Die Sonne – ein Stern im Detail (1)

Die Sonne – ein Stern im Detail (1)
Die grundlegenden Parameter der Sonne und wie sie bestimmt werden
Größe:
Wenn die Entfernung der Erde zur Sonne und ihr scheinbarer Winkelfurchmesser
bekannt ist, kann ihr Durchmesser ausgerechnet werden.
Mittlerer scheinbarer Durchmesser: 31‘ 59,32“ (1“ entspricht ca. 725 km)
Durchmesser: 1,392 Millionen km (109,2 Erddurchmesser, 3,6-facher Mondabstand)
Wichtige Hinweise:
Der Sonnendurchmesser bezieht sich auf die Obergrenze der Photosphäre (genauer auf
den radialen Abstand, wo für sichtbares Licht die optische Tiefe 1 beträgt)
 Der „Sonnendurchmesser“ hängt von der Beobachtungswellenlänge ab!
 Ein Stern besitzt physikalisch keine „Oberfläche“, d.h. einen radialen Abstand, wo
Temperatur oder Druck oder Dichte eine Diskontinuität („Sprung“) aufweisen.
 Der Begriff „Sterndurchmesser“ beruht auf einer Konvention
Die Sonne liegt in ihrer Größe im oberen
Mittelfeld der Hauptreihensterne.
Die meisten Sterne der Milchstraße sind
massearme Rote Zwerge (von den 30
nächstgelegenen Sterne sind 20 Rote Zwerge)
Es sind mittlerweile 10 Sterne in der Milchstraße
bekannt, die als „Sonnenzwillinge“ gelten.
Sonnenähnliche Sterne sind nicht sonderlich häufig
in der Milchstraße
Größenvergleich mit einem sonnenähnlichen Stern
Sonne
Tau Ceti
Masse:
Die Masse ergibt sich aus dem 3. Keplerschen Gesetz (genauer die Massensumme aus
Planeten- und Sonnenmasse)
Sonnenmasse: 1,989 x 10^30 kg
Die Genauigkeit (d.h. der Fehler) hängt heute nur noch von der Genauigkeit der
Newtonschen Gravitationskonstante ab.
Mittlere Dichte: 1409 kg/m³
Schwerebeschleunigung an der Photosphärenobergrenze: 274 m/s²
Entweichgeschwindigkeit Photosphärenobergrenze: 617,7 km/s
Die meisten Sterne in der Milchstraße
sind Sterne, deren Masse deutlich
unterhalb einer Sonnenmasse liegt.
Leuchtkraft:
Die Leuchtkraft gibt die Strahlungsleistung eines Sterns an
Solarkonstante: 1,37 kW/m²
Leuchtkraft: 3,853 x 10^26 W
Strahlungsstrom an der Photosphärenobergrenze: 6,329 x 10^7 W/m²
Scheinbare visuelle Helligkeit: -26,8 m
Absolute Helligkeit: 4,8 m
Effektive Temperatur: 5780 K
Spektraltyp: G2V
Die Leuchtkraft der Sonne ändert sich mit der Zeit. Sie hat seit ihrer Entstehung um ca.
25 bis 30% zugenommen. Sie steigt in dem Maße, wie der Bethe-Weizsäcker-Teil der
Wasserstoff-Fusion effektiver wird.
Wieso die Erde vor 4 Ga nicht völlig gefroren war wie ein Schneemann am Nordpol, wird
als das „Problem der schwachen frühen Sonne“ bezeichnet.
Die Rotation der Sonne
Die Rotation der Sonne wurde unabhängig voneinander durch Galileo Galilei und Christoph
Scheiner anhand der Bewegung von Sonnenflecken über die Sonnenscheibe entdeckt (1611)
Rotationsperiode: ca. 27 Tage
Die differentielle Rotation der Sonne
wurde erst 1859 durch R. Chr. Carrington
entdeckt:
Sonnenäquator ca. 25 Tage
bei 45° heliographischer Breite ca. 27,5 Tage
Messungen in höheren heliographischen
Breiten ist schwierig, da dort keine oder nur
ganz selten Sonnenflecken auftreten.
Darstellung der Sonnenrotation in Scheiners
„rosa ursina sive sol“ und Anleitung, wie
man die Lage des Sonnenäquators bestimmt.
Wie groß ist die erwartete Wellenlängendifferenz zwischen dem östlichen
und westlichen Sonnenrand bei einer Rotationsdauer von 25 d am Äquator?
 0,0078 nm
Die Meßgenauigkeit wird durch die rotationsunabhängigen Bewegungskomponenten des Photosphärenplasmas begrenzt.
Eine genaue Erklärung des breitenabhängigen Rotationsverlaufs war schwierig. Sie gelang erst durch die Interpretation helioseismologischer Messungen
Prinzip der spektroskopischen Messung
der Rotationsgeschwindigkeit unter
Ausnutzung des Doppler-Effekts
Der Aufbau der Sonne
Die Sonnenatmosphäre
Strukturen in der Sonnenatmosphäre
Die „normale“ Granulation
- typische Durchmesser zwischen 500 und 1500 km
- polygonartige Struktur
- mittlere Lebensdauer ca. 8 Minuten
- radiale Strömungsgeschwindigkeit ca. 2 km/s
- horizontale Strömungsgeschwindigkeit ca. 250 m/s
Bewegungsmuster
der Sonnengranulation
innerhalb von 150 Sekunden
Die Sonnengranulation ähnelt stark konvektiven Benard-Zellen
Die Meso- und Supergranulation
Supergranulen
- Ausdehnung ca. 30000 – 35000 km
- mittlere Lebensdauer ca. 1 Tag
- horizontale Geschwindigkeit ca. 0,4 km/s
- vertikale Geschwindigkeit ca. 0,1 km/s
Nur sichtbar auf a) Spektroheliogrammen
b) Dopplergrammen
Das Intergranulum bildet das
„chromosphärische Netzwerk“
Spiculen
Spiculen treten vornehmlich im Intergranulum der Supergranulation (= chromosphärisches
Netzwerk) auf.
Sonne
1. Oktober 2014