Die Sonne
von Dr. Udo Siepmann, Walter-Hohmann-Sternwarte Essen
 
Einige Fakten zur Sonne

• Alter: 4,5 Mrd. Jahre
• Masse: 330.000 Erdmassen
• Durchmesser: 1,4 Mio Km (109 Erddurchmesser)
• Mittlere Entfernung: 149 Mio km
• Zusammensetzung: 71 % H, 27% He, 2% schwere
  Elemente (Massenanteile)
• Hauptreihenstern (G2V)

Bild links: Wikimedia Commons


Unsere Sonne ist nichts anderes als einer von mindestens 10 hoch 22 Sternen, die wir im sichtbaren Teil unseres Universums derzeit schätzen.

Wir klassifizieren die Sterne nach unterschiedlichen Merkmalen, wie ihrer Spektralklasse, ihrer Masse, ihrem Entstehungszeitpunkt oder auch nach ihrer sogenannten Metallizität, d.h. nach ihrem Gehalt an schwereren Elementen als Wasserstoff und Helium.

Die Sonne gehört zur Spektralklasse G . Zu dieser Spektralklasse gehören Sterne, die eine Oberflächentemperatur zwischen 5000-5900 K haben und in einer gelblichen Farbe strahlen. Wäre die Sonne massereicher, so würde ihre Oberflächentemperatur höher ausfallen und sie würde blaues oder weißes Licht abstrahlen. Massereichere Sterne leben allerdings deutlich kürzer als masseärmere, weil sie ihren „Brennstoff“ ,den Wasserstoff, schneller im Wege der Kernfusion verbrauchen. Die massereichsten Sterne leben nur wenige Millionen Jahre, während unsere Sonne bereits jetzt eine Lebensdauer von rund 4,5 Milliarden Jahren erreicht hat und noch 5,5 bis 6 Milliarden Jahren vor sich hat. Das ist gut für uns und überhaupt für die Evolution, denn diese hätte in nur wenigen Millionen Jahren keinerlei Chance gehabt, Leben zu entwickeln, ganz zu schweigen von höher entwickeltem Leben, wie es sich auf der Erde -und somit unter der Sonne - entwickeln konnte. Die Sonne enthält nicht nur Wasserstoff und Helium, sondern auch schwerere Elemente, wobei 71% der Masse auf Wasserstoff, 27% auf Helium und nur 2% auf schwerere Elemente entfallen. Diese Zusammensetzung deutet darauf hin, dass die Sonne nicht bereits in der Frühphase des Universums, also kurz nach dem Urknall vor 13,7 Milliarden Jahren entstanden ist. Vielmehr ist sie erst entstanden, nachdem massereiche Sterne der ersten Sternengeneration, die nur Wasserstoff und Helium enthielten, in einer gewaltigen Supernova-Explosion endeten. Bei dieser Art des „Sternentodes“ werden bei extrem hohen Temperaturen und Drücken durch Kernfusion schwere Elemente wie zum Beispiel Eisen erbrütet, die sich später in Gas- und Staubwolken im Universum wiederfinden.

Solche Gas- und Staubwolken bilden den Ausgangspunkt für die Entstehung neuer Sonnen und
Planeten, so wie es auch bei unserer Sonne mit ihren Planeten der Fall war. Solche Gas- und
Staubwolken kollabieren, wenn sie sich durch Gravitation oder externe Einflüsse wie zum Beispiel
Schockwellen explodierender Sterne verdichten. Wenn die Masse, die sich so verdichtet, hinreichend
groß ist, entstehen im Inneren der Wolke durch die von außen nach innnen wirkende Gravitationskraft
immer höhere Drücke und Temperaturen, die am Ende zur Kernfusion führen. Dabei wird Wasserstoff
zu Helium fusioniert. In den Außenbereichen einer solchen Gas- und Staubwolke bilden sich unter
dem Einfluss der Gravitation Stein- und Gasplaneten, wie unsere Erde und die übrigen Planeten des
Sonnensystems.


Sterne-Größenvergleich
Antares: 800-facher Sonnendurchmesser VV Cephei : 2600-facher Sonnendurchmesser

Die Sonne ist zwar im Vergleich zu einigen gigantischen Sternen, die wir im Universum finden, von bescheidener Masse. Sie beträgt aber immerhin 330.000 Erdmassen bei einem 109-fachen Erddurchmesser. Damit liegt der Sonnendurchmesser bei 1,4 Mio Kilometern. Die Entfernung der Erde zur Sonne beträgt im Mittel 149 Mio Kilometer. Das ist eine Distanz, die das Licht in ca. 8 Minuten überwindet, bei einer Geschwindigkeit von 300.000 km/sec. Die Distanz Sonne- Erde nennen wir Astronomische Einheit (AE).

Die Bilder oben veranschaulichen den Größenvergleich mit anderen Sternen, z.B. mit Rigel im Orion, Antares im Skorpion oder VVCephei im Kepheus recht drastisch.


Kernfusion

Was passiert überhaupt in der Sonne, damit sie strahlt und warum stellt sich die Sonne uns als stabiles kugelförmiges Gebilde dar?

Die Frage: warum strahlt die Sonne, warum emittiert sie Licht und Wärme, war lange umstritten. Noch im 19. Jahrhundert galt die Vermutung, in der Sonne verbrenne Kohle. Der Kohlevorrat hätte allerdings nicht sonderlich lange gereicht. Erst in den zwanziger Jahren des vergangenen Jahrhunderts äußerte Eddington, ein seinerzeit sehr anerkannter englischer Astrophysiker die
Vermutung, dass in der Sonne – wie übrigens in allen anderen Sternen auch- Wasserstoff zu Helium
umgewandelt werde. Bei diesem Prozess, der ein Kernfusionsprozess ist, verschmelzen Wasserstoffkerne zu Heliumkernen . Dabei wird Masse freigesetzt, die zu Energie transformiert wird.Die Sonne befindet sich in einem hydrostatischen Gleichgewicht.


