Die Sonne - Sternfreunde Kreis Offenbach
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Sternfreunde Kreis Offenbach Verein zur Pflege & Förderung volkstümlicher Astronomie Referat: Themengebiet Kosmologie Martin Fuchs Die Sonne Ein kosmischer Hochofen Inhalt Einleitung Unser Heimatstern Der Aufbau unserer Sonne Sternenliga Sonnenforschung Kultureller Einfluss Impressum: © 2007 Sternfreunde Kreis Offenbach Verantwortlich: Sternfreunde Kreis Offenbach Kontakt: [email protected] Rechtliche Hinweise: Dieses Dokument ist urheberrechtlich geschützt. Jede Form der Weiterverarbeitung und Vervielfältigung der Textbeiträge und der Bilder bedürfen der schriftlichen Genehmigung der Sternfreunde Kreis Offenbach! C:\Users\Martin Fuchs\Arbeitsordner SKO\Öffentlichkeitsarbeit\Referate\Kosmologie_ Die Sonne.doc Seite 1 Sternfreunde Kreis Offenbach Verein zur Pflege & Förderung volkstümlicher Astronomie 1. Einleitung Kein anderer Himmelskörper beeinflusst unser Leben so wie unsere Sonne. Im Sommer freuen wir uns über jeden Tag an dem sie unsere Seele verwöhnt. Im Winter vermissen wir sie an kalten und trüben Tagen um uns dann im Frühjahr an den ersten Strahlen zu erfreuen. Jeder hat sie gesehen – unzählige Sonnenauf- und Sonnenuntergänge. Es bleibt in schöner Erinnerung, wenn man ein solches Ereignis intensiv und bewusst erleben durfte. Unsere Sonne ist letztlich der Ursprung unserer menschlichen Existenz und wenn man ein wenig weiterdenkt kommt man zu dem Schluss, dass sie es ist – unsere Sonne, die Quelle allen Lebens ist und das was wir an unserer Welt so schätzen und lieben erst ermöglicht. Sie ist für uns mehr wie selbstverständlich. Sie hat morgens im Osten aufzugehen und am Abend zu verschwinden. Die wenigsten machen sich Gedanken über die Prozesse die im Zentrum der Sonne in ungefähr 150 Millionen Kilometern ablaufen. Ich kenne die Zahlen ein wenig und mache mir schon bewusst, dass wenn ich mit geschlossenen Augen einen Sonnenstrahl an meiner Wange spüre, dieser vor etwa 8 Minuten die Oberfläche der Sonne verließ um nun sein wärmendes Werk auf mein Gesicht zu vollenden. Ein netter Gedanke – nicht wahr? Hätten Sie gewusst, dass ein Lichtstrahl nach seiner Entstehung im Inneren der Sonne ganze 10 Millionen Jahre braucht um an die Sonnenoberfläche zu gelangen? Denken Sie an die 8 Minuten die das Licht danach nur noch zur Erde braucht. Wenn Sie die Erde 109 Mal hintereinander anketten würSonnenaufgang an der Mirabello Bucht auf Kreta. Aufnahme von Martin Fuchs den, dass Sie dann den Durchmesser der Sonne erhalten? Alle Energie stammt von der Sonne. Die Solarwärme von den Dächern, das Obst und Gemüse von den Feldern, sogar das Erdöl als uraltes fossiles Relikt aus organischen Abfällen; Jahrmillionen unter hohem Druck zu Öl zersetzt. Viele Gründe mehr uns dieses Gestirn einmal näher zu betrachten und alles Wissen was unsere Wissenschaft zusammengetragen hat einmal zusammenzufassen. Dabei möge dem aufmerksamen Leser nicht die nüchterne Betrachtung physikalischer Vorgänge im Vordergrund stehen, auch wenn ich darauf zurückgreifen muss um Zusammenhänge zu beleuchten, sondern vielmehr unser Verständnis für einen etwas weiter gefassten Blick für ein sensibleres Wel tbild. Da der Mensch nicht mit Wohlverhalten seine eigene Zukunft in Frage zu stellen scheint, was in Bezug auf Umweltschutz und soziale Aspekte eindeutig belegbar ist, hilft ein etwas entrückter Blick auf unseren Planeten. Wir werden es begreifen, wenn wir die Proze sse und Mechaniken kennen Lernen, wie sensibel unsere kleine blaue Welt ist auf der wir leben und das sie in keinem schlechteren Zustand für unsere Nachwelt zu hinterlassen ist wie vor unserer Existenz. Andererseits ist das kein Gebot zur Enthaltsamkeit – im Gegenteil. Mit etwas Respekt vor diesem Planeten wird so mancher Moment wie ein Sonnenaufgang im Urlaub mit anderen Augen zu sehen sein. Und das allein schon ist ein Grund, sich auch mit den Dingen außerhalb unseres blauen, kleinen und zarten Planeten zu beschäftigen. C:\Users\Martin Fuchs\Arbeitsordner SKO\Öffentlichkeitsarbeit\Referate\Kosmologie_ Die Sonne.doc Seite 2 Sternfreunde Kreis Offenbach Verein zur Pflege & Förderung volkstümlicher Astronomie 2. Unser Heimatstern In unserem Sonnensystem ist unsere Sonne der herrschende Himmelskörper. Würde man alle Masse unseres Sonnensystems in eine Schüssel geben, so würde der Anteil der allein in unserer Sonne Platz findet 99,9% einnehmen. Sie hat mit ihren 1,39 Millionen Kilometer einen gigantisch anmutenden Durchmesser, was etwa eine Perlenschnur mit 109 aneinander gereihten Erden entsprechen würde. Aber dennoch – sie ist mit ihren Dimensionen ein eher durchschnittlicher Stern im Kosmos. Unsere Erde zieht ihre Bahn in einem durchschnittlichen Abstand von 150 Millionen Kilometern um die Sonne und das ist auch ein angenehmer Abstand, denn auf ihrer Oberfläche herrschen Temperaturen von 5700 °C. Ihr Alter wird auf etwa 4,6 Milliarden Jahre geschätzt. Die Leuchtkraft der Sonne entspricht einer Strahlungsleistung von etwa 3,846·1026 Watt, eine Zahl mit 26 Nullen! Diese Strahlung wird zum Großteil im Bereich des sichtbaren Lichts