Sonne


Die Sonne ist der Stern im Zentrum des Sonnensystems . Es ist eine nahezu perfekte Kugel aus heißem Plasma , [18] [19] die durch Kernfusionsreaktionen in ihrem Kern zur Glühbirne erhitzt wird und die Energie hauptsächlich als sichtbares Licht und Infrarotstrahlung ausstrahlt . Es ist bei weitem die wichtigste Energiequelle für das Leben auf der Erde . Sein Durchmesser beträgt etwa 1,39 Millionen Kilometer oder das 109-fache der Erde. Seine Masseist ungefähr 330.000 mal so groß wie die Erde; es macht etwa 99,86% der Gesamtmasse des Sonnensystems aus. [20] Etwa drei Viertel der Sonnenmasse bestehen aus Wasserstoff (~ 73%); Der Rest besteht hauptsächlich aus Helium (~ 25%) mit viel geringeren Mengen schwererer Elemente, einschließlich Sauerstoff , Kohlenstoff , Neon und Eisen . [21]

Die Sonne ist ein G-Typ-Hauptreihenstern (G2V), basierend auf seiner Spektralklasse . Als solches wird es informell und nicht vollständig genau als gelber Zwerg bezeichnet (sein Licht ist näher an Weiß als an Gelb). Es entstand vor ungefähr 4,6 Milliarden [a] [14] [22] Jahren aus dem Gravitationskollaps von Materie in einer Region einer großen Molekülwolke . Der größte Teil dieser Materie sammelte sich in der Mitte, während sich der Rest zu einer umlaufenden Scheibe abflachte, die zum Sonnensystem wurde . Die zentrale Masse wurde so heiß und dicht, dass sie schließlich die Kernfusion in ihrem Kern initiierte . Es wird angenommen, dass sich durch diesen Prozess fast alle Sterne bilden .

Der Kern der Sonne verschmilzt jede Sekunde etwa 600 Millionen Tonnen Wasserstoff zu Helium und wandelt dadurch jede Sekunde 4 Millionen Tonnen Materie in Energie um . Diese Energie, deren Entweichen aus dem Kern zwischen 10.000 und 170.000 Jahre dauern kann, ist die Quelle des Lichts und der Wärme der Sonne. Wenn die Wasserstofffusion in seinem Kern so weit abgenommen hat, dass sich die Sonne nicht mehr im hydrostatischen Gleichgewicht befindet , nimmt die Dichte und Temperatur ihres Kerns deutlich zu, während sich seine äußeren Schichten ausdehnen und die Sonne schließlich in einen roten Riesen verwandeln . Es wird berechnet, dass die Sonne groß genug wird, um die gegenwärtigen Umlaufbahnen von Merkur und Venus zu verschlingen und die Erde unbewohnbar zu machen - aber nicht für etwa fünf Milliarden Jahre. Danach wird es seine äußeren Schichten ablösen und zu einem dichten Typ eines Kühlsterns werden, der als weißer Zwerg bekannt ist. Es erzeugt keine Energie mehr durch Fusion, sondern leuchtet immer noch und gibt Wärme von seiner vorherigen Fusion ab.

Die enorme Wirkung der Sonne auf die Erde ist seit prähistorischen Zeiten bekannt . Die Sonne wurde gedacht von einigen Kulturen als Gottheit . Die synodische Rotation der Erde und ihre Umlaufbahn um die Sonne bilden die Grundlage für Sonnenkalender , von denen einer der Gregorianische Kalender ist , der heute vorherrschende Kalender .

Das englische Wort sun entwickelte sich aus dem altenglischen sunne . Cognates erscheinen in anderen germanischen Sprachen , einschließlich Westfriesischen sinne , Niederländisch zon , Niederdeutsch Sunn , Standard Deutsche Sonne , Bayerische Sunna , altnordischen Sunna und Gothic SunnO . Alle diese Wörter stammen aus dem protogermanischen * sunnōn. [23] [24] Dies hängt letztendlich mit dem Wort für "Sonne" in anderen Zweigen der indogermanischen Sprachfamilie zusammen , obwohl in den meisten Fällen ein Nominativstamm mit einem l gefunden wird und nicht der Genitivstamm in n , as Zum Beispiel in Latein sōl , Griechisch ἥλιος hēlios , Walisisch haul und Russisch солнце solntse (ausgesprochen sontse ) sowie (mit * l> r ) Sanskrit स्वर svár und Persisch خور xvar . In der Tat überlebte der l- Stamm auch in protogermanischer Sprache als * sōwelan, was zu gotischem Sauil (neben Sunnō ) und altnordischem prosaischem Sól (neben poetischer Sunna ) und damit zu den Worten für "Sonne" in der moderne skandinavische Sprachen: Schwedisch und Dänisch Solen , Isländisch Sólin usw. [24]

In Englisch, treten die griechische und lateinische Worte in der Dichtung als Personifikationen der Sonne, Helios / h i l i ə s / und Sol / s ɒ l / , [2] [1] , während in der Science - Fiction "Sol" may als Name für die Sonne verwendet werden, um sie von anderen Sternen zu unterscheiden. Der Begriff " Sol " mit Kleinbuchstaben wird von Planetenastronomen für die Dauer eines Sonnentages auf einem anderen Planeten wie dem Mars verwendet . [25]

Die wichtigsten Adjektive für die Sonne in Englisch sind sonnig für Sonnenlicht und in technischen Zusammenhängen, Solar / s l ər / , [3] aus dem Lateinischen sol [26] - letztere Gefunden in Begriffen wie Sonnentag , Sonnenfinsternis und Sonnensystem (gelegentlich Sol-System ). Von dem griechischen helios kommt das seltene Adjektiv heliac / h i l i æ k / . [27]

Der englische Wochentagsname Sunday stammt vom altenglischen Sunnandæg "Sonnentag", einer germanischen Interpretation des lateinischen Ausdrucks diēs sōlis , der selbst eine Übersetzung des griechischen ἡμέρα ἡλίου hēmera hēliou "Tag der Sonne" ist. [28]

Die Sonne ist ein Hauptreihenstern vom G-Typ , der etwa 99,86% der Masse des Sonnensystems ausmacht. Die Sonne hat eine absolute Größe von +4,83, die schätzungsweise heller ist als etwa 85% der Sterne in der Milchstraße , von denen die meisten rote Zwerge sind . [29] [30] Die Sonne ist ein Population I- oder schwerelementreicher [b] Stern. [31] Die Entstehung der Sonne wurde möglicherweise durch Stoßwellen einer oder mehrerer nahegelegener Supernovae ausgelöst . [32] Dies wird durch eine hohe Häufigkeit schwerer Elemente im Sonnensystem wie Gold und Uran im Vergleich zu der Häufigkeit dieser Elemente in sogenannten Sternen der Population II , schwerelementarm, nahegelegt. Die schweren Elemente könnten am plausibelsten durch endotherme Kernreaktionen während einer Supernova oder durch Transmutation durch Neutronenabsorption in einem massiven Stern der zweiten Generation erzeugt worden sein. [31]

Die Sonne ist mit einer scheinbaren Größe von –26,74 bei weitem das hellste Objekt am Himmel der Erde . [33] [34] Dies ist ungefähr 13 Milliarden Mal heller als der nächst hellere Stern, Sirius , der eine scheinbare Größe von –1,46 hat. Eine astronomische Einheit (ungefähr 150.000.000 km) ist definiert als die mittlere Entfernung des Sonnenzentrums zum Erdzentrum, obwohl die Entfernung variiert, wenn sich die Erde vom Perihel im Januar zum Aphel im Juli bewegt . [35] In dieser durchschnittlichen Entfernung wandert Licht in etwa 8 Minuten und 19 Sekunden vom Sonnenhorizont zum Erdhorizont, während Licht von den nächstgelegenen Punkten von Sonne und Erde etwa zwei Sekunden weniger benötigt. Die Energie dieses Sonnenlicht unterstützt fast alle Leben [c] auf der Erde durch die Photosynthese , [36] und fährt das Klima der Erde und Wetter.