Der nach außen gerichtete Strahlungs- und Gasdruck wird durch die nach innen gerichtete Gravitationskraft gerade kompensiert. Abweichungen von diesem Gleichgewicht werden selbsttätig korrigiert. Nimmt der Strahlungsdruck zum Beispiel ab, so gewinnen die nach innen gerichteten Gravitationskräfte an Bedeutung, indem sie den Druck, die Temperatur und die Fusionsrate erhöhen.

Dadurch steigt wiederum der nach außen gerichtete Strahlungsdruck. Die Sonne ist –wie gesagt- ein ganz gewöhnlicher Stern, einer von mehr als mindestens einer Milliarde in unserer Galaxis, die wiederum nur eine von mindestens 100 Milliarden Galaxien ist. Die Lage der Sonne ist mit einer Entfernung vom Zentrum unserer Galaxis von rund 25.000Lichtjahren nicht besonders auffällig. Sie nimmt also nicht etwa eine besondere Stellung in unserer
Galaxis ein. Das gleiche gilt für ihre Masse und Leuchtkraft.

Am Ende ihres Lebenszyklus wird unsere Sonne immer größer werden und zu einem roten Riesenstern mutieren. Der Grund: der Wasserstoffvorrat im Kern wird immer weiter abnehmen, so dass sich die Fusionsprozesse immer stärker in die äußeren Schalen verlagern werden. Diese werden sich immer weiter ausdehnen, bis sie schließlich eine Position zwischen Mars- und Jupiterbahn erreichen. Am Ende des Sonnenlebens werden die äußeren Gashüllen sich immer weiter entfernen, im Kern bleibt ein Sternenrest, der aus Kohlenstoff und Sauerstoff besteht und als weißer Zwergstern bezeichnet wird.

Heute aber- bei noch intakten Fusionsprozessen- geschieht im Kern der Sonne folgendes:

- Im Kern der Sonne werden pro Sekunde 564 Mio t Wasserstoff zu Helium fusioniert und zwar bei einer Temperatur von gut 15 Mio K. Bei dieser Temperatur findet der weit überwiegende Teil der Fusionsprozesse über den aus den Tunneleffekt statt. Nach der Schrödinger-Gleichung gibt es eine von Null verschiedene Wahrscheinlichkeit, dass die Abstoßungskräfte zwischen Protonen-die Coulomb-Barriere- überwunden werden kann. Und dies geschieht in unserer Sonne bei den im Kern herrschenden Temperaturen zu einem weit überwiegenden Teil.

- Um den Kern, in dem die Fusionsprozesse ablaufen, liegt die Strahlungszone. Hier bewegen sich hochenergetische Photonen, die im Plasma mit immer wieder mit Teilchen kollidieren und damit erst jeweils im Verlaufe von mehr als 100.000 Jahren allmählich in Richtung Sonnenoberfläche wandern. Durch die Kollisionen verlieren die Photonen an Energie, sie „kühlen“ ab. An die Oberfäche der Sonne, dorthin also, von wo wir das sichtbare Licht empfangen, an die sog. Photosphäre, gelangt die Strahlung durch sogenannte Konvektion. Hier steigen heiße Plasmablasen zur Oberfläche auf, kühlen dort durch Strahlung ab, und sinken, wenn sie abgekühlt sind, wieder in tiefere Schichten ab. Dies können wir an der sogen. Granulation erkennen.


Schichten der Sonnenatmosphäre


By Kelvinsong (Own work) [CC-BY-SA-3.0 (http://creativecommons.org/licenses/by-sa/3.0)], via Wikimedia Commons

- Die Photosphäre, von der wir das sichtbare Licht empfangen, ist die unterste Schicht der Sonnenatmosphäre. Aus ihr strahlt das sichtbare Licht bei einer Temperatur von 5778 K ab.

- Oberhalb der Photosphäre, die eine Dicke von 400 km hat, befindet sich die Chromosphäre. Sie erreicht eine Dicke von ca. 2000 km und besteht überwiegend aus Wasserstoff und Helium . Ihre Gasdichte nimmt nach außen hin deutlich ab.

- Darüber befindet sich die Korona. Sie besteht aus einem vollständig ionisierten Plasma mit Wasserstoff und Helium und erreicht Temperaturen von über 1 Mio K. Der hinter diesen erstaunlich hohen Temperaturen stehende Heizmechanismus gehört zu den besonders anspruchsvollen Aufgaben, die die Sonne der Forschung aufträgt.

Wir arbeiten später die Schichten und die auf ihnen zu beobachtenden Phänomene nacheinander ab.


Differentielle Sonnenrotation

Von einer differentiellen Rotation sprechen wir, weil die Sonne je nach heliographischem Breitengrad mit unterschied-lichem Tempo rotiert. Am Sonnenäquator beträgt die Rotationsdauer 25 Tage, in Polnähe 35 Tage. Wir wissen inzwischen, dass diese differentielle Rotation auch für die gesamte Konvektionszone gilt.

Plasmaströme in der Sonne und die auf-und absteigenden Blasen in der Konvektionszone lassen eine Art Dynamo wirken, der Magnetfelder entstehen lässt. Diese verwinden sich im Zeitablauf durch die differentielle Rotation. Die magnetischen Feldlinien werden mehr und mehr „in die Waagerechte gezwungen“ . Diese Magnetfelder beeinflussen stark die zu beobachtenden Phänomene auf der Sonnenoberfläche, nämlich dann, wenn sie diese von unten durchstoßen.