abgegeben, mit einem Maximum bei den Spektralfarben von Gelb bis Grün. Licht besteht aus vielen einzelnen Farben. Sicherlich kennen Sie das Experiment aus der Schule, in der Licht durch ein Prisma fällt und in den Regenbogenfarben gespalten wird. Aus dem Weltraum aus betrachtet erscheint sie jedoch subjektiv eher weiß. Ihre gewohnte gelbe Farbe erklärt sich durch das Zerstreuen ihres blauen Anteils an den Luftmolekülen in unseSonne (gelbe Scheibe) und im Verhältnis rer Atmosphäre wo sie auf Stickstoff, Sauerstoff, Edelgase und Die dazu ihre Planeten im Größenvergleich. Sie ist Kohlenstoffdioxid treffen. Kurzwelligeres blaues Licht wird so groß, dass wäre die Erde in ihrem Mittelsie auch ohne weiteres die Mondbahn mit deutlich höherer Wahrscheinlichkeit gestreut als langwelli- punkt, überdecken würde. geres rotes Licht. Durch diese Zerstreuung strahlt der Himmel in alle Richtungen blau und die Sonnenstrahlen, die auf die Erdoberfläche auftreffen erscheinen gelb. Je dicker die Luftschicht ist, die von den Sonnenstrahlen durchquert wird, desto mehr Sonnenstrahlen werden herausgelenkt. Die Abendsonne erscheint deswegen rötlich. Ihre Masse setzt sich zu 73,5 % aus Wasserstoff und zu 25 % aus Helium zusammen. Die restlichen 1,5 % der Sonnenmasse setzen sich aus zahlreichen schwereren Elementen bis einschließlich Eisen zusammen, vor allem Sauerstoff und Kohlenstoff. Hinsichtlich der Anzahl der Atome beträgt der Wasserstoffanteil 92,0 % und der Heliumanteil 7,9 %. Im Sonnenkern entsteht aus den dicht gedrängten Atomkernen des Wasserstoffs durch Kernfusion Helium, so dass der Wasserstoff-Anteil zugunsten des Heliums in Zukunft weiter sinken wird. Dieser Prozess ist der Motor der Sonne, aus dem sie jene Energie bezieht, die sie an der Photosphäre (leuchtende, sichtbare Oberfläche) durch Strahlung abgibt. Da die Sonne kein fester Körper wie die erdähnlichen Planeten und Monde ist, sondern ein heißer Gasball, wäre sie Gleichgewicht zwischen Schwerkraft und ohne diesen Energienachschub von innen instabil. Sie würde Das Fusionsenergie. Beide Kräfte stehen in ständisich abkühlen und auf einen Bruchteil ihrer jetzigen Größe ger Wechselwirkung. zusammenziehen. Die Sonne rotiert in rund vier Wochen um die eigene Achse. Diese Rotation dauert am Äquator 25,4 Tage, in mittleren Breiten 27-28 Tage und nahe den Polen 36 Tage. Dieser Unterschied in der Dauer eines Sonnentages wird als differenzielle Rotation bezeichnet und ist seit längerem durch Gas- und Hydrodynamik erklärbar. C:\Users\Martin Fuchs\Arbeitsordner SKO\Öffentlichkeitsarbeit\Referate\Kosmologie_ Die Sonne.doc Seite 3 Sternfreunde Kreis Offenbach Verein zur Pflege & Förderung volkstümlicher Astronomie Nun haben Sie die Sonne als Kugel wahrgenommen. Stellen Sie sich nun ein gigantisches Messer vor mit der wir ein Stück aus der Sonne herausschneiden um in ihr Inneres sehen zu können. Im Inneren der Sonne ist der Kern mit seinen Fusionsreaktionen zuhause. Hier laufen in jeder Sekunde Billionenfach Prozesse ab, die enorme Energie freisetzt. Obwohl der Kern nur 1,6 % des Sonnenvolumens ausmacht, sind hier rund 50 % der Sonnenmasse konzentriert. Bei einer Temperatur von etwa 15,6 Millionen K* liegt die Materie in Form eines Plasmas vor. Wie aber laufen die Fusionsprozesse im Inneren der Sonne ab? Um das zu verstehen stellen Sie sich ein unglaublich starkes Mikroskop vor welches Millionenfach vergrößern kann. Damit dringen wir in das Reich der Atome vor. Jedes Atom besteht aus einem Kern mit positiv geladenen Teilchen, den Protonen und wie der Name schon sagt den ladungsneutralen Neutronen. In energetischer Harmonie kreisen weiter außen die Elektronen um den Kern. Im Innensektor der Sonne, wo Druck und Temperatur sehr groß sind, gehen die Elektronen ständig mit den Nachbarteilchen auf Kollisionskurs was dazu führt, das die Harmonie der Ladung des einzelnen Atoms gestört wird und schließlich die Elektronen freisetzt. Je höher der Druck desto hoher die Temperatur. Schließlich herrscht ein Brei aus Protonen und Neutronen mit freien Elektronen. Durch die Proton- * Das Kelvin ist neben dem in Deutschland und Österreich übliGrad Celsius die gesetzlich vorgeschriebene TemperatureinProton-Reaktion verschmelzen nun Wasserstoff- chen heit. Die Kelvin-Skala besitzt die gleiche Skalierung wie die Celkerne zu Heliumkernen, wobei Gammastrahlung sius-Skala, jedoch ist der Nullpunkt bei ihr auf den absoluten verschoben. und Elektronneutrinos erzeugt werden. Die er- Nullpunkt Somit gilt 0 K = −273,15 °C; 273,15 K = 0 °C. 274,15 K sind 1 °C zeugten Heliumkerne haben aufgrund der Bin- usw. Ein Temperaturunterschied von beispielsweise 10 K ist gleich Differenz von 10 °C. Die veraltete Temperaturdifferenzdungsenergie eine geringfügig geringere Masse einer Angabe Grad (°) ist durch das Kelvin abgelöst worden. als die Summe der ursprünglichen Wasserstoffkerne. Dieser als Massendefekt bekannte Massenunterschied wird gemäß der Formel E = m · c2 in Energie umgewandelt, pro Fusion von 4 Protonen zu 1 He-Kern ≈ 27 MeV. Im Kern der Sonne werden pro Sekunde unglaubliche 564 Millionen Tonnen Wasserstoff zu 560 Millionen Tonnen Helium