Die Sonne hat keine bestimmte Grenze, aber ihre Dichte nimmt mit zunehmender Höhe über der Photosphäre exponentiell ab . [37] Zum Zwecke der Messung wird der Radius der Sonne als Abstand von ihrem Zentrum zum Rand der Photosphäre , der sichtbaren sichtbaren Oberfläche der Sonne, angesehen. [38] Durch diese Maßnahme ist die Sonne eine nahezu perfekte Kugel mit einer auf etwa 9 Millionstel geschätzten Schrägheit , [39] was bedeutet, dass sich ihr polarer Durchmesser nur 10 Kilometer von ihrem äquatorialen Durchmesser unterscheidet. [40] Der Gezeiteneffekt der Planeten ist schwach und beeinflusst die Form der Sonne nicht wesentlich. [41] Die Sonne dreht sich an ihrem Äquator schneller als an ihren Polen . Diese unterschiedliche Rotation wird durch eine konvektive Bewegung aufgrund des Wärmetransports und die Coriolis-Kraft aufgrund der Rotation der Sonne verursacht. In einem durch die Sterne definierten Bezugsrahmen beträgt die Rotationsperiode am Äquator ungefähr 25,6 Tage und an den Polen 33,5 Tage. Von der Erde aus gesehen, während sie die Sonne umkreist, beträgt die scheinbare Rotationsperiode der Sonne an ihrem Äquator etwa 28 Tage. [42] Von einem Aussichtspunkt über ihrem Nordpol aus gesehen dreht sich die Sonne gegen den Uhrzeigersinn um ihre Drehachse. [d] [43]

Die Sonne von der Erdoberfläche aus gesehen

Die Sonnenkonstante ist die Energiemenge, die die Sonne pro Flächeneinheit abgibt, die direkt dem Sonnenlicht ausgesetzt ist. Die Sonnenkonstante ist ungefähr gleich1.368 W / m 2 (Watt pro Quadratmeter) in einer Entfernung von einer astronomischen Einheit (AU) von der Sonne (dh auf oder in der Nähe der Erde). [44] Sonnenlicht auf der Erdoberfläche wird durch die Erdatmosphäre gedämpft , so dass weniger Energie an der Oberfläche ankommt (näher an1.000 W / m 2 ) unter klaren Bedingungen, wenn sich die Sonne dem Zenit nähert . [45] Sonnenlicht am oberen Rand der Erdatmosphäre besteht (gemessen an der Gesamtenergie) aus etwa 50% Infrarotlicht, 40% sichtbarem Licht und 10% ultraviolettem Licht. [46] Insbesondere die Atmosphäre filtert über 70% des solaren Ultravioletts heraus, insbesondere bei kürzeren Wellenlängen. [47] Sonnen- Ultraviolettstrahlung ionisiert die obere Erdatmosphäre und erzeugt die elektrisch leitende Ionosphäre . [48]

Die Sonne emittiert Licht über das sichtbare Spektrum , daher ist ihre Farbe weiß mit einem CIE -Farbraumindex nahe (0,3, 0,3), wenn sie vom Weltraum aus betrachtet wird oder wenn die Sonne hoch am Himmel steht. Die Sonnenstrahlung pro Wellenlänge erreicht vom Weltraum aus gesehen einen Spitzenwert im grünen Teil des Spektrums. [49] [50] Wenn die Sonne tief am Himmel steht, wird die Sonne durch atmosphärische Streuung gelb, rot, orange oder magenta. Trotz seines typischen Weiß stellen sich die meisten [Anmerkung 1] Menschen die Sonne mental als gelb vor; Die Gründe dafür sind Gegenstand der Debatte. [51] Die Sonne ist ein G2V- Stern, wobei G2 seine Oberflächentemperatur von ungefähr 5.778 K (5.505 ° C, 9.941 ° F) angibt und V, dass sie wie die meisten Sterne ein Hauptreihenstern ist . [52] [53] Die durchschnittliche Leuchtdichte der Sonne beträgt etwa 1,88 Giga  Candela pro Quadratmeter , in der Erdatmosphäre jedoch auf etwa 1,44 Gcd / m 2 . [e] Die Luminanz ist jedoch über die Sonnenscheibe nicht konstant ( Verdunkelung der Gliedmaßen ).

Falschfarben- Wackelanimation der Sonne
Normalerweise erzeugt die Sonne keine Gammastrahlen, aber ein Aufflackern am 15. Juni 1991 verursachte diese Gammastrahlenbeobachtung durch das COMPTEL-Instrument am Compton Gammastrahlenobservatorium. Neutronen von der Sonne kollidierten mit dem intrastellaren Medium, um Gammastrahlen zu erzeugen.
1973 Sonneneruption, wie von Skylab aufgezeichnet

Die Sonne besteht hauptsächlich aus den chemischen Elementen Wasserstoff und Helium . Zu diesem Zeitpunkt im Leben der Sonne machen sie 74,9% bzw. 23,8% der Masse der Sonne in der Photosphäre aus. [54] Alle schwereren Elemente, in der Astronomie Metalle genannt , machen weniger als 2% der Masse aus, wobei Sauerstoff (ungefähr 1% der Sonnenmasse), Kohlenstoff (0,3%), Neon (0,2%) und Eisen (0,2%) vorhanden sind %) am häufigsten vorkommen. [55]

Die ursprüngliche chemische Zusammensetzung der Sonne wurde von dem interstellaren Medium geerbt, aus dem sie sich bildete. Ursprünglich hätte es etwa 71,1% Wasserstoff, 27,4% Helium und 1,5% schwerere Elemente enthalten. [54] Der Wasserstoff und der größte Teil des Heliums in der Sonne wären in den ersten 20 Minuten des Universums durch Urknall-Nukleosynthese erzeugt worden , und die schwereren Elemente wurden von früheren Generationen von Sternen erzeugt, bevor die Sonne gebildet und in sie ausgebreitet wurde das interstellare Medium in den letzten Stadien des Sternlebens und durch Ereignisse wie Supernovae . [56]

Seit der Entstehung der Sonne hat der Hauptfusionsprozess die Fusion von Wasserstoff zu Helium umfasst. In den letzten 4,6 Milliarden Jahren hat sich die Menge an Helium und sein Standort in der Sonne allmählich verändert. Innerhalb des Kerns hat sich der Anteil an Helium aufgrund der Fusion von etwa 24% auf etwa 60% erhöht, und ein Teil des Heliums und der schweren Elemente hat sich aufgrund der Schwerkraft von der Photosphäre zum Sonnenzentrum hin abgesetzt . Der Anteil der Metalle (schwerere Elemente) bleibt unverändert. Wärme wird nach außen von der Kern durch Strahlung der Sonne und nicht durch Konvektion (siehe Radiative Zone unten), so dass die Fusionsprodukte nicht nach außen durch Wärme angehoben werden; Sie verbleiben im Kern [57] und allmählich bildet sich ein innerer Heliumkern, der nicht verschmolzen werden kann, da der Kern der Sonne derzeit nicht heiß oder dicht genug ist, um Helium zu verschmelzen. In der gegenwärtigen Photosphäre ist die Heliumfraktion reduziert und die Metallizität beträgt nur 84% der Protostellarphase (bevor die Kernfusion im Kern begann). In Zukunft wird sich Helium weiterhin im Kern ansammeln, und in etwa 5 Milliarden Jahren wird dieser allmähliche Aufbau schließlich dazu führen, dass die Sonne die Hauptsequenz verlässt und ein roter Riese wird . [58]

Die chemische Zusammensetzung der Photosphäre wird normalerweise als repräsentativ für die Zusammensetzung des ursprünglichen Sonnensystems angesehen. [59] Die oben beschriebenen solaren Schwerelementhäufigkeiten werden typischerweise sowohl durch Spektroskopie der Photosphäre der Sonne als auch durch Messung der Häufigkeiten in Meteoriten gemessen , die noch nie auf Schmelztemperaturen erhitzt wurden. Es wird angenommen, dass diese Meteoriten die Zusammensetzung der protostellaren Sonne beibehalten und daher nicht durch das Absetzen schwerer Elemente beeinflusst werden. Die beiden Methoden stimmen im Allgemeinen gut überein. [21]

Einfach ionisierte Eisengruppenelemente

In den 1970er Jahren konzentrierten sich viele Forschungen auf die Häufigkeit von Eisengruppenelementen in der Sonne. [60] [61] Obwohl bedeutende Forschungsarbeiten durchgeführt wurden, war es bis 1978 aufgrund ihrer Hyperfeinstrukturen schwierig, die Häufigkeit einiger Elemente der Eisengruppe (z. B. Kobalt und Mangan ) mittels Spektrographie zu bestimmen . [60]

Der erste weitgehend vollständige Satz von Oszillatorstärken einfach ionisierter Elemente der Eisengruppe wurde in den 1960er Jahren zur Verfügung gestellt [62] und anschließend verbessert. [63] 1978 wurden die Häufigkeiten einfach ionisierter Elemente der Eisengruppe abgeleitet. [60]

Isotopenzusammensetzung

Verschiedene Autoren haben die Existenz eines Gradienten in den betrachteten Isotopenzusammensetzungen von Sonnen- und Planetenedelgasen , [64] zB Korrelationen zwischen Isotopenzusammensetzungen von Neon und Xenon in der Sonne und auf den Planeten. [65]

Vor 1983 wurde angenommen, dass die gesamte Sonne die gleiche Zusammensetzung wie die Sonnenatmosphäre hat. [66] 1983 wurde behauptet, dass es die Fraktionierung in der Sonne selbst war, die die Isotopenzusammensetzungsbeziehung zwischen den mit Planetenwind und Sonnenwind implantierten Edelgasen verursachte. [66]

Die Struktur der Sonne
Temperaturprofil in der Sonne
Masse innerhalb eines bestimmten Radius in der Sonne
Dichteprofil in der Sonne
Druckprofil in der Sonne

Die Struktur der Sonne enthält die folgenden Schichten:

