Sonn

Vu Wikipedia, der fräier Enzyklopedie.

Eis Sonn, mat Flecken

D’Sonn (lat. Sol) ass de Stär am Zentrum vun eisem Planéitesystem, dat mer 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 geothermale Hëtztquelle gespeist. Och d’Gezäite ginn zu engem Drëttel op d’Schwéierkraaft vun der Sonn zréck.

D’astronomescht Zeechen fir eis Sonn ass .

[änneren] Date vun eiser Sonn

Ei Sonn am utraviolette Beräich

[änneren] Allgemenges

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 Milliounen km (109-fachen Äerdduerchmiesser), wat knapp ënnert der geschätzter Moyenne vun alle Stären läit.

Hiren duerchschnëttlechen Ofstand vun der Äerd ass ongeféier 150 Millioune Kilometer. D´Äerd kënnt der Sonn bei hirem Perihel-Duerchgang ëm den 3. Januar (2.–4. Januar) bei 147,099 Mio. km am nächsten, déi gréisst Distanz huet si bei hirem Aphel-Duerchgang ëm den 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. Den G2V Stär ass dofir en duerchschnëttlechen, giel liichtenden „Zwergstär“, deen sech an der ronn 10 Milliarde Joer dauernden Haaptphas vu senger Entwécklung befënnt. Eis Sonn gehéiert am Hertzsprung-Russell-Diagramm der Haaptrei un an hiren Alter gëtt op ronn 4,57 Milliarde Joer geschätzt.

[änneren] Rotatioun

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 zënter laangem duerch Gas- an Hydrodynamik erklärbar. Ufanks vun de 1990er ass erkannt ginn, datt d´Sonn èennert der Konvektiounszon gläichfërmeg mat enger Period vu knapp 27 Deeg rotéiert. Den Iwwergangsberäich, d´Tachocline, ass duerch ee staarken radialen Gradienten vun der differenzieller Rotatioun gekennzeechent. Hie nass 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.

[änneren] Opbau

Den Opbau vun der Sonn.

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

[änneren] Zesummesetzung

D´Sonnemass ass ongeféier dat Duebelt vun der geschätzten 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 verschidden 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 %.

[änneren] Kär

Sämtlech fräi Energie stamt aus engem als „Kär“ benannten Zon an der Mëtt vun der Sonn. Dëse Kär huet eng Gréisst vum Zentrum bis zu ongeféier engem Véierel 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.

[änneren] Stralungszon

D´Struktur vun der Sonne illustréiert.

Kuckt och Stärenopbau

Ronderëm de Kär läit déi sougenannte „Stralungszon“, déi ongeféier 70 % vum Sonneradius ausmécht. Am Vakuum vum Weltraum beweege sech d´Gammaphotonen mat Liichtgeschwënnegkeet 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 ofgestralt ginn. Si beweege sech op enger zoufälleger Bunn an diffundéieren dobäi Richtung Sonnenuewerfläch. Statistesch gesinn, braucht 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, schonns 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 an Röntgenstralung ëmgewandelt.

Anescht wéi bei de Photonen kommen d´Neutrinos bal ongehënnert duerch d´Schichten vun der Sonn, well se kaum mat Matière a Wiesselwiirkung trieden. D´Neutrinos erreechen, well si sech mat bal mit Liichtgeschwënnegkeet beweegen, schonns no acht Minutten d´Äerd, woubäi si de Planéit bal ongehënnert duerchqueren. An all Sekonn duerchqueren ronn 70 Milliarde Neutrinos een Quadratzentimeter vun der Äerduewerfläch.

[änneren] Konvektiounszon

• Kuckt och Stärenopbau

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 gewaltegen 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. (nëmmen mat spezielle Filteren !)

[änneren] Sonnenuewerfläch an Ëmgéigend

[änneren] Photosphär

Iwwert 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 un der Uewerfläch ronn 5800 Kelvin (5500 °C) waarm ass. D´Photosphär gëlt allgemeng als déi eigentlech Sonnenuewerfläch, obschonns eis Sonn – wéi och déi meeschten 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 hire Numm beseet (griich. φoς = Liicht). Eréischt do huet d´Energie vun de Stralungsquanten souwäit ofgeholl, datt si onschiedlech a fir dat mënschlecht A siichtbar ass. Wéinst ongeheiere Wirbel an variable Magnétfelder (Quell vun de Sonneflecken) däerf een sech net d´Uerwerfläch allerdéngs net glaat virstellen. Duerch digital Bildveraarbechtung vun de Miessungen vu SOHO oder TRACE kann een si sou duerstellen, datt si wéi haart, awer dauernd beweeglecht Material ausgesäit. Fir d´Turbulenzen ass och déi elektresch Elektresch Leetfähegkeet vun der waarmer Sonnematière bestëmmend.