fusioniert, wobei eine Gesamtleistung von etwa 3,7 · 1026 Watt freigesetzt wird. Diese Menge würde ausreichen, um den europäischen Energiebedarf für etwa 4 Millionen Jahre zu decken. Eigentlich ist der Sonnenkern zu „kalt“ für eine Kernfusion. Die kinetische Energie der Teilchen reicht rechnerisch nicht aus, um bei einem Zusammenstoß die starken Abstoßungskräfte der positiv geladenen Protonen (Wasserstoffkerne) zu überwinden. Stellen Sie sich zwei Stabmagnete vor, mit denen Sie den Versuch unternehmen zwei gleiche Pole zusammenzuführen. Dass dennoch Fusionen stattfinden, ist auf den so genannten quantenmechanischen Tunneleffekt zurück zu führen. Gemäß der Quantenmechanik verhält sich ein Proton wie eine ausgebreitete Welle ohne genau definierten Ort, seine Energie schwankt um einen Mittelwert. Es besteht dabei eine sehr geringe Wahrscheinlichkeit, dass sich zwei Protonen so weit nähern, dass eine Verschmelzung stattfinden kann. Das Energieniveau der abstoßenden Kräfte wird bei der Verschmelzung gleichsam „durchtunnelt“. Somit ist die Wahrscheinlichkeit einer Fusion zweier Wasserstoffkerne im Innern der Sonne sehr gering. Da jedoch eine immense Anzahl von Kernen vorhanden ist, können dennoch gewaltige Energiemengen freigesetzt werden. Die „gebremste“ Kernfusion hat für das Sonnensystem und das Leben auf der Erde den entscheidenden Vorteil, dass die Sonne sparsam mit ihren Energievorräten umgeht und über einen langen Zeitraum konstante Energiemengen abstrahlt. C:\Users\Martin Fuchs\Arbeitsordner SKO\Öffentlichkeitsarbeit\Referate\Kosmologie_ Die Sonne.doc Seite 4 Sternfreunde Kreis Offenbach Verein zur Pflege & Förderung volkstümlicher Astronomie 3. Der Aufbau unserer Sonne Die Sonne besteht aus verschiedenen Zonen mit schalenförmigem Aufbau, wobei die Übergänge allerdings nicht streng voneinander abgegrenzt sind. Diese Schalen sind wie folgt aufgebaut: Der Kern Sämtliche freiwerdende Energie stammt aus einer als „Kern“ bezeichneten Zone im Innern der Sonne. Dieser Kern erstreckt sich vom Zentrum bis zu etwa einem Viertel des Radius der sichtbaren Sonnenoberfläche. Die Strahlungszone Um den Kern herum liegt die so genannte „Strahlungszone“, die etwa 70 % des Sonnenradius ausmacht. Im Vakuum des Weltalls bewegen sich Gammaphotonen mit Lichtgeschwindigkeit durch den Raum. Im Innern der Sonne herrscht eine derart hohe Dichte, dass die Photonen immer wieder mit den Teilchen des Plasmas zusammenstoßen, dabei absorbiert und wieder abgestrahlt werden. Sie bewegen sich auf einer völlig zufälligen Bahn und diffundieren Richtung Sonnenoberfläche. Statistisch benötigt ein ständig absorbiertes und re-emittiertes Photon etwa 10 Millionen Jahre, um die Sonne zu verlassen. Dies bedeutet, dass das Licht, welches wir heute von der Sonne erhalten, bereits vor entsprechend langer Zeit erzeugt wurde. Bei jedem Zusammenstoß in der Strahlungszone nimmt die Strahlungsenergie des Photons ab und seine Wellenlänge nimmt zu. Die Gammastrahlung wird in Röntgenstrahlung umgewandelt. Anders als die Photonen gelangen die Neutrinos nahezu ungehindert durch die Schichten der Sonne, da sie kaum mit Materie in Wechselwirkung treten. Die Neutrinos erreichen, da sie sich beinahe mit Lichtgeschwindigkeit bewegen, bereits nach acht Minuten die Erde, wobei sie den Planeten fast ungehindert durchqueren. In jeder Sekunde durchqueren etwa 70 Milliarden Neutrinos einen Quadratzentimeter der Erdoberfläche. Die Konvektionszone An die Strahlungszone schließt sich die „Konvektionszone“ an. Sie ist 140.000 km dick und macht somit 20% des Sonnenradius aus. Am Grenzbereich zur Strahlungszone beträgt die Temperatur noch etwa 2 Millionen Kelvin. Die Energie wird in dieser Zone nicht mehr durch Strahlung abgegeben, sondern durch eine Strömung (Konvektion) des Plasmas weiter nach außen transportiert. Dabei steigt heiße Materie in gewaltigen Strömen nach außen, kühlt dort ab und sinkt wieder ins Sonneninnere hinab. Da das frisch aufgestiegene Plasma heißer und damit heller ist als das absteigende, sind die Konvektionszellen mit einem Teleskop als GraGranulation der Sonnenoberfläche erkennbar. Heißes Plasma in der Konvektionszone. Die sprudelnde Granulation ist in ständiger Bewegung. (Bild: ESA) C:\Users\Martin Fuchs\Arbeitsordner SKO\Öffentlichkeitsarbeit\Referate\Kosmologie_ Die Sonne.doc Seite 5 Sternfreunde Kreis Offenbach Verein zur Pflege & Förderung volkstümlicher Astronomie Direkt nach der Sonnenoberfläche finden sich weitere Zonen die zwar keine Schalen im eigentlichen Sinn mehr bilden, jedoch auch erwähnenswert sind: Die Photosphäre Oberhalb der Konvektionszone liegt die Photosphäre, die wir als Quelle der Sonnenstrahlung wahrnehmen: eine „Kugelschale aus Licht“ als die für Menschen sichtbare Sonnenoberfläche. Sie ist aber nur eine 300 bis 400 km dicke Schicht, deren Temperatur an der Oberfläche rund 5500 °C beträgt. Die Photosphäre gilt allgemein als die eigentliche Sonnenoberfläche, obwohl unser Zentralgestirn, wie auch die meisten anderen Sterne, keine scharfe äußere Grenze besitzt. Die Photosphäre gibt die gesamte vom Sonneninnern erzeugte und aufsteigende Energie als Strahlung