Spektrum und Aktivität der Sonne

sonneUnsere Sonne ist nur einer von vielleicht 100 Milliarden Sternen des Sternsystems der Milchstraße. Im Weltall ist sie ganz unbedeutend, für die Astronomen ist sie ein gelber Zwergstern der Spektralklasse G. In unserem Planeten oder »Sonnen« System spielt sie jedoch die beherrschende Rolle. Die Sonne könnte bei einem Durchmesser von 1 392 000 km mehr als eine Million Erdkörper aufnehmen, ihre Masse macht mit knapp 2 • 10.33 g (eine 2 mit 33 Nullen) indes nur das 333 000fache der Erdmasse aus. Ihre mittlere Dichte ist mit dem 1,409fachen der Dichte des Wassers ziemlich gering, nimmt allerdings nach innen stark zu. Hauptbestandteile sind Wasserstoff und Helium. Ungefähr 225 Millionen Jahre benötigt die Sonne für einen Umlauf um das etwa 26 700 Lichtjahre entfernte Zentrum der Milchstraße. Ihre Achsenrotation hat am Äquator eine Periode von 25,4 Tagen und wird zu den Polen hin langsamer. Die Fotosphäre
Die helle Oberfläche der Sonne, deren Licht wir sehen, heißt (nach dem griechischen Wort für Licht) Fotosphäre und ist 5500° C heiß. Als dunkle Stellen kann man darauf Sonnenflecken feststellen. Diese erscheinen nur durch den Kontrast so schwarz, in Wirklichkeit ist auch ihre Flächenhelligkeit recht beachtlich. Ein direkter Blick auf die Sonne durch Feldstecher oder Fernrohr würde zur Erblindung infolge Verbrennens der Netzhaut führen. Wenn man keine sehr starken Filtergläser verwenden will, ist es am besten, das Sonnenbild auf einen am Okular befestigten Schirm zu projizieren. Bei einigem Geschick kann man schon mit einem Feldstecher durch Projektion auf ein Blatt Papier ein Sonnenbild erzielen, das die vorhandenen Flecken erkennen lässt. Die Sonnenoberfläche ist reich an Einzelheiten. Sie wirkt bei starker Vergrößerung körnig infolge der Granulation (»Körnung«), die durch aufsteigende Gasballen mit absinkenden, kühleren und daher dunkleren Rändern zustande kommt. Ein typischer großer Sonnenfleck besteht aus einem dunkleren Zentralteil, der Umbra (lat.: Schatten), umgeben von der helleren Penumbra (Halbschatten). Flecken haben oft unregelmäßige Gestalt und treten vorzugsweise in Gruppen und paarweise auf, wobei ein Fleck im Sinne der Rotation vorangeht und der andere folgt. Auch sehr ausgedehnte und komplizierte Fleckengruppen bestehen nicht lange. Einige Monate »Lebensdauer« sind schon selten, kleine Recken erscheinen manchmal nur für Stunden. Sehr schön kann man an den Flecken die Rotation der Sonne verfolgen, wenn sie von Tag zu Tag über die Scheibe wandern. Eine volle Überquerung dauert etwa zwei Wochen. Wenn der Fleck langlebig ist, kann er nach vierzehn Tagen wieder am Ostrand der Sonne auftauchen. Der Aktivitätszyklus
Das am längsten bekannte und augenfälligste Merkmal der Sonnenaktivität, das sich in Intensitätsänderungen und Verlagerungen mancher Strahlungserscheinungen äußert, sind die Sonnenflecken. Ihre Häufigkeit erreicht ungefähr alle 11 Jahre ein Maximum. So sind 1957/58 und 1969/70 viele große Fleckengruppen aufgetreten. Im Aktivitätsminimum kann es aber auch vorkommen, dass tagelang überhaupt keine Flecken zu sehen sind. Zu den Becken gehören stets mächtige Magnetfelder. Diese können infolge des physikalischen Zeeman-Effekts (Aufspaltung von Spektrallinien im Magnetfeld) gemessen werden. Nach Harold Babcock (1882-1968) kann man annehmen, dass magnetische Kraftlinien im Innern der Sonne von Pol zu Pol laufen. Wegen der differenziellen Rotation – in höheren Breiten langsamer als am Äquator – werden sie im Lauf einiger Jahre verzerrt, d. h. am Äquator lang gezogen, in der Polgegend aber verdichtet und instabil. Schließlich bricht eine Kraftlinienschleife durch die Oberfläche nach außen und erzeugt zwei Flecken gegensätzlicher Polung. Da in den beiden Hemisphären der Sonne die vorangehenden und nachfolgenden Flecken eines Paares stets umgekehrt gepolt sind, nach etwa 11 Jahren die Sonne aber wieder zur Ruhe kommt, ergibt sich im folgenden Zyklus eine Umkehrung der Polungen hinsichtlich der Hemisphären. Wenn erst im Norden ein Nordpolfleck voranging und ein Südpolfleck folgte, ist es dann erst ein Südpolfleck, mit einem Nordpolfleck im Gefolge. Man müsste also eigentlich von einem 22- oder 23jährigen Zyklus sprechen. Für die Sonnenforschung ist der Einsatz spektroskopischer Geräte unentbehrlich, zudem wird er von der Lichtfülle des Objekts sehr begünstigt. Man kann z. B. mit Hilfe eines Spektrohelioskops die Sonne im Licht einer bestimmten Spektrallinie beobachten und damit sogar Bilder aus verschiedenen Schichten ihrer Atmosphäre gewinnen. Auf- und absteigende Bewegungen machen sich durch Verschiebung der Linien infolge des Doppier-Effekts bemerkbar. Vom Zeeman-Effekt der Magnetfelder war schon die Rede. Spektralanalyse der Sonne
Gasförmige Elemente in den höheren Schichten der Sonnenatmosphäre erzeugen im kontinuierlichen Spektrum der darunterliegenden Fotosphäre dunkle Linien, die nach ihrem Erforscher Fraunhofer-Linien genannt werden. Jede Linie ist einem bestimmten Element zuzuordnen, man hat so schon über 60 Elemente auf der Sonne nachgewiesen. Das nach der Sonne (griech.: Helios) benannte Edelgas Helium wurde sogar zuerst auf der Sonne und später erst als auch auf der Erde vorhanden nachgewiesen.

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Info 18.12.2017 00:12
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