  • Kern - die innersten 20–25% des Sonnenradius, wo Temperatur (Energien) und Druck ausreichen, um eine Kernfusion zu erreichen. Wasserstoff schmilzt zu Helium (das derzeit zu diesem Zeitpunkt im Leben der Sonne nicht fusioniert werden kann). Der Fusionsprozess setzt Energie frei und der Kern wird allmählich an Helium angereichert.
  • Strahlungszone - Konvektion kann erst viel näher an der Sonnenoberfläche auftreten. Daher gibt es zwischen etwa 20–25% des Radius und 70% des Radius eine "Strahlungszone", in der die Energieübertragung eher durch Strahlung (Photonen) als durch Konvektion erfolgt.
  • Tachokline - der Grenzbereich zwischen der Strahlungs- und der Konvektionszone.
  • Konvektionszone - Zwischen etwa 70% des Sonnenradius und einem Punkt nahe der sichtbaren Oberfläche ist die Sonne kühl und diffus genug, damit Konvektion auftreten kann. Dies wird zum primären Mittel zur Wärmeübertragung nach außen, ähnlich wie bei Wetterzellen, die sich in der Sonne bilden die Erdatmosphäre.
  • Photosphäre - der tiefste Teil der Sonne, den wir direkt mit sichtbarem Licht beobachten können. Da die Sonne ein gasförmiges Objekt ist, hat sie keine klar definierte Oberfläche. seine sichtbaren Teile sind normalerweise in eine "Photosphäre" und eine "Atmosphäre" unterteilt.
  • Atmosphäre - eine gasförmige „Halo“ umgibt die Sonne, umfassend das chromosphere , Sonnenübergangsbereich , Korona und heliosphere . Diese können gesehen werden, wenn der Hauptteil der Sonne beispielsweise während einer Sonnenfinsternis verborgen ist .

Ader

Der Kern der Sonne erstreckt sich vom Zentrum bis zu etwa 20–25% des Sonnenradius. [67] Es hat eine Dichte von bis zu150 g / cm 3 [68] [69] (etwa 150-fache Wasserdichte) und eine Temperatur von fast 15,7 Millionen Kelvin (K). [69] Im Gegensatz dazu beträgt die Oberflächentemperatur der Sonne ungefähr5800 K . Neuere Analysen von SOHO- Missionsdaten begünstigen eine schnellere Rotationsrate im Kern als in der Strahlungszone oben. [67] Während des größten Teils des Lebens der Sonne wurde Energie durch Kernfusion in der Kernregion durch eine Reihe von Kernreaktionen erzeugt , die als p-p-Kette (Proton-Proton-Kette) bezeichnet werden . Dieser Prozess wandelt Wasserstoff in Helium um. [70] Nur 0,8% der in der Sonne erzeugten Energie stammt aus einer anderen Folge von Fusionsreaktionen, dem CNO-Zyklus , obwohl erwartet wird, dass dieser Anteil mit zunehmendem Alter der Sonne zunimmt. [71] [72]

Der Kern ist die einzige Region in der Sonne, die durch Fusion eine nennenswerte Menge an Wärmeenergie erzeugt . 99% der Energie wird innerhalb von 24% des Sonnenradius erzeugt, und bei 30% des Radius hat die Fusion fast vollständig aufgehört. Der Rest der Sonne wird durch diese Energie erwärmt, während sie durch viele aufeinanderfolgende Schichten nach außen übertragen wird, schließlich in die solare Photosphäre, wo sie durch Strahlung (Photonen) oder Advektion (massive Teilchen) in den Weltraum entweicht. [52] [73]

Die Proton-Proton-Kette tritt um 9,2 × 10 37- mal pro Sekunde im Kern, wobei jede Sekunde etwa 3,7 × 10 38 Protonen in Alpha-Teilchen (Heliumkerne) umgewandelt werden (von insgesamt ~ 8,9 × 10 56 freien Protonen in der Sonne) oder etwa6,2 × 10 11  kg / s . [52] Durch die Fusion von vier freien Protonen (Wasserstoffkernen) zu einem einzigen Alpha-Teilchen (Heliumkern) werden etwa 0,7% der fusionierten Masse als Energie freigesetzt. [74] Die Sonne setzt also Energie mit einer Masse-Energie-Umwandlungsrate von 4,26 Millionen Metrik frei Tonnen pro Sekunde (für die 600 Megatonnen Wasserstoff erforderlich sind [75] ) für 384,6  Yottawatt (3,846 × 10 26  W ), [5] oder 9,192 × 10 10  Megatonnen TNT pro Sekunde. Die große Leistung der Sonne ist hauptsächlich auf die enorme Größe und Dichte ihres Kerns (im Vergleich zur Erde und zu Objekten auf der Erde) zurückzuführen, wobei nur eine relativ geringe Menge an Energie pro Kubikmeter erzeugt wird . Theoretische Modelle des Sonneninneren zeigen eine maximale Leistungsdichte oder Energieerzeugung von ungefähr 276,5 Watt pro Kubikmeter in der Mitte des Kerns [76], was ungefähr der gleichen Leistungsdichte in einem Komposthaufen entspricht . [77] [f]

Die Schmelzrate im Kern befindet sich in einem selbstkorrigierenden Gleichgewicht: Eine etwas höhere Schmelzrate würde dazu führen, dass sich der Kern stärker erwärmt und sich leicht gegen das Gewicht der äußeren Schichten ausdehnt , wodurch die Dichte und damit die Schmelzrate verringert und die Schmelzrate korrigiert wird Störung ; und eine etwas niedrigere Geschwindigkeit würde dazu führen, dass der Kern abkühlt und leicht schrumpft, wodurch die Dichte erhöht und die Schmelzrate erhöht und wieder auf seine gegenwärtige Geschwindigkeit zurückgesetzt wird. [78] [79]

Strahlungszone

Vom Kern bis zu etwa 0,7 Sonnenradien ist Wärmestrahlung das primäre Mittel zur Energieübertragung. [80] Die Temperatur sinkt mit zunehmendem Abstand vom Kern von ungefähr 7 Millionen auf 2 Millionen Kelvin. [69] Dieser Temperaturgradient ist kleiner als der Wert der adiabatischen Abfallrate und kann daher die Konvektion nicht antreiben, was erklärt, warum die Energieübertragung durch diese Zone durch Strahlung statt durch thermische Konvektion erfolgt. [69] Die Ionen von Wasserstoff und Helium Photonen emittieren, die nur eine kurze Strecke zurücklegen, bevor sie von anderen Ionen wieder absorbiert zu werden. [80] Die Dichte sinkt hundertfach (von 20 g / cm 3 auf 0,2 g / cm 3 ) von 0,25 Sonnenradien auf 0,7 Radien, die Oberseite der Strahlungszone. [80]

Tachokline

Die Strahlungszone und die Konvektionszone sind durch eine Übergangsschicht, die Tachokline, getrennt . Dies ist ein Bereich, in dem der scharfe Regimewechsel zwischen der gleichmäßigen Drehung der Strahlungszone und der unterschiedlichen Drehung der Konvektionszone zu einer großen Scherung zwischen beiden führt - ein Zustand, in dem aufeinanderfolgende horizontale Schichten aneinander vorbeigleiten. [81] Derzeit wird angenommen (siehe Solardynamo ), dass ein magnetischer Dynamo innerhalb dieser Schicht das Magnetfeld der Sonne erzeugt . [69]

Konvektionszone

Die Konvektionszone der Sonne erstreckt sich von 0,7 Sonnenradien (500.000 km) bis nahe an die Oberfläche. In dieser Schicht ist das Sonnenplasma nicht dicht genug oder nicht heiß genug, um die Wärmeenergie des Innenraums durch Strahlung nach außen zu übertragen. Stattdessen ist die Dichte des Plasmas niedrig genug, damit sich konvektive Ströme entwickeln und die Sonnenenergie nach außen in Richtung ihrer Oberfläche bewegen können. An der Tachokline erhitztes Material nimmt Wärme auf und dehnt sich aus, wodurch seine Dichte verringert und aufsteigen gelassen wird. Infolgedessen entwickelt sich eine geordnete Bewegung der Masse zu Wärmezellen, die den größten Teil der Wärme nach außen in die darüber liegende Photosphäre der Sonne transportieren. Sobald das Material direkt unter der photosphärischen Oberfläche diffusiv und strahlend abkühlt, nimmt seine Dichte zu und es sinkt auf die Basis der Konvektionszone, wo es wieder Wärme von der Oberseite der Strahlungszone aufnimmt und der Konvektionszyklus fortgesetzt wird. In der Photosphäre ist die Temperatur auf 5.700 K und die Dichte auf nur 0,2 g / m 3 gefallen (etwa 1 / 6.000 der Luftdichte auf Meereshöhe). [69]

Die thermischen Säulen der Konvektionszone bilden einen Abdruck auf der Oberfläche der Sonne, der ihr ein körniges Aussehen verleiht, das als Sonnengranulation im kleinsten Maßstab und Supergranulation im größeren Maßstab bezeichnet wird . Die turbulente Konvektion in diesem äußeren Teil des Sonneninneren erhält eine "kleinräumige" Dynamowirkung über das oberflächennahe Volumen der Sonne aufrecht. [69] Die Wärmesäulen der Sonne sind Bénard-Zellen und haben die Form von ungefähr sechseckigen Prismen. [82]