ab, großteils im sichtbaren Licht. Erst hier hat die Energie der Strahlungsquanten soweit abgenommen, dass sie unschädlich und für das menschliche Auge sichtbar sind. Wegen ungeheurer Wirbel und variabler Magnetfelder darf man sich die Oberfläche allerdings nicht als glatt vorstellen. Die Chromosphäre Über der Photosphäre erstreckt sich die Chromosphäre. Sie wird von der Photosphäre zwar überstrahlt, ist aber bei Sonnenfinsternissen für einige Sekunden als rötliche Leuchterscheinung zu sehen. Die Temperatur nimmt hier auf über 10.000 K zu, während die Gasdichte um den Faktor 10-4 auf 10-15 g/cm3 abnimmt. Das Licht, das durch die Chromosphäre scheint wird zu einem verschwindend geringen Anteil absorbiert. Die Chromosphäre sowie der oberste Teil der Photosphäre sind daher für die charakteristischen dunklen Linien des Sonnenspektrums, welche als Fraunhofersche Linien bekannt sind, verantwortlich. Die Chromosphäre der Sonne im Licht der H-α-Linie. (Bild: NASA) Die Korona Über der Chromosphäre liegt die Korona. Die innere Korona erstreckt sich, je nach dem aktuellen Fleckenzyklus, um 1-2 Sonnenradien nach außen und stellt eine erste Übergangszone zum interplanetaren Raum dar. Durch Sonnenstrahlung, Stoßwellen und andere Wechselwirkungen mechanischer oder magnetischer Art wird die äußerst verdünnte Koronen-Materie allerdings auf Temperaturen bis zu zwei Millionen Kelvin aufgeheizt. Die genauen Ursachen dieser Heizmechanismen sind noch unklar. Eine Die Korona bei einer totalen Sonnenmögliche Energiequelle wären akustische Wellen und finsternis in der Türkei 2006. Microflares, kleine Ausbrüche auf der Sonnenoberfläche. Ein Bild: Christian Schadow besonders hoher Temperaturgradient herrscht an der Untergrenze der Korona, wo ihre Dichte nach oben schneller abnimmt, als die Energie abtransportiert werden kann. Innerhalb einiger 100 Höhenkilometer steigt die kinetische Gastemperatur um eine Million Grad und „macht sich Luft“, indem die zusätzliche Heizenergie als Sonnenwind entweicht. Die Korona kann nur aufgrund ihrer extrem geringen Dichte so heiß werden. Der bei jeder totalen Sonnenfinsternis sichtbare Strahlenkranz (lat. Corona = Krone) hat schon vor Jahrtausenden die Menschen erstaunt. Er kann bis mehrere Millionen Kilometer reichen und zeigt eine strahlenförmige Struktur. Die Korona erstreckt sich bis zur Heliopause, wo sie auf das interstellare Medium trifft. C:\Users\Martin Fuchs\Arbeitsordner SKO\Öffentlichkeitsarbeit\Referate\Kosmologie_ Die Sonne.doc Seite 6 Sternfreunde Kreis Offenbach Verein zur Pflege & Förderung volkstümlicher Astronomie Das Magnetfeld der Sonne Aufgrund der extremen Prozesse in der Sonne können Sie sich sicher vorstellen, dass sie außerordentlich starke Magnetfelder besitzt, die durch die Strömung der elektrisch leitenden Gase hervorgerufen werden. Die Leitfähigkeit des Plasmas im Sonneninnern entspricht dem von Kupfer bei Zimmertemperatur. In der Sonne zirkulieren elektrische Ströme in einer Größenordnung von 1012 Ampere. Das Innere der Sonne wirkt somit wie ein gigantischer Dynamo, der die Bewegungsenergie eines elektrischen Leiters in elektrische Energie und ein Magnetfeld umwandelt. Sichtbare Auswirkungen der Magnetfelder sind die Sonnenflecken und die Protuberanzen. Sonnenflecken sind relativ kühle Bereiche der Sonnenatmosphäre. Ihre Temperatur liegt zwischen 3700 und Potuberanzen folgen den Feldlinien der 4500 K. Durch spektroskopische Untersuchungen konnte festge- Magnetfelder. Bild: NASA stellt werden, dass im Bereich der Sonnenflecken starke Magnetfelder vorherrschen. Die Magnetfeldstärke im Umfeld der Sonnenflecken kann bis zu 0,3 Tesla betragen und ist somit tausendmal stärker als das irdische Magnetfeld an der Erdoberfläche. In der Sonne bewirken die Magnetfelder eine Hemmung der Konvektionsströmungen, so dass weniger Energie nach außen transportiert wird. Die dunkelsten und kühlsten Zonen auf der Sonne sind somit die Orte mit den stärksten Magnetfeldern. Sonnenflecken treten in Gruppen auf, wobei meistens zwei auffällige Flecken dominieren, die eine entgegen gesetzte magnetische Ausrichtung aufweisen (ein Fleck ist sozusagen ein „magnetischer Nordpol“, der andere ein „Südpol“). Solche bipolaren Flecken sind meist in Ost-WestRichtung, parallel zum Sonnenäquator, ausgerichtet. Zwischen den Flecken bilden sich Magnetfeldlinien in Form von Schleifen aus. Längs dieser Linien wird ionisiertes Gas festgehalten, das in Form von Protuberanzen oder Filamenten sichtbar wird. Protu- Eine riesige Anzahl von Sonnenflecken in einer Gruppe. Bild: Hagen Peter beranzen sind also Erscheinungen am Rand, Filamente auf der „Sonnenscheibe“. Die Gesamtzahl der Sonnenflecken unterliegt einem Zyklus von rund elf Jahren. Während eines Fleckenminimums sind kaum Sonnenflecken sichtbar. Nach einem Zyklus hat sich das globale Magnetfeld der Sonne umgepolt. Der vorher magnetische Nordpol ist jetzt der magnetische Südpol. Die genauen Ursachen für den elfjährigen Zyklus sind noch nicht vollständig erforscht. Die Wechselwirkung der Sonne mit ihrer Umgebung Das Magnetfeld der Erde schützt vor der Die Sonne beeinflusst auch den interplanetaren