengen Instrumenter als méi hell an domat méi gliddeg Gebidder z'erkenne sinn. D'Sonnescheif huet vun der Äerd aus gekuckt een Duerchmiesser vu ronn 32 Bouminutten, woubäi déi exakt Gréisst vun der momentaner Distanz vun der Äerd zu der Sonn ofhänkt. Am Perihel erschéngt d'Sonnescheif am gréissten, am Aphel am klengsten.

Sonnenobservatioun mat enger Spektiv no der Projektiounsmethod.

Nimools d'Sonn direkt duerch d'Okular ukucken, well d'Aeliicht direkt futti geet! D'Sonnenobservatioun geschitt am beschten, wann d'Okularbild vum Teleskop oder Spektiv op eng wäiss Fläch (zum Beispill e Stéck Léngen oder e Stéck Kartong) projezéiert gëtt (Vill Teleskopen hu bei hirem Equipement e wäisse Blech mat dobäi). Déi Ofbildung vun der Sonn kann ouni Gefor gekuckt ginn. Dëst Method nennt een Okularprojektioun.

Eng weider Observatiounsméiglechkeet besteet mat Hëllef vu spezielle Sonnefilter. Dëst sinn Folien oder beschichtet Glieser, déi virun d'A gehale ginn oder virun d'Objektiv ubruecht ginn. Eng detailléiert Observatioun ass ausserdeem mat engem Herschelprisma oder Pentaprisma méiglech.

Bei alle beschriwwenen Observatioune gëtt dat ganzt d'Spektrum vum Sonneliicht gedämpt, d'Sonn gëtt am „Wäissliicht“ gekuckt. Dobäi ginn d'Sonneflecken, Flares an d'Granulatioun siichtbar.

Fir Protuberanzen ze kucken, brauch ee besonnesch Baudeeler oder en Teleskop. Bei engem Protuberanzenasaz gëtt d'Sonn duerch eng Scheif zougedeckt; et gëtt souzesoen eng kënschtlech total Sonnendäischtert gemaach. Déi um Sonnerand opsteigend Protuberanze ginn duerch e sougenannten H-alpha-Filter gekuckt. Dëst ass e besonnesch schmuelbandege Interferenzfilter, deen nëmmen dat déifrout Liicht vum ugereegten Waasserstoff duerchléisst. Eng Observatioun vun der ganzer Sonnenuewerfläch an dësem Spektralberäich erméigleche sougenannt H-alpha-Teleskopen. Domat kënne Protuberanzen, Filamenter, Flecken a Flares gekuckt ginn. Dës Teleskope sinn an de leschte Joren zimlech bëlleg ginn a kënne vun Amateurastronomen agesat ginn.

D'Korona kann nëmme bei enger totaler Sonnendäischtert oder mat engem speziellen Instrument, dem Koronograph, observéiert ginn.

Entwécklung vun der Sonn[änneren | Quelltext änneren]

Phas Dauer a
Millioune
Joer
Liichtkraaft
(an L0)
Radius
(an R0)
Haaptreiestär 11.000 0,7…2,2 0,9 … 1,6
Iwwergangsphas 700 2,3 1,6 … 2,3
Roude Ris 600 2,3 … 2300 2,3 … 166
Ufank vum He-Brennen 110 44 etwa 10
He-Schuelebrennen 20 44 … 2000 10 … 130
Instabil Phas 0,4 500 … 5000 50 … 200
Iwwergang zu Wäissem Zwerg
mat planetareschem Niwwel
0,1 3500 … 0,1 100 … 0,08

D'Sonn ass viru 4,6 Milliarde Joer duerch e gravitative Kollaps vun enger interstellarer Gaswollek entstanen. Dëse Kollaps, an deem senge Verlaf och d'Planéiten entstane sinn, an déi uschléissend Relaxatiounsphas war no ronn 50 Millioune Joer ofgeschloss. Déi uschléissend Entwécklungsgeschicht vun der Sonn féiert iwwer hiren aktuellen Zoustand bis zu deem vun engem Roude Ris an endlech iwwer eng onstabil Endphas am Alter vu ronn 12,5 Milliarde Joer zu engem Wäissen Zwerg, dee vun engem planetareschen Niwwel ëmkreest ass.

Dësen Oflaf léisst sech haut unhand vu Gesetzer aus der Physik an dem Wëssen kärphysikalescher Prozesser aus Laborexperimente zimlech genee am Computer modelléieren. D'Date vun eenzelne Phase sinn an der Tabell uginn (Sackmann, 1993). Den Index Null markéiert déi haiteg Kenndate vun der Sonn, dat heescht am Alter vu 4,6 Milliarde Joer.

Literatur[änneren | Quelltext änneren]

  • Kenneth R. Lang: Die Sonne – Stern unserer Erde. Springer, Berlin – Heidelberg – New York 1996. ISBN 3-540-59437-X
  • Rudolf Kippenhahn: Der Stern von dem wir leben. DVA, Stuttgart 1990. ISBN 3-421-02755-2
  • Helmut Scheffler, Hans Elsässer: Physik der Sterne und der Sonne. BI-Wiss.-Verl., Mannheim 1990. ISBN 3-411-14172-7
  • I.-J. Sackmann u. a.: Our Sun. T 3. Present and Future. In: Astrophysical Journal. Univ. of Chicago Press, Chicago Ill 418.1993, 11 (Nov.), 457–468 (Online).
  • C. Bounama, W. v. Bloh, S. Franck: Das Ende des Raumschiffs Erde. In: Spektrum der Wissenschaft. Spektrum, Heidelberg 2004, 10 (Okt.), S. 52–59.
  • Wolfgang Mattig: Die Sonne. C. H. Beck, München 1995.
  • Wolfgang Mattig: Bevor die Sonnenbeobachtung zur Sonnenphysik wurde – in Deutschland und Umgebung. In: SONNE. Mitteilungsblatt der Amateursonnenbeobachter. Berlin 2002, 103, 67 (online - pdf).
  • Michael Stix: The Sun – An Introduction. Springer, New York 2004. ISBN 3-540-20741-4
  • Josef Langer: Theoria motuum Solis et Lunae.
  • F. Herrmann, H. Hauptmann: Understanding the stability of stars by means of thought experiments with a model star. Am. J. Phys. 65, 292–295 (1997)
  • Thorsten Dambeck: Der Hexenkessel im Sonnenofen in: MaxPlanckForschung, 1/2008, S. 28 - 33,

Kuckt och[änneren | Quelltext änneren]

Saturn 01.svg Portal Astronomie

Sonnenobservatoiren[änneren | Quelltext änneren]

Um Spaweck[änneren | Quelltext änneren]

Commons: Sonn – Biller, Videoen oder Audiodateien