Die Photosphäre

IUnser erster Blick gilt hier nun der Photosphäre. Die Photosphäre zeigt uns zu bestimmten Zeiten eine nahezu makellose Oberfläche. Zu anderen Zeiten hingegen zeigt sie uns einige, manchmal sogar zahlreiche dunkle Flecken: die Sonnenflecken. Sie lassen sich sogar gelegentlich im Duns mit bloßem Auge sehen (Vorsicht!) , oder sehr einfach mit der bekannten SOFI-Brille ohne Gefahrenfür das Augenlicht betrachten.


Sonnenflecken

Umbra bis zu 50.000 km

Temperatur Durchschnitt 4.000 K

Umbra/Penumbra ca. 40 %

I.d.R. preceding (p) und following (f) mit unterschiedl. Polarität
 

Wie kommen diese Sonnenflecken zustande? Zunächst gilt die Feststellung, dass Sonnenflecken kühler sind als ihre Umgebung. Ihre Temperatur beträgt „nur“ bis zu 4500 K und liegt damit rund 1300 K unter der Temperatur der fleckenfreien Bereiche der Photosphäre. Um die Sonnenflecken herum sehen wir eine Art Übergangszone, die nicht ganz so dunkel, und damit nicht ganz so kühl, wie der Sonnenfleck selbst ist. Wir sprechen von Penumbren und bei dem dunklen Kern der Flecken von Umbren. Die Entstehung der Sonnenflecken hängt eng mit der durch differentielle Rotation verursachten Magnetfelder zusammen.

Wenn die Magnetfelder sich immer mehr verknoten und von innen durch die Oberfläche der Photosphäre stoßen, verhindern sie dort, dass durch Konvektion in vollem Umfang Wärmestrahlung an die Oberfläche transportiert wird. Sonnenflecken tauchen häufig in Zweiergruppen auf. Dann hat der vorauseilende Fleck eine andere Polarität als der nachfolgende.


Sonnenflecken 11-Jahres-Zyklen (Schwabe)


Sonnenflecken tauchen im Zeitablauf mit unterschiedlicher Häufigkeit auf. Die Häufigkeit variiert im Durchschnitt von Maximum zu Maximum in einer 11-Jahres-Periode.Die Ursache der Sonnenflecken liegt-wie schon gesagt- nach aktueller Deutung darin, dass sich das Magnetfeld im Zeitablauf immer stärker verknotet und dabei immer häufiger die Photosphäre von innen nach außen durchstößt.

Der im Durchschnitt 11-jährige Zyklus heißt Schwabe-Zyklus. Schwabe –ein gelernter Apotheker und Hobby-Astronom aus Dessau – hat diesen Zyklus im Jahre 1843 entdeckt. Operationalisiert in Form einer Kennzahl wurde der Sonnenfleckenzyklus mit der Wolfschen Relativzahl.

Sie ist benannt nach Rudolf Wolf, einem Schweizer Astronomen und Physiker, der auch die Eidgenössische Sternwarte von 1864 bis 1893 geleitet hat. Die Wolfsche Relativzahl berücksichtigt, wie wir an der Formel

R=10xG + F

leicht erkennen, sowohl Gruppen(G) als auch Einzelflecken(F). Seit Beginn der Sonnenfleckenaufzeichnungen – das ist seit 1749 der Fall- befinden wir uns im 24. Zyklus. Wir stellen im Sonnenfleckenzyklus fest, dass sich die Flecken von höheren zu niedrigeren heliographischen Breiten verschieben, das heißt: von den Polen hin zum Sonnenäquator. Im Fleckenmaximum finden wir die Flecken überwiegend am Sonnenäquator.


Sonnenzyklen – Flecken nach Breitengrad (8-30- Spörers Gesetz)


Diese Gesetzmäßigkeit geht auf Beobachtungen von Gustav Spörer zurück, der dieses Phänomen erstmals um 1860 beobachtet hat.

Es hat immer wieder Versuche gegeben, Prognosen für die Sonnenfleckenzyklen zu erstellen. Diese Versuche sind keine kausale Erklärung, sondern sie heben alleine auf empirisch feststellbare Zusammenhänge ab.

Hervorgetan hat sich dabei der Schweizer Astronom Waldmeier (1912- 2000, ab 1945 Leiter der Eidgenössischen Sternwarte), der zu den Sonnenflecken die später nach ihm benannten Gesetzmäßigkeiten formuliert hat.

Die nachfolgende Tabelle gibt diesen Versuch wieder:

• 1. Je höher das Maximum, desto kürzer die Anstiegszeit
• 2. Je höher das Maximum, desto länger die Abstiegszeit
• 3. Je höher das Maximum, desto größer ist die Fleckenaktivität 5 Jahre nach dem Maximum
• 4. Je höher das Maximum, desto größer die Abstiegsfläche
• 5. Die Anstiegsfläche ist von der Höhe des Maximums fast unabhängig
• Beim 4. Gesetz deutlich höhere Korrelation als bei den übrigen


Naheliegend wäre nun die Vermutung, dass die Flecken die Sonnenoberfläche abkühlen lassen (und damit auch die die Erde erreichende Strahlung so vermindert, dass es auch auf der Erde kühler wird.) Der Befund ist jedoch ein anderer: Die Sonnenoberfläche ist im Sonnenfleckenmaximum nicht kühler, sondern leicht wärmer. Der Grund sind sog. Fackelgebiete als Regionen mit höherer Wärmeabstrahlung, die wie die Flecken dem Sonnenzyklus folgen.