Photosphäre

Die effektive Temperatur oder Schwarzkörpertemperatur der Sonne ( 5777 K ) ist die Temperatur, die ein schwarzer Körper gleicher Größe haben muss, um die gleiche Gesamtemissionsleistung zu erzielen.
Hochauflösendes Bild der Sonnenoberfläche, aufgenommen mit dem Daniel K. Inouye Solarteleskop (DKIST)

Die sichtbare Oberfläche der Sonne, die Photosphäre, ist die Schicht, unter der die Sonne für sichtbares Licht undurchsichtig wird. [83] In dieser Schicht erzeugte Photonen entweichen der Sonne durch die darüber liegende transparente Sonnenatmosphäre und werden zu Sonnenstrahlung, Sonnenlicht. Die Änderung der Opazität ist auf die abnehmende Menge an H - Ionen zurückzuführen , die sichtbares Licht leicht absorbieren. [83] Umgekehrt wird das sichtbare Licht erzeugt, wenn Elektronen mit Wasserstoffatomen unter Bildung von H - Ionen reagieren . [84] [85] Die Photosphäre ist zehn bis hundert Kilometer dick und etwas weniger undurchsichtig als die Luft auf der Erde. Da der obere Teil des Photos kühler als der untere Teil ist, wird ein Bild der Sonne in der Mitte heller als am Rande oder Schenkel der Sonnenscheibe, in einem Phänomen , das als Randverdunkelung bekannt. [83] Das Spektrum des Sonnenlichts hat ungefähr das Spektrum eines Schwarzkörpers, der an strahlt5777  K , durchsetzt mit Atomabsorptionslinien aus den dünnen Schichten über der Photosphäre. Die Photosphäre hat eine Teilchendichte von ~ 10 23  m −3 (etwa 0,37% der Teilchenzahl pro Volumen der Erdatmosphäre auf Meereshöhe). Die Photosphäre ist nicht vollständig ionisiert - das Ausmaß der Ionisierung beträgt etwa 3%, so dass fast der gesamte Wasserstoff in atomarer Form verbleibt. [86]

Während früher Untersuchungen des optischen Spektrums der Photosphäre wurden einige Absorptionslinien gefunden, die keinen damals auf der Erde bekannten chemischen Elementen entsprachen . Im Jahr 1868 stellte Norman Lockyer die Hypothese auf, dass diese Absorptionslinien durch ein neues Element verursacht wurden, das er nach dem griechischen Sonnengott Helios Helium nannte . 25 Jahre später wurde Helium auf der Erde isoliert. [87]

Atmosphäre

Während einer totalen Sonnenfinsternis kann die Sonnenkorona während der kurzen Zeit der Totalität mit bloßem Auge gesehen werden.

Während einer totalen Sonnenfinsternis, wenn die Sonnenscheibe von der des Mondes bedeckt ist , können Teile der umgebenden Sonnenatmosphäre gesehen werden. Es besteht aus vier verschiedenen Teilen: der Chromosphäre, der Übergangsregion, der Korona und der Heliosphäre.

Die kühlste Schicht der Sonne ist ein Temperaturminimumbereich, der sich auf etwa erstreckt 500 km über der Photosphäre und hat eine Temperatur von etwa4.100  K . [83] Dieser Teil der Sonne ist kühl genug, um die Existenz einfacher Moleküle wie Kohlenmonoxid und Wasser zu ermöglichen, die über ihre Absorptionsspektren nachgewiesen werden können. [88]

Die Chromosphäre, die Übergangsregion und die Korona sind viel heißer als die Oberfläche der Sonne. [83] Der Grund ist nicht gut verstanden, aber es gibt Hinweise darauf, dass Alfvén-Wellen möglicherweise genug Energie haben, um die Korona zu erwärmen. [89]

Oberhalb der Temperaturminimumschicht befindet sich eine Schicht etwa 2.000 km dick, dominiert von einem Spektrum von Emissions- und Absorptionslinien. [83] Es wird die Chromosphäre aus der griechischen Wurzelchromatik genannt , was Farbe bedeutet, da die Chromosphäre zu Beginn und am Ende der totalen Sonnenfinsternisse als farbiger Blitz sichtbar ist. [80] Die Temperatur der Chromosphäre steigt mit der Höhe allmählich an und reicht bis zu etwa20.000 K in der Nähe der Spitze. [83] Im oberen Teil der Chromosphäre wird Helium teilweise ionisiert . [90]

Dieses Bild der Sonne wurde am 12. Januar 2007 von Hinodes solarthermischem Teleskop aufgenommen und zeigt die filamentäre Natur der Plasmaverbindungsbereiche unterschiedlicher magnetischer Polarität.

Über der Chromosphäre in einem dünnen (ungefähr 200 km ) Übergangsbereich steigt die Temperatur schnell um20 000  K in der oberen Chromosphäre bis zu koronalen Temperaturen näher an1 000 000  K . [91] Der Temperaturanstieg wird durch die vollständige Ionisierung von Helium im Übergangsbereich erleichtert, wodurch die Strahlungskühlung des Plasmas erheblich verringert wird. [90] Der Übergangsbereich tritt nicht in einer genau definierten Höhe auf. Vielmehr bildet es eine Art Nimbus um chromosphärische Merkmale wie Spicules und Filamente und befindet sich in ständiger, chaotischer Bewegung. [80] Der Übergangsbereich ist von der Erdoberfläche aus nicht leicht sichtbar, kann jedoch vom Weltraum aus mit Instrumenten beobachtet werden, die für den extremen ultravioletten Teil des Spektrums empfindlich sind . [92]

Die Korona ist die nächste Schicht der Sonne. Die niedrige Korona nahe der Sonnenoberfläche hat eine Teilchendichte um 10 15  m −3 bis 10 16  m −3 . [90] [g] Die durchschnittliche Temperatur der Korona und des Sonnenwinds beträgt etwa 1.000.000–2.000.000 K; In den heißesten Regionen sind es jedoch 8.000.000–20.000.000 K. [91] Obwohl es noch keine vollständige Theorie gibt, um die Temperatur der Korona zu erklären, ist bekannt, dass zumindest ein Teil ihrer Wärme aus der magnetischen Wiederverbindung stammt . [91] [93] Die Korona ist die ausgedehnte Atmosphäre der Sonne, deren Volumen viel größer ist als das Volumen, das von der Photosphäre der Sonne eingeschlossen wird. Ein Plasmafluss von der Sonne nach außen in den interplanetaren Raum ist der Sonnenwind . [93]

Die Heliosphäre, die schwache äußerste Atmosphäre der Sonne, ist mit dem Sonnenwindplasma gefüllt. Diese äußerste Schicht der Sonne beginnt in der Entfernung, in der die Strömung des Sonnenwinds superalfvénisch wird - das heißt, wo die Strömung schneller als die Geschwindigkeit der Alfvén-Wellen wird [94], bei ungefähr 20 Sonnenradien (0,1 AE). . Turbulenzen und dynamische Kräfte in der Heliosphäre können die Form der Sonnenkorona im Inneren nicht beeinflussen, da sich die Informationen nur mit der Geschwindigkeit von Alfvén-Wellen ausbreiten können. Der Sonnenwind bewegt sich nach außen kontinuierlich durch die heliosphere, [95] [96] bildet das Solar Magnetfeld in eine Spiralform, [93] , bis er wirkt sich auf die Heliopause mehr als50 AU von der Sonne. Im Dezember 2004 durchlief die Voyager 1- Sonde eine Schockfront, von der angenommen wird, dass sie Teil der Heliopause ist. [97] Ende 2012 verzeichnete Voyager 1 einen deutlichen Anstieg der Kollisionen mit kosmischen Strahlen und einen starken Abfall der Teilchen mit niedrigerer Energie durch den Sonnenwind, was darauf hindeutet, dass die Sonde die Heliopause passiert und in das interstellare Medium oder den interstellaren Raum eingetreten ist. [98] und zwar am 25. August 2012 bei ungefähr 122 astronomischen Einheiten von der Sonne. [99] Die Heliosphäre hat einen Heliotail, der sich aufgrund der Bewegung der Sonne dahinter ausdehnt. [100]