Raum mit ihrem hochenergetischen Strahlung der Sonne. Magnetfeld und vor allem mit der Teilchenemission, dem Son- Ohne dieses wäre ein Leben auf der Erde nenwind. Dieser Teilchenstrom kann die Sonne mit mehreren nicht denkbar. Grafik: NASA 100 km/s verlassen und verdrängt das Interstellare Medium bis zu einer Entfernung von mehr als 10 Milliarden Kilometern. Bei Sonneneruptionen können sowohl Geschwindigkeit als auch Dichte des Sonnenwindes stark zunehmen und auf der Erde neben Polarlichtern auch Störungen in elektronischen Systemen und im Funkverkehr verursachen. C:\Users\Martin Fuchs\Arbeitsordner SKO\Öffentlichkeitsarbeit\Referate\Kosmologie_ Die Sonne.doc Seite 7 Sternfreunde Kreis Offenbach Verein zur Pflege & Förderung volkstümlicher Astronomie 4. Sternenliga Im Kosmos gibt es für uns unzählige Sterne. Wie Sie gesehen haben ist unsere Sonne ein eher durchschnittlicher Stern im Kosmos. In der Astronomie hat man die Sterne in der Umgebung katalogisiert und eingeordnet. Je nach Zusammensetzung der Sterne und nach der Anfangsmasse wird der Stern einen physikalisch vorgegebenen Lebenszyklus durchlaufen. Nicht jeder Stern hat die gleiche Zusammensetzung. Anhand der Leuchtkraft und der Farbe kann man Rückschlüsse auf die Zusammensetzung und Größe ziehen. Das Hertzsprung- Russell- Diagramm - kurz HRD, wurde 1913 von Henry Norris Russell entwickelt und baut auf Arbeiten von Ejnar Hertzsprung auf. Es zeigt grob die Entwicklungsverteilung der Sterne. Wird dazu die absolute Helligkeit gegen den Spektraltyp aufgetra- Die Sternenliga als Schaubild. Unsere Sonne ist ein eher durchschnittlicher „Zwerg“ gen, erhält man bei einer genügenden Anzahl von Eintragungen charakteristische linienartige Häufungen. Diese Karte gibt also Auskunft über unsere Nachbarschaft im Kosmos bei der Beobachtung von Sternen. Unsere Sonne ist ein Stern der so genannten Hauptreihe. Ihre Spektralklasse ist G2, da sie ein gelbes Licht aussendet und sie hat die Leuchtkraftklasse V. Das bedeutet, dass die Sonne ein durchschnittlicher, gelb leuchtender „Zwergstern“ ist, der sich in der etwa 10 Milliarden Jahre dauernden Hauptphase seiner Entwicklung befindet. Die Konzentration der Sterne auf die verschiedenen Gruppen lässt sich aus der Theorie der Sternentwicklung erklären. Die Entwicklungszustände der Sterne sind voneinander mehr oder weniger klar abgegrenzt und finden sich an ganz bestimmten Stellen des HRD wieder. Im Laufe der Zeit ändern sich die beiden Zustandsgrößen der Effektivtemperatur und der Leuchtkraft eines Sterns in Abhängigkeit von den atomaren Vorgängen in seinem Inneren, so dass jeder Stern einen gewissen Entwicklungsweg durch das HRD durchläuft. Dies geschieht mit unterschiedlicher Geschwindigkeit. Entwicklungszustände, die lange Zeit anhalten, sind dementsprechend häufiger zu beobachten (z. B. in der Hauptreihe) als schnelle, nur kurz anhaltende Entwicklungsstufen wie z. B. im Bereich der Herz- Abszisse: Farbindex - Ordinate: absolute Helligkeit sprung-Lücke. Da der Spektraltyp grob mit der 0, Ia, Ib: Überriesen, II: Helle Riesen , III: Riesen , IV: Unterriesen , V: Hauptsequenz (Zwerge) , VI: Unterzwerge , VII: Weiße Temperatur des Sterns zusammenhängt, kann man Zwerge. Grafik: Wikipedia das HRD auch als Temperatur-LeuchtkraftDiagramm interpretieren. C:\Users\Martin Fuchs\Arbeitsordner SKO\Öffentlichkeitsarbeit\Referate\Kosmologie_ Die Sonne.doc Seite 8 Sternfreunde Kreis Offenbach Verein zur Pflege & Förderung volkstümlicher Astronomie Statt des Spektraltyps kann man auch den Farbindex der Sterne auftragen, der ebenfalls ein Maß für ihre Temperatur ist. Kennt man die Entfernung einer Sternengruppe oder eines Sternhaufens nicht, kann man auch die scheinbare Helligkeit benutzen, die sich für alle Mitglieder um den gleichen Faktor von der absoluten Helligkeit unterscheidet. Statt des HRD erhält man so das FarbenHelligkeits-Diagramm. Beide Diagramme übereinander gelegt, ergeben die Entfernung eines Sternhaufens. Sicherlich werden Sie sich irgendwann fragen: Wie lange reicht der Brennstoff der Sonne und was passiert mit unserer Erde? Heute weiß man recht genau, was einmal mit der Sonne geschehen wird. Aufgrund von Beobachtungen ähnlicher Sterne, die ihre Entwicklung bereits durchlaufen haben. Unsere Sonne ist etwa 4,5 Milliarden Jahre alt. Fast genauso viel hat unsere Erde bereits hinter sich. Wenn Sterne sterben, so geschieht das vorbestimmt durch physikalische Gesetze. Die Anfangsmasse und Zusammensetzung bestimmt die Art des Sternentodes. Unsere Sonne ist ein eher kleiner Stern, der sich am Ende seines Lebens aufblähen wird um sein Brennstoffvorrat aufzubrauchen. Stellen Sie sich das so vor: Es wird der Zeitpunkt kommen, in dem alles Wasserstoff in der Sonne aufgebraucht ist. Nun bedeutet das nicht zwangsläufig das Ende, sondern es werden weitere Fusionsprozesse ablaufen, die das nun entstandene Helium weiter zu Lithium und Lithium weiter zu Beryllium fusionieren. Es entstehen dabei immer schwerere Elemente in der Sonne. Sicherlich kennen Sie noch das Periodensystem der Elemente aus der Schulzeit. Das Ende der Fahnenstange ist das Element Eisen. Es reichert sich