Fackelgebiete sind oftmals Vorboten späterer Flecken. Sie werden wie die Flecken von den Magnetfeldern beeinflußt. Fackeln entstehen dadurch, dass schwache Magnetfelder die Gasdichte in den Plasma-Granulen vermindern, was wiederum heißere Strahlung aus den Innenwänden benachbarter Granulen sichtbar werden lässt, die aus tieferen Schichten der Photosphäre stammen.

Fackelgebiete (+ 1000 K) und Randverdunkelung

Rechts: Sonnenoberfläche mit Flecken und Randverdunkelung (Dr. Udo SiepmannWalter-Hohmann-Sternwarte Essen)


Vom Sonnenzyklus unabhängig ist hingegen die zu beobachtende Randverdunkelung, d.h. die annehmende Helligkeit der Sonnenscheibe zu ihrem Rand hin. (Chart 10) Diese Randverdunkelung hat eine recht einfache Ursache, die in unserer Art der Beobachtung liegt. Schauen wir auf die Sonnenmitte, so schauen wir geradewegs in tiefere und damit auch heißere Schichten der Photosphäre. Dieser tiefe Einblick gelingt uns zum Rand hin nicht, denn als kugelförmiges Objekt lässt die Sonne am Rand nur einen „schrägen“ Anblick in weniger heiße und oberflächennahe Schichten zu. Die Randverdunkelung trägt mit ihrer Kontrast steigernden Wirkung dazu bei, dass Fackeln am Sonnenrand besonders gut beobachtet werden können.


Die Chromosphäre

Wir schauen uns nun die Chromosphäre näher an, die etwa 2000 km dicke Schicht der Sonnenatmosphäre, die über der Photosphäre liegt und deutlich weniger dicht ist. Ihre Temperatur beträgt bis zu 20.000 K. Wir können Phänomene der Chromosphäre beobachten, wenn wir durch schmalbandige Filterung nur das Licht einer ganz bestimmten Wellenlänge aussondern und so eine Überstrahlung durch die Photosphäre verhindern.

Die Filterung geschieht i.d.R. im sogen. H-alpha-Licht, das ist rotes Licht mit einer Wellenlänge von 656 nm. Licht dieser Wellenlänge wird emittiert, wenn ein Wasserstoffelektron einen Quantensprung vom dritten auf das zweite Energieniveau vollzieht (Balmer-Reihe). Wir können mit einem Filter in dieser Wellenlänge einige sehr interessante Phänomene beobachten.

Den meisten unter uns werden Protuberanzen ein Begriff sein.


Protuberanzen und Flares

Auf-und absteigende Materie am Sonnenrand (NASA)

>Ruhende P. in der Nähe von Sonnenflecken durch
starke MagnetfelderMaterie fließt entlang der
magnetischen Feldlinien .

>Eruptive (aktive) P. nur
einige Minuten oder Stunden Materieauswurf
mit bis 1.000 km/s . Auch aus ruhenden P.
entstehend.

Dabei handelt sich um aus der Photosphäre bis in die Chromosphäre auf- und absteigende Materie
entlang der magnetischen Feldlinien. Protuberanzen zeigen sich in unterschiedlichen Formen, etwa
säulenförmig oder fontainenartig. Sie sind für uns in diesen Formen am Sonnenrand sichtbar. Wenn
Protuberanzen auf der Sonnenscheibe auftreten, dann sehen wir gegenüber der Oberfläche dunkle
Linien, sog. Filamente.


Zu den spektakulärsten Erscheinungen der Chromosphäre gehören sogenannte Flares. Das sind sehr kräftige „Lichtblitze“ mit hohen freiwerdenden Energien, die sich nicht nur in einem extrem hellen und
damit sehr heißen Aufleuchten im Bereich des sichtbaren Lichtes zeigen.


Vielmehr emittieren Flares auch sehr energiereiche und damit sehr kurzwellige Strahlung im Bereich der Röntgen- und Gammastrahlung, vor denen uns unsere Erdatmosphäre schützt.

Bei den Flares wird schlagartig magnetische Energie in kinetische und thermische Energie transformiert. Diese Transformation geschieht als Folge einer Art magnetischen Kurzschlusses, der sog. Rekonnexion, wenn sich Feldlinien unterschiedlicher Polarität verbinden und die oberhalb des Kurzschlusses liegende Materie durch diesen Kurzschluss schlagartig und extrem erhitzt und ortgeschleudert wird.

Erste Flare-Beobachtungen gehen auf den britischen Bierbrauer und Hobby-Astronomen Lord Carrington im Jahre 1859 zurück. Mit Flares verbunden sind gelegentlich auch sog. Koronale Massenauswürfe. Dabei verlassen große Massen von Protonen und Elektronen mit Geschwindigkeiten bis zu 1000 km/sec die Sonne in den interplanetaren Raum.


Die Korona
Bild links: NASA

Strahlenkranz um die Sonne

Temperatur uber 1 Mio K

Dichteabfall nach außen 1 g/ 100.000 m³

Heizmechanismen: Schallwellen (?)

Magnetfelder: Umwandlung in thermische Energie


Die Korona ist die äußere Schicht der Sonnenatmosphäre. Man würde vermuten, dass sie damit weniger heiß als die unteren Schichten ist. Das Gegenteil ist jedoch der Fall, denn in der Korona sind Temperaturen über 1 Mio K festzustellen, also sehr viel mehr als zum Beispiel in der Photosphäre mit ihren weniger als 6000 K.

Die Erklärung des „Heizmechanismus“, der diese hohen Temperaturen liefert, gehört zu den aktuellen Forschungsaufgaben. Hier werden wie bei vielen der anderen Phänomene auch wieder Magnetfelder als Ursache vermutet. Gleichermaßen interessiert sich aber auch die Helioseismologie dafür, die das Schwingungsverhalten der Sonne untersucht. Wir wissen, dass sich Schwingungen der Sonnenatmosphäre – es handelt sich um Schallwellen- mit unterschiedlicher Frequenz messen lassen.