Photonen und Neutrinos

Hochenergetische Gammastrahlenphotonen, die anfänglich mit Fusionsreaktionen im Kern freigesetzt wurden, werden fast sofort vom Sonnenplasma der Strahlungszone absorbiert, normalerweise nach nur wenigen Millimetern. Die Reemission erfolgt in zufälliger Richtung und normalerweise mit etwas geringerer Energie. Bei dieser Abfolge von Emissionen und Absorptionen dauert es lange, bis die Strahlung die Sonnenoberfläche erreicht. Schätzungen der Photonenlaufzeit liegen zwischen 10.000 und 170.000 Jahren. [101] Im Gegensatz dazu dauert es nur 2,3 Sekunden, bis die Neutrinos , die etwa 2% der gesamten Energieproduktion der Sonne ausmachen, die Oberfläche erreichen. Da der Energietransport in der Sonne ein Prozess ist, bei dem Photonen im thermodynamischen Gleichgewicht mit der Materie stehen, ist die Zeitskala des Energietransports in der Sonne länger und liegt in der Größenordnung von 30.000.000 Jahren. Dies ist die Zeit, die die Sonne brauchen würde, um in einen stabilen Zustand zurückzukehren, wenn sich die Energieerzeugungsrate in ihrem Kern plötzlich ändern würde. [102]

Neutrinos werden auch durch die Fusionsreaktionen im Kern freigesetzt, aber im Gegensatz zu Photonen interagieren sie selten mit Materie, so dass fast alle sofort der Sonne entkommen können. Viele Jahre lang waren die Messungen der Anzahl der in der Sonne produzierten Neutrinos niedriger als die um den Faktor 3 vorhergesagten Theorien . Diese Diskrepanz wurde 2001 durch die Entdeckung der Auswirkungen der Neutrinooszillation behoben : Die Sonne emittiert die Anzahl der von der Sonne vorhergesagten Neutrinos Theorie, aber Neutrino-Detektoren fehlten 23 von ihnen, weil die Neutrinos zum Zeitpunkt ihres Nachweises ihren Geschmack verändert hatten . [103]

Magnetfeld

Sichtbares Lichtfoto des Sonnenflecks, 13. Dezember 2006
Schmetterlingsdiagramm, das gepaartes Sonnenfleckenmuster zeigt. Die Grafik zeigt die Sonnenfleckenfläche.
In dieser Falschfarben ultravioletten Bild, das Sun zeigt eine C3-Klasse Sonneneruptions (weißer Bereich in den oberen linken), ein Solar tsunami (wellenartige Struktur, oben rechts) , und mehrere Filamente aus Plasma nach einem Magnetfeld von der steigenden Sternoberfläche.
Das heliosphärische Stromblatt erstreckt sich bis zum äußeren Bereich des Sonnensystems und resultiert aus dem Einfluss des rotierenden Magnetfelds der Sonne auf das Plasma im interplanetaren Medium . [104]

Die Sonne hat ein Magnetfeld, das sich über die Oberfläche der Sonne ändert. Sein Polarfeld beträgt 1–2 Gauß (0,0001–0,0002  T ), während das Feld typischerweise 3.000 Gauß (0,3 T) in Merkmalen auf der Sonne, die als Sonnenflecken bezeichnet werden, und 10–100 Gauß (0,001–0,01 T) in Sonnenvorsprüngen beträgt . [5] Das Magnetfeld variiert zeitlich und örtlich. Der quasi-periodische 11-jährige Sonnenzyklus ist die bekannteste Variation, bei der die Anzahl und Größe der Sonnenflecken zunimmt und abnimmt. [105] [106] [107]

Sonnenflecken sind als dunkle Flecken auf der Photosphäre der Sonne sichtbar und entsprechen Magnetfeldkonzentrationen, bei denen der konvektive Wärmetransport vom Sonneninneren zur Oberfläche gehemmt wird. Infolgedessen sind Sonnenflecken etwas kühler als die umgebende Photosphäre, sodass sie dunkel erscheinen. Bei einem typischen Sonnenminimum sind nur wenige Sonnenflecken sichtbar, und gelegentlich sind überhaupt keine zu sehen. Diejenigen, die erscheinen, befinden sich in hohen Sonnenbreiten. Während sich der Sonnenzyklus seinem Maximum nähert, neigen Sonnenflecken dazu, sich näher am Sonnenäquator zu bilden, ein Phänomen, das als Spörer-Gesetz bekannt ist . Die größten Sonnenflecken können einen Durchmesser von Zehntausenden von Kilometern haben. [108]

Ein 11-jähriger Sonnenfleckenzyklus ist die Hälfte eines 22-jährigen Babcock- Leighton- Dynamo- Zyklus, der einem oszillierenden Energieaustausch zwischen toroidalen und poloidalen solaren Magnetfeldern entspricht. Beim Sonnenzyklusmaximum liegt das externe poloidale dipolare Magnetfeld nahe seiner minimalen Stärke des Dynamozyklus, aber ein internes toroidales Quadrupolarfeld, das durch Differenzialrotation innerhalb der Tachokline erzeugt wird, liegt nahe seiner maximalen Stärke. Zu diesem Zeitpunkt im Dynamozyklus erzwingt ein Auftrieb innerhalb der konvektiven Zone das Entstehen des toroidalen Magnetfelds durch die Photosphäre, wodurch Paare von Sonnenflecken entstehen, die grob von Ost nach West ausgerichtet sind und Fußabdrücke mit entgegengesetzten magnetischen Polaritäten aufweisen. Die magnetische Polarität von Sonnenfleckenpaaren wechselt jeden Sonnenzyklus ab, ein Phänomen, das als Hale-Zyklus bekannt ist. [109] [110]

Während der abnehmenden Phase des Sonnenzyklus verschiebt sich die Energie vom internen toroidalen Magnetfeld zum externen poloidalen Feld, und die Anzahl und Größe der Sonnenflecken nimmt ab. Bei einem Minimum des Sonnenzyklus ist das Toroidfeld dementsprechend bei minimaler Stärke, Sonnenflecken sind relativ selten und das Poloidfeld ist bei seiner maximalen Stärke. Mit dem Anstieg des nächsten 11-jährigen Sonnenfleckenzyklus verschiebt die Differenzialrotation die magnetische Energie vom poloidalen zum toroidalen Feld zurück, jedoch mit einer Polarität, die dem vorherigen Zyklus entgegengesetzt ist. Der Prozess wird kontinuierlich fortgesetzt, und in einem idealisierten, vereinfachten Szenario entspricht jeder 11-jährige Sonnenfleckenzyklus einer Änderung der Gesamtpolarität des großen Magnetfelds der Sonne. [111] [112]

Das solare Magnetfeld erstreckt sich weit über die Sonne hinaus. Das elektrisch leitende Sonnenwindplasma transportiert das Magnetfeld der Sonne in den Weltraum und bildet das sogenannte interplanetare Magnetfeld . [93] In einer als ideale Magnetohydrodynamik bekannten Näherung bewegen sich Plasmapartikel nur entlang der Magnetfeldlinien. Infolgedessen streckt der nach außen fließende Sonnenwind das interplanetare Magnetfeld nach außen und zwingt es in eine ungefähr radiale Struktur. Für ein einfaches dipolares solares Magnetfeld mit entgegengesetzten halbkugelförmigen Polaritäten auf beiden Seiten des solaren magnetischen Äquators wird im Sonnenwind eine dünne Stromschicht gebildet. [93] In großen Entfernungen verdreht die Rotation der Sonne das dipolare Magnetfeld und das entsprechende Stromblatt in eine archimedische Spiralstruktur , die als Parker-Spirale bezeichnet wird. [93] Das interplanetare Magnetfeld ist viel stärker als die Dipolkomponente des solaren Magnetfelds. Das Dipolmagnetfeld der Sonne von 50–400 μT (in der Photosphäre) verringert sich mit dem Umkehrwürfel  der Entfernung, was zu einem vorhergesagten Magnetfeld von 0,1 nT in der Entfernung der Erde führt. Laut Beobachtungen von Raumfahrzeugen beträgt das interplanetare Feld am Ort der Erde jedoch etwa 5 nT, was ungefähr hundertmal größer ist. [113] Der Unterschied ist auf Magnetfelder zurückzuführen, die durch elektrische Ströme im die Sonne umgebenden Plasma erzeugt werden.

Variation in der Aktivität

Messungen der Sonnenzyklusvariation in den letzten 30 Jahren aus dem Jahr 2005

Das Magnetfeld der Sonne führt zu vielen Effekten, die zusammen als Sonnenaktivität bezeichnet werden . Sonneneruptionen und Auswürfe koronaler Massen treten häufig bei Sonnenfleckengruppen auf. Langsam wechselnde Hochgeschwindigkeitsströme von Sonnenwind werden aus koronalen Löchern an der photosphärischen Oberfläche emittiert . Sowohl koronale Massenauswürfe als auch Hochgeschwindigkeitsströme von Sonnenwind transportieren Plasma und interplanetares Magnetfeld nach außen in das Sonnensystem. [114] Zu den Auswirkungen der Sonnenaktivität auf die Erde zählen Auroren in mittleren bis hohen Breiten sowie Störungen der Funkkommunikation und der elektrischen Energie . Es wird angenommen, dass die Sonnenaktivität eine große Rolle bei der Bildung und Entwicklung des Sonnensystems gespielt hat .

Mit der Sonnenzyklusmodulation der Sonnenfleckenzahl geht eine entsprechende Modulation der Weltraumwetterbedingungen einher , einschließlich derjenigen, die die Erde umgeben, wo technologische Systeme beeinflusst werden können.

