Die sonne---

Die Sonne Geschichte der Erforschung der Sonne Schon 3000 v. Ch. war bekannt, daß die Jahreszeiten durch die Position und Bewegung der Sonne entstehen. Die Ackerbauer Ägyptens hatten schon einen sonnengebundenen Kalender mit einem Jahr von 365 Tagen. Der erste bekannte Bericht einer beobachteten Sonnenfinsternis ist aus dem Jahr 2136 v. Ch.

     aus China. Die älteste Sonnenfinsternis, von der man im Mittleren Osten weiß, ist am 15. Juni 763 v. Ch. von den Babyloniern beobachtet worden. Alle alten Kulturen nahmen an, daß die Erde im Zentrum des Universums liegt.

     Die Griechen entwickelten ein geozentrisches System, in dem sich Sonne, Sterne und Planeten um die Erde bewegten. Um 265 v. Ch. versuchte der Philosoph Aristarchos von Samos die Entfernung der Sonne zu bestimmen. Schon 276 v. Ch.

     ging er von der Annahme aus, daß nicht die Erde sondern die Sonne ruhendes Zentrum unseres Planetensystems sei. Gegen diese Idee gab es viele Einwände, und erst um das 15. Jahrhundert n. Ch. lebte diese heliozentrische Theorie wieder auf. Nikolaus Kopernikus veröffentliche 1543 in einem großen Werk seine heliozentrische Theorie, die unter anderem von dem Physiker und Astronomen Galileo Galilei anerkannt wurde.

     Seine Annahme, daß die Bewegungen der Himmelskörper kreisförmig seien, wurde aber 1609 von Johannes Kepler korrigiert. Kepler beschrieb in 3 Gesetzen, daß die Bahnen der Planeten um die Sonne Ellipsen sind. Daten zur Sonne Die Sonne ist ein gewöhnlicher Stern, einer von mehr als 100 Milliarden Sternen in unserer Galaxis. Durchmesser: 1.390.000 km.

     Masse: 1,989.1030 kg Temperatur: 5.800 K (Oberfläche) 15.600.000 K (50 Mio. grad) (Kern) Die Sonne ist das bei weitem größte Objekt im Sonnensystem. Sie enthält mehr als 99,8% der gesamten Masse des Sonnensystems (Jupiter umfaßt fast den Rest).

     Die Sonne wird in vielen Mythologien personifiziert: die Alten Griechen nannten sie Helios und die Römer Sol. Die Sonne besteht, zur Zeit, aus 75% Wasserstoff und 25% Helium nach der Masse (92,1% Wasserstoff und 7,8% Helium nach der Anzahl der Atome); alles andere ("Metalle") macht nur 0,1% aus. Diese Verhältnisse verändern sich langsam mit der Zeit, weil die Sonne in ihrem Inneren Wasserstoff zu Helium fusioniert. Die äußeren Schichten der Sonne zeigen unterschiedliche Rotationen: am Äquator rotiert die Oberfläche einmal alle 25,4 Tage, in der Nähe der Pole dauert es 36 Tage. Dieses seltsame Verhalten beruht auf der Tatsache, daß die Sonne kein fester Körper wie die Erde ist. Ähnliches Verhalten findet man auch auf den Gasplaneten.

     (=Jupiter, Uranus, Saturn , Neptun) Diese unterschiedliche Rotation reicht beträchtlich weit ins Innere, wobei nur der Kern wie ein fester Körper rotiert. Der Kern Die Verhältnisse im Kern der Sonne (ungefähr die inneren 25% des Radius) sind extrem. Die Temperatur liegt bei 15,6 Millionen Kelvin und der Druck ist 250 Milliarden mal so groß wie auf der Erde. Die Gase im Kern sind zur 150-fachen Dichte von Wasser komprimiert. In jeder Sekunde werden etwa 700.000.

    000 Tonnen Wasserstoff zu circa 695.000.000 Tonnen Helium und 5.000.000 Tonnen Energie in Form von Gammastrahlen verbrannt. Auf dem Weg zur Oberfläche wird die Energie ständig absorbiert und wieder emittiert bei immer geringer werdenden Temperaturen, so daß daraus in erster Linie sichtbares Licht geworden ist, sobald sie die Oberfläche erreicht hat.