Die Helioseismologie hat bereits erhebliche Erkenntnisse zum inneren Aufbau der Sonne erbracht, so zur Dichte, Temperatur im Inneren und zur Rotation. Die Korona kann man ohne großen technischen Aufwand von der Erde nur im Falle einer totalen Sonnenfinsternis beobachten, also dann, wenn der Mond die Sonnenscheibe aus unserer Perspektive komplett abdeckt.


Solare Einflüsse auf die Erde

Lassen Sie uns abschließend einen Blick auf den solaren Einfluss auf die Erde nehmen.

Hier interessiert die Wissenschaftler nicht nur die Wirkung des schon erwähnten 11-Jahres-Zyklus, sondern auch der Einfluss längerer Fleckenzyklen, also zum Beispiel eines etwa 80-jährigen Zyklus steigender oder fallender Maxima der Sonnenflecken-Aktivität. Erstaunlich ist, dass der Sonnenfleckenzyklus immer wieder auch als Auslöser konjunktureller Schwankungen vermutet wurde. Dabei konnte man in primär von der Agrarproduktion bestimmten Gesellschaften den unterstellten Einfluss des Fleckenzyklus auf Schwankungen der Ernteerträge noch nachvollziehen.

Heute steht primär die Frage im Mittelpunkt, ob der Einfluss der Sonne auf das Erdklima nicht systematisch unterschätzt und der Einfluß der anthropogenen Ursachen, nämlich der durch die weltweiten Industrialisierungsprozesse und Massentierhaltung ausgelösten CO2- bzw. Methan-Immissionen nicht überschätzt werde.

Kommen wir folglich zu der Frage, welchen Einfluss der Sonne auf das Erdklima tatsächlich oder vermeintlich nehmen soll.

Alle gängigen Hypothesen dazu gehen davon aus,

- dass die „aktive Sonne“, also eine Sonne mit reichlich Flecken, das Erdklima in Richtung steigender Temperaturen
- die inaktive Sonne das Erdklima in Richtung sinkender Temperaturen beeinflusst.

Ein stringenter empirischer Nachweis ist dazu bislang nicht erbracht. Mit anderen Worten: Die Dominanz anthropogener Einflüsse ist bislang nicht überzeugend widerlegt.

Am erfolgversprechendsten scheint noch eine Hypothese zu sein, dass die Sonnenaktivität die die Erde erreichende kosmische Strahlung und die von ihr vermutlich bewirkte Wolkenbildung beeinflusst.
In der Tat lässt sich der gegenläufige Zyklus Sonnenflecken und kosmischer Strahlung, die die Erde erreicht, empirisch recht gut nachweisen


Kosmische Strahlung


Ausgehend von dieser empirisch gut gesicherten Kausalkette verläuft dann die weitere Argumentation wie folgt: Mehr Sonnenaktivität, stärkeres Sonnenmagnetfeld, zurückgedrängte kosmische Strahlung, geringere Wolkenbildung, die durch kosmische Strahlung ausgelöst wird, und schließlich als Folge geringerer Wolkenbildung eine Erwärmung der Erde.

Im umgekehrten Fall geringer Sonnenaktivität gelten die Argumente analog mit dem Ergebnis einer Abkühlung der Erde, wenn die Sonnenaktivität schwächer wird. Diese Hypothese ist eng verbunden mit dem dänischen Wissenschaftler Henrik Svensmark (1997).

Eine zweite Hypothese: In jüngster Zeit geht man verstärkt den Effekten nach, die von überproportionalen Schwankungen des UV-Lichtes gegenüber dem sichtbaren Licht ausgehen könnten. Das UV-Licht schwankt nach herkömmlicher Beobachtung um den Faktor 15 stärker im Sonnenzyklus als das sichtbare Licht, neuere Messungen gehen in weit darüber liegende Größenordnungen-statt um bisher behauptete 1,5 % sogar um ca. 8%.

Von solchen schon beträchtlichen Schwankungen sollen Veränderungen in den Luftströmungen zwischen Stratosphäre und Troposphäre ausgehen, die die Nordatlantische Oszillation, die Luftdruckgegensätze zwischen Island-Tief und Azoren-Hoch beeinflussen sollen und auch die Wolkenbildung am Äquator und damit die Temperatur der Meere.

Schließlich lautet eine neuere Hypothese, dass es von der Konstellation der massereichen Planeten abhängige Gezeitenwirkungen gibt, die Einfluss auf die Fusionsrate im Sonnenkern haben. Das Max- Planck-Institut für Sonnensystemforschung in Katlenburg-Lindau hält diese Hypothese für nicht fundiert.


Raumsonden zur Sonnenerforschung

Die Sonnenforschung wurde in den letzten Jahrzehnten sehr wirksam durch Raumsonden unterstützt.
Sie haben unterschiedliche Forschungsschwerpunkte, wie Sonnenwind, Sonnenatmosphäre, Schwingungsverhalten, Erforschung der inneren und äußeren Korona. Ich beschränke mich hier auf die Raumsonden

- SOHO
- SDO
- Stereo A/B


SOHO

• Sonnenwind

• Sonnenatmosphäre

• Interne Struktur der Sonne

• Besonderheit: LASCO (Large Angle and Spectrometric Coronagraph) - künstliche Finsternis




NASA

SOHO (Solar and Heliospheric Observatory) soll Sonnenwind, die Sonnenatmosphäre, die innere Struktur der Sonne erforschen. Die NASA hat SOHO im Dezember 1995 gestartet und begleitet die Erde auf ihrem Weg um die Sonne im sog. Lagrange-Punkt L1, an dem die Gravitation von Erde und Sonne dafür sorgen, dass SOHO dem Erdorbit folgt. Die Bilder, die SOHO täglich von der Sonne aufnimmt, lassen sich im Internet betrachen.