Im Dezember 2019 wurde eine neue Art der solaren magnetischen Explosion beobachtet, die als erzwungene magnetische Wiederverbindung bekannt ist . Zuvor wurde in einem als spontane magnetische Wiederverbindung bezeichneten Prozess beobachtet, dass die solaren Magnetfeldlinien explosionsartig divergieren und dann sofort wieder konvergieren. Die erzwungene magnetische Wiederverbindung war ähnlich, wurde jedoch durch eine Explosion in der Korona ausgelöst. [115]

Langfristige Veränderung

Einige Wissenschaftler gehen davon aus, dass eine langfristige säkulare Änderung der Sonnenfleckenzahl mit einer langfristigen Änderung der Sonneneinstrahlung korreliert [116], die wiederum das langfristige Klima der Erde beeinflussen könnte. [117] Zum Beispiel schien der Sonnenzyklus im 17. Jahrhundert mehrere Jahrzehnte lang vollständig zum Stillstand gekommen zu sein. Während eines als Maunder-Minimum bekannten Zeitraums wurden nur wenige Sonnenflecken beobachtet . Dies fiel zeitlich mit der Ära der Kleinen Eiszeit zusammen , als in Europa ungewöhnlich kalte Temperaturen herrschten. [118] Frühere erweiterte Minima wurden durch Analyse von Baumringen entdeckt und scheinen mit unterdurchschnittlichen globalen Temperaturen zusammenzufallen. [119]

Eine neuere Theorie besagt, dass es im Kern der Sonne magnetische Instabilitäten gibt, die Schwankungen mit Zeiträumen von entweder 41.000 oder 100.000 Jahren verursachen. Diese könnten die Eiszeiten besser erklären als die Milankovitch-Zyklen . [120] [121]

Die Sonne ist heute ungefähr in der Mitte des stabilsten Teils ihres Lebens. Es hat sich nicht dramatisch für mehr als vier Milliarden geändert [a] Jahren und wird ziemlich stabil bleiben für mehr als fünf Milliarden mehr. Nachdem jedoch die Wasserstofffusion in ihrem Kern gestoppt wurde, wird sich die Sonne sowohl intern als auch extern dramatisch verändern.

Formation

Die Sonne entstand vor etwa 4,6 Milliarden Jahren aus dem Zusammenbruch eines Teils einer riesigen Molekülwolke , die hauptsächlich aus Wasserstoff und Helium bestand und wahrscheinlich viele andere Sterne hervorbrachte. [122] Dieses Alter wird mithilfe von Computermodellen der Sternentwicklung und durch Nukleokosmochronologie geschätzt . [14] Das Ergebnis stimmt mit dem radiometrischen Datum des ältesten Materials des Sonnensystems vor 4,567 Milliarden Jahren überein. [123] [124] Untersuchungen antiker Meteoriten zeigen Spuren stabiler Tochterkerne kurzlebiger Isotope wie Eisen-60 , die sich nur in explodierenden, kurzlebigen Sternen bilden. Dies weist darauf hin, dass eine oder mehrere Supernovae in der Nähe des Ortes aufgetreten sein müssen, an dem sich die Sonne gebildet hat. Eine Stoßwelle einer nahe gelegenen Supernova hätte die Bildung der Sonne ausgelöst, indem die Materie in der Molekülwolke komprimiert und bestimmte Regionen unter ihrer eigenen Schwerkraft zusammengebrochen wären. [125] Als ein Wolkenfragment zusammenbrach, begann es sich ebenfalls zu drehen, da der Drehimpuls erhalten blieb und sich mit zunehmendem Druck erwärmte. Ein Großteil der Masse konzentrierte sich im Zentrum, während sich der Rest zu einer Scheibe abflachte, die zu Planeten und anderen Körpern des Sonnensystems werden sollte. Schwerkraft und Druck im Kern der Wolke erzeugten viel Wärme, da sich mehr Materie aus der umgebenden Scheibe ansammelte und schließlich die Kernfusion auslöste .

HD 162826 und HD 186302 sind hypothetische Sterngeschwister der Sonne, die sich in derselben Molekülwolke gebildet haben.

Hauptfolge

Entwicklung der Leuchtkraft , des Radius und der effektiven Temperatur der Sonne im Vergleich zur gegenwärtigen Sonne. Nach Ribas (2010) [126]

Die Sonne befindet sich ungefähr in der Mitte ihrer Hauptsequenzphase, in der Kernfusionsreaktionen in ihrem Kern Wasserstoff zu Helium verschmelzen. Jede Sekunde werden mehr als vier Millionen Tonnen Materie im Kern der Sonne in Energie umgewandelt, wodurch Neutrinos und Sonnenstrahlung erzeugt werden . Bei dieser Geschwindigkeit hat die Sonne bisher etwa das 100-fache der Erdmasse in Energie umgewandelt, etwa 0,03% der Gesamtmasse der Sonne. Die Sonne wird insgesamt ungefähr 10 Milliarden Jahre als Hauptreihenstern verbringen. [127]

Die Sonne wird in ihrem Kern allmählich heißer, an der Oberfläche heißer, im Radius größer und während ihrer Zeit in der Hauptsequenz leuchtender: Seit Beginn ihrer Lebensdauer in der Hauptsequenz hat sich der Radius um 15% und die Oberfläche vergrößert hat die Temperatur von 5620 K auf 5777 K erhöht, was zu einer 48% igen Erhöhung der Leuchtkraft von 0,677 Sonnenhelligkeiten auf die heutige 1,0 Sonnenlichtstärke geführt hat. Dies liegt daran, dass die Heliumatome im Kern ein höheres mittleres Molekulargewicht haben als die verschmolzenen Wasserstoffatome , was zu einem geringeren thermischen Druck führt. Der Kern schrumpft daher, wodurch sich die äußeren Schichten der Sonne näher an das Zentrum heranbewegen und potentielle Gravitationsenergie freisetzen können. Nach dem Virialsatz geht die Hälfte dieser freigesetzten Gravitationsenergie in die Erwärmung, was zu einer allmählichen Erhöhung der Geschwindigkeit der Fusion und damit zu einer Erhöhung der Leuchtkraft führt. Dieser Prozess beschleunigt sich, wenn der Kern allmählich dichter wird. [128] Gegenwärtig nimmt die Helligkeit alle 100 Millionen Jahre um etwa 1% zu. [129]

Nach Erschöpfung des Kernwasserstoffs

Die Größe der aktuellen Sonne (jetzt in der Hauptsequenz ) im Vergleich zu ihrer geschätzten Größe während ihrer zukünftigen Phase des roten Riesen

Die Sonne hat nicht genug Masse, um als Supernova zu explodieren . Wenn stattdessen in ungefähr 5 Milliarden Jahren kein Wasserstoff mehr im Kern vorhanden ist, wird die Wasserstofffusion im Kern gestoppt und es gibt nichts, was die Kontraktion des Kerns verhindern könnte. Durch die Freisetzung von potentieller Gravitationsenergie nimmt die Leuchtkraft des Sterns zu, wodurch die Hauptsequenzphase beendet wird und sich der Stern in den nächsten Milliarden Jahren ausdehnt: zuerst zu einem Subgiant und dann zu einem roten Riesen . [128] [130] [131] Die Erwärmung aufgrund der Gravitationskontraktion führt auch zu einer Wasserstofffusion in einer Hülle direkt außerhalb des Kerns, in der nicht verschmolzener Wasserstoff verbleibt, was zur erhöhten Leuchtkraft beiträgt, die schließlich das 1000-fache ihrer Gegenwart erreichen wird Helligkeit. [128] Als roter Riese wird die Sonne so groß, dass sie Merkur, Venus und wahrscheinlich die Erde verschlingt. [131] [132] Die Sonne wird rund eine Milliarde Jahre als roter Riesenaststern verbringen und rund ein Drittel ihrer Masse verlieren. [131]

Entwicklung eines sonnenähnlichen Sterns. Die Spur eines Sterns mit einer Sonnenmasse im Hertzsprung-Russell-Diagramm wird von der Hauptsequenz bis zum Stadium der postasymptotischen Riesenverzweigung gezeigt.