[änneren] Chromosphär

Iwwert der Photosphär befënnt sech d´Chromosphär. Si gëtt vun der Photosphär zwar iwwerstralt, ass awer bei enger Sonnendäischtert fir e puer Sekonnen als rodelzech 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 ierweschten Deel vun der Photosphär sinn dofir fir déi charakteristesch donkel Linnen vum Sonnespektrum, déi als Fraunhofersch Linnen bekannt sinn, verantwortlech.

[änneren] Sonnekorona

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

Iwwert der Chromosphär läit d´Korona, an déier 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 Wiesselwiirkungen mechanescher oder magnétescher Art ginn déi baussecht verdënnte Koronamatière allerdéngs op Temperaturen bis zu zwou Millioune Kelvin opgeheizt. Déi genee Uersaachen vun dësem Heizmechanismus ass nach onkloer. Eng méiglech Energiequell wäer akustesch Wellen an Microflares – kleng Ausbrëch op der Sonnenuewerfläch.

Eng besonnesch héich Temperaturgradient ass an der Ënnergrenz vun der Korona, wuo hir Dicht no uewen méi rapid ofhëlt, wéi d´Energie oftransportéiert ka ginn. Bannen e puer honnert Héichtekilometer kéëmmt déi kinetesch Gastemperatur ëm eng Millioun Grad an „mécht sech Loft“, andeem déi zousätzlech Heizenergie als Sonnewand entwäicht. D´Korona kann nëmmen opgrond hirer extrem dënner Dicht sou waarm ginn.

Dee bei all totaler Sonnendäischtert visuelle Stralekranz (lat. Corona = Kroun) huet schonn virun Joertausenden d´Mënschen erstaunen gedoen. D´Korona kann ettlech Millioune Kilometer grouss ginn a weist eng stralenfërmeg Struktur, déi sech mat dem Zyklus vun de Sonneflecken 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 Interstellart Medium trëfft.

[änneren] Physikalesch Eegeschaften

[änneren] Energiehirstellung

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 hirgestallt ginn. Déi hirgestallte Heliumkäre 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 ginn pro Sekonn 564 Millioune Tonnen Waasserstoff zu 560 Millioune Tonnen Helium fusionéiert.

Déi 4,3 Millioune Tonnen Differenz pro Sekonn (déi aus der Relativitéitstheorie no ze schléissen ass) erginn eng Gesamtleeschtung vin omgeféier 3,7 × 10²⁶ W, déi am Kär fräigesat an zum Schluss op der Uewerfläch zum gréissten Deel als Liicht ofgestralt gëtt. Een Deel vun e puer Prozent vun der Energie gëtt duerch d´Neutrinos 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 geluedenen Protonen (Waasserstoffkäre) ze iwwerwannen. D´Temperatur am Sonnekär mat déier doraus resultéierenden typesch kineteschen Energie vun de Protonen weist sech bei enger naiven, klassescher Rechnung als eigentlech ze „kaal“ fir eng Kärfusioun. Datt trotsdeem Fusiounen stattfannen, ass op den quantenmechaneschen Tunneleffekt zeréckzeféieren. Et bestett dobäi eng bestëmmte Wahrscheinlechkeet, datt sech zwéi Protonen sou no kommen, datt eng Kärverschmëlzung stattfanne kann. Den Energieniveau vun den ofstoussenden Kraaften gët bei der Verschmëlzung souzesoen „duerchtunnelt“. D´Wahrscheinlechkeet vun enger Fusioun vun zwéi Waasserstoffkäre 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 Energiemassen fräigesat ginn.

Am Sonnekär entsteet aus den dicht gedrängten Atomkären vum Waasserstoff duerch Kärfusioun Helium, sou datt de Waasserstoff-Undeel zugonschten 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 (liichtend, siichtbar Uewerfläch) duerch Stralung ofgëtt. Well d´Sonn kee feste Kierper wéi déi äerdähnlech Planéiten an Mounde ass, mä e gliddege Gasball, wär si ouni dësen Energienoschub vu bannen instabil. Si géif sech ofkillen an op e Brochdeel vun hirer aktueller Gréisst zesummenzéien.

[änneren] Stralungsleeschtung

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

[änneren] Pulsatioun

D´Sonn am Röntgenliicht. Foto vum Yohkoh.

Déi ganz Sonn pulséiert an ënnerscheedleche Frequenzen. Si schwéngt souzesoen wéi eng riseg Glack. Allerdéngs kënne mer d´Schallwellen op der Erde net héieren“, weéé d´Vakuum vum Weltraum dës net weiderleet. Mat spezielle Methoden kann een d´Schwéngungen awer siichtbar maachen.

Schwéngungen aus dem Sonnenzentrum beweegen d´Photosphär op an of. Opgrond vum Dopplereffekt ginn d´Absorptiounslinnen vum Sonnespektrum, jee no Beweegungsrichtung vun de Gase, verréckelt. Déi haaptsächlech féierend Schwéngung huet eng Periodendauer vun ronn fënnef Minutten (293 Sekonnen ± 3 Sekonnen).