allmählich im Kern an und läutet das Ende der Fusionskette ein. Ist ein Stern erst einmal an dieser Stelle angelangt, so ist es nun abhängig von der Anfangsmasse was danach passiert. Sie wissen, dass das Gleichgewicht der Sterne ein Pendel zwischen Schwerkraft und Fusionskräften ist. Nun fällt die Fusionskraft allmählich weg was dazu führt das der Stern sich verdichtet und schrumpft. Bei einem Stern unserer Sonnenmasse ähnlich, ist ein aufblähen zu beobachten. Das liegt daran, dass die letzten Fusionsprozesse nicht mehr im Kern Stattfinden, sondern auf darüber liegenden Schalen. Dadurch wird ein Strahlungsdruck erzeugt, welcher die äußeren Schichten allmählich abstößt. Zuletzt bleibt ein kleiner weißer Zwergstern zurück, unglaublich dicht und kaum größer als ein Gesteinsplanet. Der Sternenzyklus von vier Sternen unterschiedlicher Anfangsmasse. Der Außen expandiert ein Leichentuch aus Gas und Stern mit einer Sonnenmasse entspricht unserer Sonne. umgibt den weißen Zwergstern. Bei Sternen mit der 10fachen Sonnenmasse wird nach dem Kollaps die Masse derart schnell komprimiert, dass eine so genannte Supernovae entsteht. Energiemengen größer als die, welche der Stern zuvor in seinem ganzen Leben abgegeben hat werden in Sekundenbruchteilen freigesetzt. In diesem Prozess werden die schweren Elemente geboren. All jene, die nach Eisen auf dem Periodensystem bekannt sind. Übrig bleibt ein Neutronenstern - Extrem dicht zusammengepresst durch seine eigene Schwerkraft auf die Größe einer Stadt. Sterne mit der 30fachen Anfangsmasse enden auch in einer Supernovae. Hierbei kollabiert die Materie in sich zusammen. Die Komprimierung ist so hoch, dass nicht einmal mehr das Licht die Möglichkeit hat zu entweichen. Ein schwarzes Loch entsteht. Ein Stern mit der Größe gleich Null und mit einer gigantischen Masse. Unsere Sonne ist im Vergleich dazu ein friedlicher Stern welcher erst die hälfte seines Lebens hinter sich gebracht hat und der Menschheit noch viele Jahre erhalten bleibt. C:\Users\Martin Fuchs\Arbeitsordner SKO\Öffentlichkeitsarbeit\Referate\Kosmologie_ Die Sonne.doc Seite 9 Sternfreunde Kreis Offenbach Verein zur Pflege & Förderung volkstümlicher Astronomie 5. Sonnenforschung Frühe Beobachtungen Als der wichtigste Himmelskörper für irdisches Leben genoss die Sonne bereits vor der Geschichtsschreibung aufmerksame Beobachtung der Menschen. Kultstätten wie Stonehenge wurden errichtet, um die Position und den Lauf der Sonne zu bestimmen, insbesondere die Zeitpunkte der Sonnenwenden. Es wird vermutet, dass einige noch ältere Stätten ebenfalls zur Sonnenbeobachtung benutzt wurden, gesichert ist dies aber nicht. Der Verlauf der Sonne sowie besonders Sonnenfinsternisse wurden von den unterschiedlichen Kulturen sehr aufmerksam beobachtet und dokumentiert. Aufzeichnungen aus dem alten China belegen die Beobachtungen besonders heftiger Sonnenfleckentätigkeit. Sonnenflecken können mit bloßem Auge wahrgenommen werden, wenn die Sonne tief am Horizont steht und das Sonnenlicht durch die dichte Erdatmosphäre „gefiltert” wird. Neuzeitliche Beobachtungen Auch in Europa hatte man zu der damaligen Zeit Sonnenflecken wahrgenommen, wobei man sie allerdings für „atmosphärische Ausdünstungen“ hielt. Erst die Entwicklung des Teleskops führte zu einer systematischen Erforschung des Phänomens. Im Jahre 1610 beobachteten Galileo Galilei und Thomas Harriot die Flecken erstmals mittels Teleskop. Johann Fabricius beschrieb sie 1611 als Erster in einer wissenschaftlichen Abhandlung. Die beobachtete Wanderung der Flecken auf der Sonnenscheibe führte er zutreffend auf die Eigenrotation der Sonne zurück. 1619 postulierte Johannes Kepler einen Sonnenwind, da der Schweif von Kometen immer von der Sonne Spektrallinien – deutlich erkennbar sind die Absorptiweggerichtet ist. 1775 vermutete Christian Horrobow onslinien (schwarze Striche). Bild: Wikipedia bereits, dass die Sonnenflecken einer gewissen Periodizität unterliegen. 1802 wies William Hyde Wollaston erstmals dunkle Linien den Absorptionslinien, im Sonnenspektrum nach. Joseph von Fraunhofer untersuchte die Linien ab 1814 systematisch, sie werden daher auch als „Fraunhoferlinien“ bezeichnet. 1889 entwickelte George Ellery Hale den Spektroheliographen. Henry Augustus Rowland vollendete 1897 einen Atlas des Sonnenspektrums, der sämtliche Spektrallinien enthält. Lange Zeit unklar war allerdings, woher die Sonne ihre Energie bezieht. So hatte man die Vorstellung, dass die Sonne ein glühender, brennender Körper sei. Allerdings hätte der Brennstoff nur für einige tausend Jahre gereicht. William Thomson, der spätere Lord Kelvin, ging davon aus, dass die Sonne durch die eigene Schwerkraftwirkung schrumpfe und die Bewegungsenergie der Sonnenteilchen in Wärme umgewandelt würde. So könnte die Sonne für etwa hundert Millionen Jahre Energie abgeben. Mit der Entdeckung der irdischen Radioaktivität stellte man allerdings fest, dass die Gesteine der Erdkruste mehrere Milliarden Jahre alt sein müssen. Erst die Entschlüsselung der atomaren Vorgänge brachte eine Lösung. Ernest Rutherford beschrieb einen Zusammenhang zwischen Radioaktivität und Kernumwandlung. Arthur Stanley Eddington folgerte, dass im Innern der Sterne Elemente verschmelzen und in andere umgewandelt werden, wobei Energie freigesetzt wird. Da bei spektroskopischen Untersuchung hauptsächlich Wasserstoff festgestellt wurde, ging man davon aus, dass dieses Element eine entscheidende Rolle spiele. 