Nach dem roten Riesenast hat die Sonne noch ungefähr 120 Millionen Jahre aktives Leben, aber es passiert viel. Zuerst wird der Kern voll degenerierte Helium zündet heftig in dem Helium-Blitz , wo es wird geschätzt , dass 6% des Kerns, sich 40% der Masse der Sonne, wird innerhalb weniger Minuten durch die in Kohlenstoff umgewandelt werden triple-alpha Prozess . [133] Die Sonne schrumpft dann auf das 10-fache ihrer aktuellen Größe und das 50-fache der Leuchtkraft, wobei die Temperatur etwas niedriger ist als heute. Es wird dann den roten Klumpen oder den horizontalen Zweig erreicht haben , aber ein Stern der Metallizität der Sonne entwickelt sich entlang des horizontalen Zweigs nicht bläulich. Stattdessen wird es in etwa 100 Millionen Jahren nur mäßig größer und leuchtender, wenn es im Kern weiterhin auf Helium reagiert. [131]

Wenn das Helium erschöpft ist, wiederholt die Sonne die Expansion, die sie folgte, als der Wasserstoff im Kern erschöpft war, außer dass diesmal alles schneller geschieht und die Sonne größer und leuchtender wird. Dies ist die asymptotische Riesenastphase , und die Sonne reagiert abwechselnd mit Wasserstoff in einer Schale oder Helium in einer tieferen Schale. Nach ungefähr 20 Millionen Jahren auf dem frühen asymptotischen Riesenast wird die Sonne zunehmend instabil, mit schnellem Massenverlust und thermischen Impulsen , die alle 100.000 Jahre oder so die Größe und Leuchtkraft für einige hundert Jahre erhöhen. Die thermischen Impulse werden jedes Mal größer, wobei die späteren Impulse die Leuchtkraft auf das 5.000-fache des Strompegels und den Radius auf über 1 AE erhöhen. [134] Nach einem Modell von 2008 wird sich die Erdumlaufbahn aufgrund des Massenverlusts der Sonne als roter Riese zunächst erheblich vergrößert haben, später jedoch aufgrund von Gezeitenkräften schrumpfen (und schließlich aus der unteren Chromosphäre ziehen), so dass Es wird von der Sonne während der Spitze der Rot-Riesen- Zweigphase verschlungen , 3,8 und 1 Million Jahre nachdem Merkur und Venus das gleiche Schicksal erlitten haben. Die Modelle variieren je nach Geschwindigkeit und Zeitpunkt des Massenverlusts. Modelle mit einem höheren Massenverlust am roten Riesenast erzeugen kleinere, weniger leuchtende Sterne an der Spitze des asymptotischen Riesenastes, vielleicht nur das 2.000-fache der Leuchtkraft und weniger als das 200-fache des Radius. [131] Für die Sonne werden vier thermische Impulse vorhergesagt, bevor sie ihre äußere Hülle vollständig verliert und beginnt, einen planetarischen Nebel zu bilden . Am Ende dieser Phase - die ungefähr 500.000 Jahre dauert - wird die Sonne nur noch etwa die Hälfte ihrer gegenwärtigen Masse haben.

Die postasymptotische Riesenastentwicklung ist noch schneller. Die Leuchtkraft bleibt mit steigender Temperatur ungefähr konstant, wobei die ausgestoßene Hälfte der Sonnenmasse in einen planetarischen Nebel ionisiert wird, wenn der freiliegende Kern 30.000 K erreicht. Der letzte nackte Kern, ein weißer Zwerg , hat eine Temperatur von über 100.000 K. und enthalten geschätzte 54,05% der heutigen Sonnenmasse. [131] Der planetarische Nebel wird sich in etwa 10.000 Jahren zerstreuen, aber der weiße Zwerg wird Billionen von Jahren überleben, bevor er zu einem hypothetischen schwarzen Zwerg verblasst . [135] [136]

Illustration der Milchstraße, die den Standort der Sonne zeigt. Die angezeigten Radialkoordinaten (strahlende Linien) sind auf den Sonnenstand zentriert (beschriftet).

Die Sonne liegt nahe dem inneren Rand der Milchstraße ‚s Orion Arms , in dem Lokale Flockte oder Gould Gürtel , in einer Entfernung von 7,5-8,5 kiloparsecs (24-28 kly) aus dem galaktischen Zentrum . [137] [138] [139] [140] [141] [142] Die Sonne innerhalb der enthaltenen lokalen Blase , einen Raumes verdünnten heißen Gases, der möglicherweise durch den Supernova Überbleibsel produziert Geminga , [143] oder mehr Supernovä in Subgruppe B1 der Plejaden-Bewegungsgruppe. [144] Der Abstand zwischen dem lokalen Arm und dem nächsten Arm, dem Perseus-Arm , beträgt ungefähr 6.500 Lichtjahre. [145] Die Sonne und damit das Sonnensystem befindet sich in der von Wissenschaftlern als galaktisch bewohnbaren Zone bezeichneten Zone . Der Apex der Sonnen Way oder die Sonnenapex , ist die Richtung , dass die Sonne in anderen nahen Sternen relativ bewegt. Diese Bewegung ist auf einen Punkt im Sternbild Herkules in der Nähe des Sterns Vega gerichtet . Sterne innerhalb von 100 Parsecs der Sonne (326 Lichtjahre) haben Geschwindigkeiten relativ zur Sonne, die ungefähr durch eine Maxwell-Boltzmann-Verteilung (insbesondere für die niedrigeren Geschwindigkeiten) oder eine logarithmische Normalverteilung (insbesondere für die höheren Geschwindigkeiten) modelliert werden können. aber mit mehr Hochgeschwindigkeitssternen (größer als 300 km / s) als von beiden Verteilungen vorhergesagt. Die mittlere Geschwindigkeit dieser Sterne (nicht die mittlere Geschwindigkeit ) relativ zur Sonne (oder die mittlere Geschwindigkeit der Sonne relativ zu ihnen) beträgt etwa 20 km / s. [146]

Innerhalb von 32,6 ly der Sonne gibt es ab 2000 315 bekannte Sterne in 227 Systemen, darunter 163 einzelne Sterne. Es wird geschätzt, dass weitere 130 Systeme in diesem Bereich noch nicht identifiziert wurden. Bis zu 81,5 Ly können bis zu 7.500 Sterne vorhanden sein, von denen etwa 2.600 bekannt sind. Es wird erwartet, dass die Anzahl der substellaren Objekte in diesem Volumen mit der Anzahl der Sterne vergleichbar ist. [147] Von den 50 nächstgelegenen Sternensystemen innerhalb von 17 Lichtjahren von der Erde (das nächstgelegene ist der Rote Zwerg Proxima Centauri mit ungefähr 4,2 Lichtjahren) belegt die Sonne den vierten Platz in der Masse. [148]

Der Gaia-Katalog der Sterne in der Nähe , alle innerhalb von 100 Parsec, enthält 331.312 Sterne und enthält vermutlich mindestens 92% der Sterne des Sternspektraltyps M9 oder "früher" (dh heißer). [146]

Umlaufbahn in der Milchstraße

Die Sonne umkreist das Zentrum der Milchstraße und bewegt sich derzeit in Richtung der Konstellation von Cygnus . Ein einfaches Modell der Bewegung eines Sterns in der Galaxie gibt die galaktischen Koordinaten X , Y und Z wie folgt an:

wobei U , V und W die jeweiligen Geschwindigkeiten in Bezug auf den lokalen Ruhestandard sind , A und B die Oort-Konstanten sind , ist die Winkelgeschwindigkeit der galaktischen Rotation für den lokalen Ruhestandard, ist die "Umlauffrequenz" und ν ist die vertikale Schwingungsfrequenz. [149] Für die Sonne werden die gegenwärtigen Werte von U , V und W geschätzt alskm / s und Schätzungen für die anderen Konstanten sind A  = 15,5 km / s / kpc , B  = –12,2 km / s / kpc, κ = 37 km / s / kpc und ν = 74 km / s / kpc. Wir nehmen an, dass X (0) und Y (0) Null sind und Z (0) auf 17 Parsec geschätzt wird. [150] Dieses Modell impliziert, dass die Sonne um einen Punkt zirkuliert, der sich selbst um die Galaxie dreht. Die Periode der Sonnenzirkulation um den Punkt ist. Unter Verwendung der Äquivalenz, dass ein Parsec 1 km / s mal 0,978 Millionen Jahre entspricht, ergibt sich ein Wert von 166 Millionen Jahren, der kürzer ist als die Zeit, die der Punkt benötigt, um die Galaxie zu umrunden. In den ( X, Y ) -Koordinaten beschreibt die Sonne eine Ellipse um den Punkt, deren Länge in Y- Richtung beträgt

und deren Breite in X- Richtung ist

Das Verhältnis von Länge zu Breite dieser Ellipse ist für alle Sterne in unserer Nachbarschaft gleich Der Bewegungspunkt liegt derzeit bei

Die Schwingung in Z- Richtung nimmt die Sonne

über der galaktischen Ebene und der gleichen Entfernung darunter mit einer Periode von oder 83 Millionen Jahre, ungefähr 2,7-mal pro Umlaufbahn. [151] Obwohl beträgt 222 Millionen Jahre, der Wert von an dem Punkt, um den die Sonne zirkuliert, ist

(siehe Oort-Konstanten ), entsprechend 235 Millionen Jahren, und dies ist die Zeit, die der Punkt benötigt, um die Galaxie einmal zu umrunden. Andere Sterne mit dem gleichen Wert von müssen die gleiche Zeit in Anspruch nehmen, um die Galaxie wie die Sonne zu umrunden und somit in der gleichen allgemeinen Umgebung wie die Sonne zu bleiben.