     Fast 20% des Weges zur Oberfläche wird die Energie eher von Konvektion (=flüssige Zirkulation die durch große Temperaturunterschiede verursacht wird) als durch Strahlung übertragen. Die Oberfläche Die Oberfläche der Sonne, Photosphäre genannt, hat eine Temperatur von etwa 5.800 K. Sonnenflecken sind "kühle" Regionen von lediglich 3.800 K (sie sehen nur durch den Unterschied zur Umgebung dunkel aus). Sonnenflecken können sehr groß sein, bis zu 50.

    000 km im Durchmesser. Sie werden von komplizierten und noch nicht völlig verstandenen Wechselwirkungen mit dem Magnetfeld der Sonne verursacht. Eine kleine Region, genannt Chromosphäre, liegt über der Photosphäre. Die stark verdünnte Region oberhalb der Chromosphäre mit Namen Korona ragt Millionen Kilometer in den Raum, ist aber nur bei Sonnenfinsternissen sichtbar (links). Die Temperaturen innerhalb dieser Korona liegen über 1.000.

    000 K. Das Magnetfeld der Sonne ist sehr stark (nach irdischen Maßstäben) und sehr kompliziert. Die Magnetosphäre (auch bekannt als Heliosphäre) dehnt sich bis hinter Pluto aus. Sonnenwinde Zusätzlich zu Hitze und Licht sondert die Sonne auch einen dünnen Strom von geladenen Partikel (im wesentlichen Elektronen und Protonen) ab, bekannt als Sonnenwind, der sich mit einer Geschwindigkeit von ungefähr 450 km/s ausbreitet. Der Sonnenwind und die energiereicheren Partikel, die von Sonnenfackeln ausgeworfen werden, können dramatische Effekte auf die Erde nach sich ziehen, die von Spannungsschwankungen in Überlandleitungen über Radiowelleninterferenzen bis zu den wundervollen Nordlichtern reichen können. Studien über den Sonnenwind werden ermöglicht durch die kürzlich gestarteten Sonden Wind, ACE und SOHO, die aus einem stabilen Ausgangspunkt, direkt zwischen Erde und Sonne etwa 1,6 Millionen Kilometer von der Erde entfernt, Daten sammeln werden.

     Der Sonnenwind hat große Auswirkungen auf Kometenschweife und bewirkt sogar meßbare Einwirkungen auf die Flugbahnen von Sonden. Spektakuläre Schleifen und Auswürfe (Protuberanzen) werden oft an der Sonnenoberfläche sichtbar (links). Der Energieausstoß der Sonne ist nicht gänzlich konstant. Das gleiche gilt für die Sonnenfleckenaktivität. Es gab eine sehr geringe Sonnenfleckenaktivität in der zweiten Hälfte des siebzehnten Jahrhunderts, bekannt als Maunder Minimum. Dies fiel zufällig mit einer ungewöhnlich kalten Periode in Nordeuropa zusammen, die manchmal als Kleine Eiszeit bezeichnet wird.

     Seit der Entstehung des Sonnensystems hat sich der Output der Sonne um ungefähr 40% erhöht. Die Sonne ist in etwa 4½ Milliarden Jahre alt. Seit ihrer Geburt hat sie ungefähr die Hälfte des Wasserstoffs in ihrem Kern verbraucht. Sie wird weiterhin für in etwa 5 Milliarden Jahre "friedlich" strahlen (auch wenn sich ihre Helligkeit in diesem Zeitraum annähernd verdoppeln wird). Aber irgendwann geht ihr der Wasserstoff aus. Sie wird dann zu radikalen Veränderungen gezwungen, die, obwohl das für astronomische Verhältnisse ausgesprochen gewöhnlich ist, dennoch in einer vollständigen Zerstörung der Erde enden werden (und möglicherweise in der Entstehung eines planetarischen Nebels).

     Die Satelliten der Sonne Es gibt neun Planeten und eine große Anzahl kleinerer Objekte, die um die Sonne kreisen. Abstand Radius Masse Planet (000 km) (km) (kg) Entdecker Jahr --------- --------- ------ ------- ---------- ----- Merkur 57.910 2.439 3,30.1023 Venus 108.200 6.052 4,87.1024 Erde 149.

    600 6.378 5,98.1024 Mars 227.940 3.397 6,42.1023 Jupiter 778.330 71.492 1,90.1027 Saturn 1.

    426.940 60.268 5,69.1026 Uranus 2.870.990 25.559 8,69.1025 Herschel 1781 Neptun 4.

    497.070 24.764 1,02.1026 Galle 1846 Pluto 5.913.520 1.160 1,31.1022 Tombaugh 1930