In dem Kasten „The Sun Now“ findet man dort acht Bilder, so z.B. im extremen Ultraviolett in verschiedenen Wellenlängen zwischen 171 und 304 Angstrom.Weitere der Bilder enthalten Informationen zum Magnetfeld in der Photoshäre und als Besonderheit auch sog. LASCO-Images. Das sind Bilder mit Abdunkelungsscheibe, die eine künstliche Sonnenfinsternis simulieren. Auf der SOHA-Website finden wir auch einen Kasten mit dem Titel „Sunspots“, das ein Schwarz-Weiß-Bild der Sonne mit ihren Flecken zeigt.


STEREO A/B startete die NASA im Oktober 2006. Es besteht – und das ist die Besonderheit- aus zwei Raumsonden, einer die der Erde in ihrem Sonnenorbit vorausläuft, einer zweiten, die ihr im Orbit nachläuft.

Die Sonne wird simultan von beiden beobachtet, wobei STEREO A mit einem engeren Umlauf um die Sonne nur 347 Tage benötigt und STEREO B 387 Tage.


STEREO soll vor allem die innere und äußere Korona erforschen, den Sonnenwind und dessen Partikel und Störungen der Radiowellen durch solare Aktivität.

Die Raumsonde SDO (Solar Dynamics Observatory) soll primär Daten liefern, die Aufschluss über das Sonneninnere geben.Die NASA schickte STEREO im Februar 2011 ins All. SDO hat drei Instrumentensets. Sie sollen erkunden, welchen Einfluss die Sonne auf die Erdatmosphäre ausübt, insbesondere als Folge von UV-Licht-Fluktuationen, ferner sollen sie unseren Kenntnisstand über die Helioseismologie verbessern, auch um die Wirkungsweise des solaren Dynamoeffektes besser zu verstehen.


SDO

• Einfluss der Sone auf die Erde

• Entstehung und Struktur des Magnetfeldes

• Helioseismische Untersuchungen


Helioseismologie

Bekanntlich untersucht die Seismologie , wie durch Erdbeben ausgelöste Wellen im Erdinneren reflektiert oder gebrochen werden. Daraus lassen sich Rückschlüsse auf den inneren Aufbau unseres Planeten ziehen. Ähnlich arbeitet auch die Helioseismologie, also die Seismologie unserer Sonne. Sie untersucht, welche Rückschlüsse Wellenbewegungen, Oszillationen, die sich an Sonnenoberfläche beobachten lassen, auf den inneren Aufbau der Sonne zulassen.

Ähnlich wie in der Kosmologie lassen sich so Modellbildung und empirische Forschung immer enger einander annähern. Am Ende sollten die Parameter theoretischer Modelle der Sonne möglichst so angepasst sein, dass die Modellergebnisse den empirischen Feststellungen entsprechen.


Links: Aufbau der Sonne mit Schallwellen (p)(NASA)

Die ersten Erkenntnisse, dass sich an der Sonnenoberfläche Schwingungen beobachten lassen, gehen auf das Jahr 1960 und Beobachtungen des amerikanischen Astrophysikers Robert B. Leighton (1919-1977) zurück Leighton entdeckte Oszillationen der Sonnenoberfläche mit fünfminütiger Periode. Später wurde festgestellt, dass es sich dabei um Schallwellen handelt, die die Sonnenoberfläche „erbeben“ lassen. Inzwischen sind sehr zahlreiche Oszillationen mit unterschiedlichen Frequenzen beobachtet worden, die wiederum analog zur erdbezogenen Seismologie Rückschlüsse auf den inneren Sonnenaufbau zulassen.

Die ersten Erkenntnisse, dass sich an der Sonnenoberfläche Schwingungen beobachten lassen, gehen auf das Jahr 1960 und Beobachtungen des amerikanischen Astrophysikers Robert B. Leighton (1919-1977) zurück Leighton entdeckte Oszillationen der Sonnenoberfläche mit fünfminütiger Periode. Später wurde festgestellt, dass es sich dabei um Schallwellen handelt, die die Sonnenoberfläche „erbeben“ lassen. Inzwischen sind sehr zahlreiche Oszillationen mit unterschiedlichen Frequenzen beobachtet worden, die wiederum analog zur erdbezogenen Seismologie Rückschlüsse auf den inneren Sonnenaufbau zulassen.

Schallwellen (in Abb.1 mit „p“ bezeichnet), das ist inzwischen unstrittig, entstehen im Sonneninneren durch die Konvektion, das heißt durch den Auf-und Abstieg des heißen bzw. abgekühlten Plasmas oberhalb der Strahlungszone. Konvektion lässt die durch Kernfusion im Sonnenkern erzeugte Energie an die Sonnenoberfläche gelangen. Heißes Plasma steigt in Form von Granulen kontinuierlich auf, abgekühltes Plasma sinkt an den Granulenrändern (die entsprechend der geringeren Temperatur auch dunkler erscheinen) ab. Diese Konvektion mit Auf-und Abstieg des Plasmas lässt Druckwellen entstehen, die die Eigenschaft von Schallwellen haben . Daneben gibt es schwächere , lange auch umstrittene, gravitativ bedingte Plasmabewegungen am Boden der Konvektionszone, die ebenfalls –allerdings sehr schwache –Oszillationen auslösen können (in Abb. 1 mit „g“ bezeichnet).