1938 beschrieb Hans Bethe schließlich die Prozesse der Proton-Proton-Reaktion, die im Innern der Sonne ablaufen. C:\Users\Martin Fuchs\Arbeitsordner SKO\Öffentlichkeitsarbeit\Referate\Kosmologie_ Die Sonne.doc Seite 10 Sternfreunde Kreis Offenbach Verein zur Pflege & Förderung volkstümlicher Astronomie 1942 wurde festgestellt, dass die Sonne Radiowellen ausstrahlt. 1949 wies Herbert Friedman die solare Röntgenstrahlung nach. Im Laufe der Zeit wurden spezielle Sonnenobservatorien errichtet, die ausschließlich der Beobachtung der Sonne dienen. 1960 wurde die Schwingung der Photosphäre nachgewiesen. Dies war der Beginn der Helioseismologie, die die Eigenschwingungen der Sonne untersucht und daraus den inneren Aufbau sowie Prozesse ableitet. Erforschung durch Satelliten und Raumsonden Eine Reihe von Satelliten wurde für die Beobachtung der Sonne in eine Erdumlaufbahn geschickt. Mittels der Satelliten können insbesondere Wellenlängenbereiche untersucht werden (Ultraviolett, Röntgenstrahlung), die sonst von der Erdatmosphäre absorbiert werden. So hatte zum Beispiel die 1973 gestartete Raumstation Skylab unter anderem ein Röntgenteleskop an Bord. Mit Hilfe von Raumsonden versuchte man der Sonne näher zu kommen, um die Umgebung der Sonne studieren zu können. Dies war und bleibt aufgrund von sehr hohen Temperaturen und inten- Die Sonde Ulysses bei der Montage. siver Strahlung ein technisch sehr schwieriges Unterfangen. So Bild: ESA konnten die 1974 und 1976 gestarteten deutsch-amerikanischen Helios-Sonden sich der Sonne nur bis auf 43,5 Millionen Kilometer nähern. Die 1990 gestartete Raumsonde Ulysses verfolgte andere Ziele. Sie sollte die Pole der Sonne studieren, die sowohl von der Erde, als auch von Satelliten und Raumsonden, die sich in der Planetenebene bewegen, nicht sichtbar sind. Dies war nur mit einer Änderung der Bahnebene der Raumsonde um 90° erreichbar. Zu diesem Zweck flog Ulysses zunächst zum Riesenplaneten Jupiter, wo durch ein Swing-By-Manöver die Bahnebene der Sonde geändert wurde. Dadurch konnte Ulysses die Planetenebene verlassen und überflog seitdem bereits zweimal die beiden Pole der Sonne. Mit konventionellen Raketenantrieben, ohne den Vorbeiflug am Jupiter, wäre eine solche Mission nicht möglich gewesen. 1995 wurde die größtenteils von Europa gebaute Sonde SOHO in Richtung Sonne gestartet. SOHO befindet sich nun im Lagrangepunkt L1 und beobachtet die Sonne mit zwölf verschiedenen Instrumenten. Sie liefert tägliche Aufnahmen der Sonne und trägt wesentlich der Vorhersage der Sonneneruptionen und Stürme bei. 1998 folgte der Satellit TRACE zur Unterstützung von SOHO. C:\Users\Martin Fuchs\Arbeitsordner SKO\Öffentlichkeitsarbeit\Referate\Kosmologie_ Die Sonne.doc Seite 11 Sternfreunde Kreis Offenbach Verein zur Pflege & Förderung volkstümlicher Astronomie 6. Kultureller Einfluss und die Wirkung auf den Menschen Textquellen teilweise aus Wikipedia Sonnenwagen von Trundholm Schon seit frühester Zeit, seit Menschen ihr Bewusstsein ausgeprägt haben, ist die Sonne für die Menschheit das zentrale Gestirn am Himmel, von ihr hängt alles Leben auf der Erde ab. Viele frühere Kulturen verehrten die Sonne als Gottheit. Die regelmäßige tägliche und jährliche Wiederkehr der Sonne wurde teils ängstlich erwartet und mittels kultischer oder magischer Rituale beschworen. Besonders Sonnenfinsternisse lösten große Bestürzung und Furcht aus. Im alten China glaubte man, ein Drache würde die Sonne verschlingen. Durch großen Lärm versuchte man, das Untier dazu zu bewegen, die Sonne wieder freizugeben. Andererseits machte sich die Menschheit das Wissen über die für alles Leben fundamentalen Perioden Tag und Jahr schon seit frühester Zeit nutzbar. Die Sonne ist die natürliche Uhr der Menschen und die Abfolge der Jahreszeiten führte zur Entwicklung des Kalenders, der vor allem nach Erfindung des Ackerbaus für alle Kulturen überlebenswichtig war. Für die Sumerer verkörperte die Sonne den Sonnengott Utu. Bei den Babyloniern entsprach er dem Gott Schamasch, der jeden Tag den Himmel betrat und dessen Strahlen nichts verborgen blieb. Im alten Ägypten wurde Ra als Sonnengott verehrt. In China stand die Sonne als Symbol für Osten, Frühling, Männlichkeit (Yang) und Geburt sowie auch für den Kaiser. Im antiken Griechenland verehrte man den Sonnengott Helios, der mit seinem Sonnenwagen täglich über das Firmament fuhr. Allerdings sind aus dem antiken Griechenland auch die ersten Überlegungen überliefert, in denen die Sonne als physikalisches Objekt betrachtet wird. Die wohl älteste dieser Hypothesen stammt dabei von Xenophanes, der die Sonne als eine feurige Ausdünstung oder Wolke benannte. So naiv diese Beschreibung aus heutiger Sicht zwar wirkt, stellt sie doch einen gewaltigen kulturhistorischen Schritt dar, denn die Wahrnehmung der Sonne als ein