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

D´Auswertung vun de Schwéngungen erlabt eng Ausso iwwer den banneschten Opbau un der Sonn. Sou konnt d´Ausdeenung vun der Konvektiounszon bestëmmt ginn. Analog zu der Erfuerschung vu seismesche Wellen op der Äerd, schwätzt een bei dem solaren Wëssenschaftszweig vun der Helioseismologie.

[änneren] Wiesselwierkung vun der Sonn mat hirer Ëmgéigend

D´Sonn beaflosst och den interplanetaresche Raum mat hirem Magnéitfeld a virun allem mat der Deelchenemissioun, dem Sonnewand. Dësen Deelchenstroum 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 Sonneneruptiounen kënnen souwuel d´Vitess wéi och d´Dicht vum Sonnewand staark zouhuelen am op der Äerd niewent de Polarliichter och Stéierungen un elektroneschen Systemer an beim Funkverkéier veruersaachen.

[änneren] Opteschen Androck an Observatioun

[änneren] Opteschen Androck

Sonnestralen duerch d´Wolleken

Kuckt een d´Sonn aus dem Weltraum, da gesäit si wäiss aus. Hir gewinnten giel Farf erklärt sech duerch den Afloss vun der Äerdatmosphär. Kuerzwellegeres (blot) Liicht gëtt un de Loftmolekülen (Stéckstoff, Sauerstoff, Edelgas an Kuelestoffdioxid) méi staark gestreet, wéi laangwelleges (rout) Liicht. Soumat stralt 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 zeréckleeën, ëmsou méi blot Liicht gëtt eraus gestreet. Bei Sonnenënnergang gesäit dofir d´Sonn dann staark rodelzech aus.

Mat fräiem A kann d´Sonn nëmmen bei dréiwem Himmel kuerz no Sonnenopgang 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 bewiirkt 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, mee eng optesch Täuschung, déi vun der Observatiounspsychologie ënnert dem Begrëff Moundtäuschung ënnersicht an erkläert gëtt.

Zwar sinn all Phänomene vun der atmosphärescher Optik direkt oder indirekt un d´Sonneliicht geknëppt, vill vun hinnen weisen sech awer direkt niewen oder mat der Sonn e spezielle Bezuch. Dës gëllt un éischter Linn fir Sonnenopgang an Sonnenënnergang, mä och bal fir all Halophänomen, wéi déi 22°-Halo, d´Niewesonnen oder Liichtsäilen. E besonnescht Phänomen, dat de Begrëff vun de Sonnestralen geformt huet, sinn d´Stralebëndel. Ganz rar sinn Gréng Blëtzer.

[änneren] Observatioun vun der Sonn

Mat Teleskopen kann een d´Aktivitéiten vun der Sonn a Form vun Protuberanzen an Sonneflecken siichtbar maachen. Observéieren kann een och hefteg Ausbrëch, sougenannte Flares, déi schonns mat klengen Instrumenten 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.

Nimols 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 eng Leinwand oder e Stéck Kartong) projezéiert gëtt (Vill Teleskopen hu bei hirer Ausstattung e wäisse Blech mat derbäi). 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 Observatiounen 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 Protuberanzen 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 erméiglechen sougenannten H-alpha-Teleskope. Domat kënnen Protuberanzen, Filamente, Flecken an Flares gekuckt ginn. Dës Teleskope sinn an de leschte Joeren ziemlech bëlleg ginn a kënnen vun Amateurastronomen agesat ginn.

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

[änneren] Entwécklung vun der Sonn

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 entstanen 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 ziemlech genee am Computer modelléieren. D´Date vun eenzelne Phasen 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.

[änneren] Literatur

• 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,

[änneren] Kuckt och

• Sonnendäischtert
• Sonnefilter
• Sonnefuerschung
• Sonnekorona
• Protuberanzen
• Lëscht vun de Sonnendäischterten

[änneren] Sonnenobservatoiren

• Big Bear Solar Observatoire

[änneren] Um Spaweck

• Homepage des Kiepenheuer Instituts für Sonnenphysik, Freiburg (de)
• Homepage der optischen Sonnenphysik am Astrophysikalischen Institut Potsdam, Potsdam (de)
• Homepage der radio Sonnenphysik am Astrophysikalischen Institut Potsdam, Potsdam (en)
• Aktuelle Sonnestand (de)
• Raumfahrer.net: Die Sonne (de)
• Biller vun der Sonn (NASA) (en)
• „Cinema del Sol“: animéiert Protuberanzen an Sonneflecken (de)
• Informationen zur Sonnenbeobachtung mit Bildergalerie (de)
• Sonnenop- an ënnergangszäiten (de)
• Sonnenwind-Vorhersage Solar Influences Data Analysis Center Belgien (SIDC) (en)
• Solar and Heliospheric Observatory (SOHO) (en)
• Koordinaten und Postitionsdaten der Sonne, Auf- und Untergangszeiten, Sonnen- und Mondfinsternisse U.S. Naval Observatory (en)

Commons: Sonne – Biller, Videoen oder Audiodateien