An der Sonnenoberfläche lassen sich die genannten Schallwellen als Hebungen und Senkungen identifizieren. Bewegt sich die Sonnenoberfläche auf einen Beobachter zu, so wird die Wellenbewegung aus seiner Sicht komprimiert, bewegt sie sich von ihm weg, so wird die Wellenbewegung gedehnt. Nach diesem bekannten Dopplereffekt kommt es im ersten Falle zu einer Blauverschiebung, im zweiten zu einer Rotverschiebung in den beobachteten Spektren. Inzwischen ist bekannt, dass es sich bei diesen Schallwellen um stehende Wellen mit entsprechenden Knotenpunkten und „Wellenbäuchen“ handelt. Stehende Wellen entstehen bekanntlich bei bestimmten Frequenzen als Ergebnis sich überlagernder gegenläufiger Wellen. Die Ausbreitungsgeschwindigkeit der solaren Schallwellen variiert in Abhängigkeit von einigen wichtigen Variablen. So nimmt sie zum Beispiel mit Temperatur und Druck zu und mit der Massendichte ab. So sinkt die Schallgeschwindigkeit zum Beispiel wegen der abnehmenden Temperatur zum Rand der Photosphäre hin ab.

In derartigen Abhängigkeiten liegt der Schlüssel zur Erkenntnis der Verhältnisse im Sonneninneren. Typisch für die Forschung ist dabei die sogenannte inverse Fragestellung: Welche der aus der Vielzahl der beobachtbaren Frequenzen der Schallwellen stehen „stellvertretend“ für welche Schallgeschwindigkeiten? Hierin liegt –wie man nachvollziehen kann- ein hoher analytischer Aufwand.

Die Helioseismologie hat dennoch inzwischen große Fortschritte gemacht. Lange Beobachtungs-Zeitreihen ließen sich nicht nur durch die Kooperation terrestrischer Observatorien erzielen, sondern auch durch den Einsatz der Raumsonden SOHO und SDO, die den Erkenntnisfortschritt sehr beschleunigt haben.

Methodisch hat sich die Helioseismologie von der globalen Untersuchung der kompletten Sonne mehr und mehr auf die Analyse lokaler Oszillationen, zum Beispiel in der Umgebung von Sonnenflecken verlegt. Dabei ist es gelungen, dreidimensionale Modelle vom inneren Sonnenaufbau zu gewinnen. Sonnenflecken sind bekanntlich eine sichtbare Folge des solaren Magnetfeldes. Am Ort der Sonnenflecken verhindern von unten durch die Photosphäre stoßende Magnetfeldlinien, dass das heiße Plasma an die Oberfläche treten kann. Am Ort der Sonnenflecken liegt daher die Temperatur um rund 1800 K unter der normalen Umgebungstemperatur der Photosphäre von ca. 5800 K. Sonnenflecken signalisieren somit magnetische Aktivität, die sich in einem 11-Jahreszyklus verstärkt bzw. wieder abschwächt. Flecken sind dabei noch recht unspektakuläre Erscheinungen, etwa gegenüber Flares oder koronalen Massenauswürfen, die zu empfindlichen Störungen in den Strom-oder Telekommunikationsnetzen der Erde führen können. Die Helioseismologie versucht daher besonders intensiv der Entstehung und den Veränderungen des solaren Magnetfeldes auf die Spur zu kommen.

Die inneren solaren „Einsichten“, die dabei erzielt werden konnten, sind sehr beachtlich, so dass wir durchaus von einem gut abgesicherten Modell des Sonneninneren sprechen können.
Wie sieht dieses Bild, das die Helioseismologie uns liefert, nun aus?


(NASA): Differentielle Rotation in Abhängigkeit vom Breitengrad

Zunächst ist inzwischen die sogenannte differentielle Rotation gut belegt (Abb.2). Anders als ein Festkörper wie unsere Erde, deren vollständige Rotation unabhängig vom Breitengrad einmal in 24 Stunden erfolgt, zeigt die Sonne als „Gaskugel“ unterschiedliche, vom Breitengrad abhängige Rotationsgeschwindigkeiten: In Polnähe dauert eine Komplettrotation rund 35 Tage , während sie am Äquator bei nur rund 25 Tagen liegt. Diese differentielle Rotation gilt auch als Erklärung einer „ Verdrillung“ des solaren Magnetfeldes während des 11-jährigen Aktivitätszyklus. Dabei werden die Magnetfeldlinien von einer ursprünglich polaren Ausrichtung in eine äquatoriale Ausrichtung hineingezogen .


Die Helioseismologie liefert inzwischen solide Belege dafür, dass sich diese differentielle Rotation auch zum Sonneninneren hin fortsetzt. Man weiß inzwischen, dass sich die beobachteten Unterschiede des Rotationstempos in einer Übergangszone zwischen der Strahlungszone und der Konvektionszone, der sogenannten Tachocline, ausbilden. Die Dicke der Konvektionszone- auch das ist ein Ergebnis der Helioseismologie- wird heute mit ca. 200.000 km angesetzt. Die unterhalb der Tachocline liegende Strahlungszone selbst zeigt keine differentielle Rotation. Es wird vermutet, dass in diesem Übergang zwischen konstanter und differentieller Rotation einer der Schlüssel zum Verständnis des sogenannten solaren Dynamos liegt, der zur Entstehung und Veränderungen des solaren Magnetfeldes führt.