natürliches Objekt widerspricht fundamental der vorherigen und auch der oft noch in späteren Jahrhunderten vertretenen Auffassung, der Sonne als Teil einer göttlichen Entität. Es ist daher auch wenig verwunderlich, dass aus eben diesen Gedanken auch die erste kritische Auseinandersetzung mit dem vermenschlichten Götterbild des antiken Griechenlands hervor gingen („Wenn die Pferde Götter hätten, sähen sie wie Pferde aus“) und daraus folgend erste Gedanken zum Monotheismus. Interessant ist dabei sicherlich auch der Vergleich mit dem ägyptischen Monotheismus des Echnaton, der ja gerade die Vergötterung der Sonne als Ausgangspunkt nahm. Man kann also sagen, dass mit Xenophanes die Sonne zum ersten Mal in der europäischen Geschichte als Gegenstand der Physik auftauchte, oder dass es sich um die Geburtsstunde der Astrophysik handelte. Die Thesen des Xenophanes wurden später auch von anderen griechischen Philosophen aufgenommen, zum Beispiel beschrieb der Vorsokratiker Anaxagoras die Sonne als glühenden Stein. Diese Auffassungen setzten sich allerdings im Folgenden nicht bei allen Denkern durch und viele spätere Schulen fielen wieder auf eher mythische Erklärungen zurück. Der Volksglaube in Griechenland nahm wahrscheinlich keinerlei Kenntnis von all diesen Überlegungen. Dem griechischen Gott Helios entsprach weitgehend der unbesiegbare römische Gott Sol invictus, dessen Kult in der Kaiserzeit weit verbreitet war. Aus der Antike übernommen ist die Sonne als Symbol der Vitalität in der Astrologie. C:\Users\Martin Fuchs\Arbeitsordner SKO\Öffentlichkeitsarbeit\Referate\Kosmologie_ Die Sonne.doc Seite 12 Sternfreunde Kreis Offenbach Verein zur Pflege & Förderung volkstümlicher Astronomie In der nordischen Mythologie formten die Götter die Sonne aus einem Funken und legten sie in einen Wagen. Die Göttin Sol fährt mit dem Wagen über den Himmel, gezogen von den Rössern Alsvidr und Arwakr. Das Gespann wird beständig von dem Wolf Skalli (Skoll) verfolgt. Am Tag des Weltunterganges (Ragnarök) wird der Wolf die Sonne verschlingen. Im frühen Mexiko wurde der Sonnengott Tonatiuh von den Azteken verehrt. Bei den Maya und den Inka waren Itzamná beziehungsweise Inti die Hauptgottheiten. Die Beobachtung der Sonne und die Bestimmung ihrer Bahnpunkte (Tag- und Nachtgleiche, Sommer- und Wintersonnenwende) war eine Voraussetzung für die Erstellung von Kalendern. Hierdurch konnten wichtige jahreszeitliche Ereignisse vorherbestimmt werden, wie das Eintreffen des Nilhochwassers im alten Ägypten, der günstigste Zeitpunkt der Saat oder das Eintreffen der für die Seefahrt gefährlichen Herbststürme. Vorchristliche Kultstätten, wie Stonehenge, waren offensichtlich zu derartigen Beobachtungszwecken errichtet worden. Die Anlage von Stonehenge ist so ausgerichtet, dass am Morgen des Mittsommertages, wenn die Sonne ihre höchste nördliche Position erreicht, die Sonne direkt über einem Positionsstein („Fersenstein“) aufgeht und die Sonnenstrahlen in gerader Linie ins Innere des Bauwerks eindringen. Die Himmelsscheibe von Nebra Die bronzezeitliche Himmelsscheibe von Nebra scheint ebenfalls ein Instrument zur Himmelsbeobachtung gewesen zu sein. Ihre goldenen Ränder werden u. a. als „Sonnenbarken“, ein religiöses Symbol der Bronzezeit, interpretiert. In die gleiche Zeit fällt auch der Sonnenwagen von Trundholm, bei der die Scheibe als Sonnensymbol mit einer Tag- und Nachtseite gedeutet wird. Es erscheint uns in Anbetracht der vielen kulturellen Schöpfungsgeschichten und Vorstellungen über unseren Heimatstern als primitiv oder gar naiv, wie sich unsere Vorfahren unsere Sonne erklärten und ihre Phantasie, Träume und Ängste mit in ihr Weltbild eingebaut haben, jedoch waren sie alles andere als dumm. Die Sonne anzubeten mag nicht die sinnloseste Handlung sein, Die berühmte Himmelsscheibe von Nebra. Bild: Wikipedia welche die Menschheit vollzog, vielmehr haben unsere Vorgänger begriffen, dass unsere Sonne Quelle allen Ursprungs ist und sie es ist die Wärme, Licht und Leben spendet. Ein kleiner gelber Stern unter Milliarden im Kosmos. C:\Users\Martin Fuchs\Arbeitsordner SKO\Öffentlichkeitsarbeit\Referate\Kosmologie_ Die Sonne.doc Seite 13 Sternfreunde Kreis Offenbach Verein zur Pflege & Förderung volkstümlicher Astronomie 7. Quellenangabe - Weiterführende 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). ISSN 0004-637x C. Bounama, W. v. Bloh, S. Franck: Das Ende des Raumschiffs Erde. in: Spektrum der Wissenschaft. Spektrum, Heidelberg 2004,10 (Okt.), S.52–59. ISSN 0170-2971 Wolfgang Mattig: Die Sonne. C.H.Beck, München 1995. ISBN 3-406-39001-3 Wolfgang Mattig: Bevor die Sonnenbeobachtung zur Sonnenphysik wurde – in Deutschland und Umgebung. in: SONNE. Mitteilungsblatt der Amateursonnenbeobachter. Berlin 2002,103, 67 (online - pdf). ISSN 0721-0094 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) Internetquellen und weitere Informationen Fachinformationen und Bilder teilweise aus www.Wikipedia.de - der freien Enzyklopädie www.nasa.gov www.esa.int www.sternfreundekreisoffenbach.de C:\Users\Martin Fuchs\Arbeitsordner SKO\Öffentlichkeitsarbeit\Referate\Kosmologie_ Die Sonne.doc Seite 14