Zu den neueren, erst im vergangenen Jahr von der NASA publizierten , durch die Raumsonde SDO (Solar Dynamics Observatory) erforschten Erkenntnissen gehört eine vom Sonnen-Äquator zu den Polen verlaufende Strömung des Plasmas in den oberen Schichten der Konvektionszone . Diese war schon seit längerem vermutet worden, allerdings verknüpft mit der Annahme, dass ein einfacher Rückstrom von den Polen zum Äquator der Sonne in einer tiefer liegenden Schicht der Konvektionszone erfolgt. Die Helioseismologie hat nun ein davon abweichendes, viel komplexeres Strömungsbild geliefert, das zwei aufeinander liegende Schichten mit jeweils einer polaren und einer äquatorialen Strömung zeigt. (Vgl.Abb.3). Auch in diesem Strömungsbild liegen weitere Chancen einer umfassenden Analyse des solaren Magnetfeldes .




Polare und äquatoriale Strömungen in zwei übereinander liegenden Schichten (NASA)

Die Helioseismologie hat aus der Analyse von Oszillationen auch eine recht präzise Vorstellung vom Sonnenradius –mit etwa 696.000 km- gewinnen können. Aber auch bei der Bestimmung des Alters unserer Sonne hat die Helioseismologie gute Dienste geleistet. Sie bezieht ihre Erkenntnisse hier aus dem Verhalten von Schallwellen in Abhängigkeit von der Dichte im Sonnenkern, die sich wiederum durch die Fusion von Wasserstoff zu Helium im Zeitablauf ändert. Das Sonnenalter lässt sich so mit engen Unsicherheitsmargen auf 4,57 Milliarden Jahre eingrenzen.


Die Helioseismologie widmet sich inzwischen –wie schon erwähnt-sehr stark der Analyse lokaler helioseismologischer Erscheinungen. Die Nachbarschaft von Sonnenflecken verspricht hier besonders interessante Ergebnisse, jedoch tritt gerade dort die besondere Schwierigkeit auf, dass lokale Einflüsse des Magnetfeldes die zu analysierenden Schallwellen „stören“.

Für den weiteren Fortschritt der Helioseismologie geben Raumsonden Anlass zu berechtigter Hoffnung. In der Vergangenheit war dies schon bei der 1995 von NASA und ESO gestarteten Sonde SOHO (Solar and Heliospheric Observatory, Abb. 4) der Fall. Aktuell richten sich weitere große Erwartungen auf das SDO (Solar Dynamics Observatory, Abb.5) der NASA aus dem Jahre 2010 und dessen Helioseismic and Magnetic Imager, der ein umfassendes Forschungsprogramm zur Helioseismologie abarbeiten und damit vor allem zum besseren Verständnis des solaren Magnetfeldes beitragen wird.

Links: SOHO (NASA)

Sonnenbeobachtung für Amateure

  Nach diesen technischen Superlativen der Sonnenforschung fragt sich der ambitionierte Amatuer, welche Möglichkeiten der Beobachtung sich ihm bieten.

Die Beobachtung der Photosphäre mit ihren Sonnenflecken geschieht am einfachsten mit einer Filterfolie, zum Beispiel von BAADER, die es in weniger durchlässiger Variante für die visuelle Beobachtung, in duchlässigerer Version für die fotografische Beobachtung nutzen lässt. Bei Verzicht auf optische Geräte kann die bewährte Sofi-Brille, die ebenfalls die visuelle Filterfolie (links) nutzt, gute Dienste leisten. Auch als Vorsatz vor Ferngläsern lässt sich Filterfolie zur Sonnenbeobachtung nutzen.

Filterfolie ist für alle gängigen Teleskop-Typen geeignet, also für Refraktoren, Reflektoren oder auch Katadioptrische Teleskope, wie Schmidt-Cassegrain-Instrumente. Bessere Qualität darf man von Glasfiltern (rechts) erwarten


Die Beobachtung der Photosphäre kann mit Refraktoren auch alternativ mit einem sog. Herschelkeil oder Herschelprisma (rechts) erfolgen.

Dabei wird nicht der Tubus vorne am Objektiv abgedeckt, sondern das Sonnen-Licht bis auf einen kleinen und ungefährlichenRest beim Austritt aus dem Tubus und vor Eintritt ins Okular ausgelenkt. Herschelprismen werden gemeinsam mit Graufiltern und Polarisationsfiltern oder Spezialfiltern, wie dem Solar-Continuum, von BAADER genutzt. Erstere dämpfen das Licht, und auf den Graufilter nach Empfehlungen des Herstellers darf nicht verzichtet werden. Der Solar Continuum Filter lässt die Sonne kontrastreich in grünem Licht erscheinen. Für Fotos eignen sich digitale Spiegelreflex-Kameras (DSLR), die mit der üblichen T2-Adaption an das Teleskop angeschlossen werden können. Viele Amateure nutzen aber auch Videokameras wie die DMK 41 als monochrome Kamera. Die Sequenzen zahlreicher Einzelbilder, die dabei entstehen, lassen mit den üblichen Nachbearbeitungen in der Regel brauchbarere Ergebnisse entstehen als es mit Einzelbildern einer DSLR der Fall ist, da letztere durch Luftunruhe- sog. Seeing-Probleme- in der Qualität beeintraächtigt werden.


Für die Beobachtung der Chromosphäre nutzen die meisten Amateure inzwischen Spezial-Teleskope für das sog. H-alpha-Licht in der Wellenlänge von 656 nm. Hier sind inzwischen kompakte Geräte auf dem Markt, wie das PST von CORONADO (unten) oder vergleichbare Geräte von LUNT.



Sie bestehen aus einem Filter, einem sog. ETALON, das nur Licht in der genannten Wellenlänge mit kleinen Toleranzen passieren lässt und einem Blockfilter, der dem Okular vorgeschaltet ist. Auch hier ist neben der visuellen auch die fotografische Beobachtung möglich.

Im Vordergrund der Beobachtung der Chromosphäre stehen insbesondere Protuberanzen und Filamente sowie Flares.





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