Die Umlaufbahn der Sonne um die Milchstraße ist aufgrund der ungleichmäßigen Massenverteilung in der Milchstraße, beispielsweise in und zwischen den galaktischen Spiralarmen, gestört. Es wurde argumentiert, dass der Durchgang der Sonne durch die Spiralarme mit höherer Dichte häufig mit dem Massensterben auf der Erde zusammenfällt, möglicherweise aufgrund erhöhter Aufprallereignisse . [152] Das Sonnensystem benötigt ungefähr 225–250 Millionen Jahre, um eine Umlaufbahn durch die Milchstraße (ein galaktisches Jahr ) zu vollenden. [153] Es wird also angenommen, dass es während des Lebens der Sonne 20–25 Umlaufbahnen abgeschlossen hat. Die Umlaufgeschwindigkeit des Sonnensystems um das Zentrum der Milchstraße beträgt ungefähr 251 km / s. [154] Bei dieser Geschwindigkeit dauert es ungefähr 1.190 Jahre, bis das Sonnensystem eine Entfernung von 1 Lichtjahr oder 7 Tage zurückgelegt hat1 AU . [155]

Die Milchstraße bewegt sich in Bezug auf die kosmische Mikrowellen-Hintergrundstrahlung (CMB) in Richtung der Konstellation Hydra mit einer Geschwindigkeit von 550 km / s, und die resultierende Geschwindigkeit der Sonne in Bezug auf die CMB beträgt in der Konstellation etwa 370 km / s Richtung Krater oder Löwe . [156]

Bewegung im Sonnensystem

Scheinbare Bewegung des Schwerpunkts des Sonnensystems in Bezug auf die Sonne - es ist tatsächlich die Sonne, die sich bewegt.

Die Sonne wird durch die Anziehungskraft der Planeten bewegt. Man kann sich den Schwerpunkt des Sonnensystems als stationär vorstellen (oder als Bewegung in einer stetigen Bewegung um die Galaxie). Das Zentrum der Sonne liegt immer innerhalb von 2,2 Sonnenradien des Schwerpunkts. Diese Bewegung der Sonne ist hauptsächlich auf Jupiter, Saturn, Uranus und Neptun zurückzuführen. Für einige Zeiträume von mehreren Jahrzehnten ist die Bewegung ziemlich regelmäßig und bildet ein Kleeblattmuster , während sie zwischen diesen Zeiträumen chaotischer erscheint. [157] Nach 179 Jahren (neunmal so lange wie die Synodenperiode von Jupiter und Saturn) wiederholt sich das Muster mehr oder weniger, dreht sich aber um etwa 24 °. [158] Die Umlaufbahnen der inneren Planeten, einschließlich der Erde, werden in ähnlicher Weise durch dieselben Gravitationskräfte verschoben, so dass die Bewegung der Sonne wenig Einfluss auf die relativen Positionen der Erde und der Sonne oder auf die Sonneneinstrahlung auf der Erde hat als Funktion der Zeit. [159]

Karte der vollen Sonne von STEREO und SDO Raumschiff

Problem der koronalen Erwärmung

Die Temperatur der Photosphäre beträgt ungefähr 6.000 K, während die Temperatur der Korona erreicht 1 000 000 -2 000 000  K . [91] Die hohe Temperatur der Korona zeigt, dass sie durch etwas anderes als direkte Wärmeleitung von der Photosphäre erwärmt wird . [93]

Es wird angenommen, dass die zur Erwärmung der Korona erforderliche Energie durch turbulente Bewegung in der Konvektionszone unterhalb der Photosphäre bereitgestellt wird, und es wurden zwei Hauptmechanismen vorgeschlagen, um die koronale Erwärmung zu erklären. [91] Die erste ist die Wellenerwärmung, bei der Schall-, Gravitations- oder magnetohydrodynamische Wellen durch Turbulenzen in der Konvektionszone erzeugt werden. [91] Diese Wellen wandern nach oben und zerstreuen sich in der Korona, wobei sie ihre Energie in Form von Wärme in der Umgebungsmaterie ablagern. [160] Die andere ist die magnetische Erwärmung, bei der durch photosphärische Bewegung kontinuierlich magnetische Energie aufgebaut und durch magnetische Wiederverbindung in Form großer Sonneneruptionen und unzähliger ähnlicher, aber kleinerer Ereignisse - Nanoflares - freigesetzt wird . [161]

Derzeit ist unklar, ob Wellen ein effizienter Heizmechanismus sind. Es wurde festgestellt, dass sich alle Wellen mit Ausnahme der Alfvén-Wellen auflösen oder brechen, bevor sie die Korona erreichen. [162] Außerdem lösen sich Alfvén-Wellen nicht leicht in der Korona auf. Der aktuelle Forschungsschwerpunkt hat sich daher auf Fackelheizmechanismen verlagert. [91]

Schwaches junges Sonnenproblem

Theoretische Modelle der Sonnenentwicklung legen nahe, dass die Sonne vor 3,8 bis 2,5 Milliarden Jahren während des Archäischen Zeitalters nur etwa 75% so hell war wie heute. Solch ein schwacher Stern hätte kein flüssiges Wasser auf der Erdoberfläche halten können, und daher hätte sich kein Leben entwickeln können. Die geologische Aufzeichnung zeigt jedoch, dass die Erde während ihrer gesamten Geschichte auf einer ziemlich konstanten Temperatur geblieben ist und dass die junge Erde etwas wärmer war als heute. Eine Theorie unter Wissenschaftlern besagt, dass die Atmosphäre der jungen Erde viel größere Mengen an Treibhausgasen (wie Kohlendioxid , Methan ) enthielt als heute, die genug Wärme einfingen, um die geringere Menge an Sonnenenergie zu kompensieren, die sie erreicht. [163]

Die Untersuchung archaischer Sedimente scheint jedoch nicht mit der Hypothese hoher Gewächshauskonzentrationen vereinbar zu sein. Stattdessen kann der moderate Temperaturbereich durch eine Albedo der unteren Oberfläche erklärt werden, die durch weniger kontinentale Gebiete und das Fehlen biologisch induzierter Wolkenkondensationskerne verursacht wird. Dies hätte zu einer erhöhten Absorption von Sonnenenergie geführt und damit die geringere Sonnenleistung ausgeglichen. [164]

Die enorme Wirkung der Sonne auf die Erde wurde seit prähistorischen Zeiten erkannt , und die Sonne wurde von einigen Kulturen als Sonnengottheit angesehen .

Frühes Verständnis

Der von einem Pferd gezogene Sonnenwagen aus Trundholm ist eine Skulptur, die einen wichtigen Teil der nordischen Bronzezeit- Mythologie illustriert . Die Skulptur ist wahrscheinlich c. 1350 v . Es wird im Nationalmuseum von Dänemark ausgestellt .

Die Sonne war in vielen Kulturen der Menschheitsgeschichte ein Gegenstand der Verehrung. Das grundlegendste Verständnis der Menschheit von der Sonne ist die leuchtende Scheibe am Himmel, deren Anwesenheit über dem Horizont den Tag und deren Abwesenheit die Nacht verursacht. In vielen prähistorischen und alten Kulturen wurde die Sonne als Sonnengottheit oder andere übernatürliche Einheit angesehen. Die Verehrung der Sonne war von zentraler Bedeutung für Zivilisationen wie die alten Ägypter , die Inka Südamerikas und die Azteken des heutigen Mexiko . In Religionen wie dem Hinduismus wird die Sonne immer noch als Gott betrachtet. Viele antike Denkmäler wurden unter Berücksichtigung der Sonnenphänomene errichtet. Zum Beispiel markieren Stein- Megalithen genau die Sommer- oder Wintersonnenwende (einige der bekanntesten Megalithen befinden sich in Nabta Playa , Ägypten ; Mnajdra , Malta und in Stonehenge , England ); Newgrange , ein prähistorischer, von Menschen gebauter Berg in Irland , wurde entwickelt, um die Wintersonnenwende zu erkennen. Die Pyramide von El Castillo in Chichén Itzá in Mexiko soll Schatten in Form von Schlangen werfen, die die Pyramide an den Frühlings- und Herbstäquinoktien erklimmen .

Die Ägypter porträtierten den Gott Ra als in einer Solarbark, begleitet von niederen Göttern, über den Himmel getragen, und für die Griechen war er Helios, getragen von einem Streitwagen, der von feurigen Pferden gezogen wurde. Seit der Regierungszeit von Elagabalus im spätrömischen Reich war der Geburtstag der Sonne ein Feiertag, der kurz nach der Wintersonnenwende als Sol Invictus (wörtlich "unbesiegte Sonne") gefeiert wurde . In Bezug auf die Fixsterne scheint sich die Sonne einmal im Jahr von der Erde entlang der Ekliptik durch den Tierkreis zu drehen , und so kategorisierten griechische Astronomen sie als einen der sieben Planeten (griechische Planeten , "Wanderer"); Die Benennung der Tage der Wochen nach den sieben Planeten stammt aus der Römerzeit . [165] [166] [167]

Entwicklung des wissenschaftlichen Verständnisses

Im frühen ersten Jahrtausend v. Chr. Beobachteten babylonische Astronomen , dass die Bewegung der Sonne entlang der Ekliptik nicht einheitlich ist, obwohl sie nicht wussten, warum; Es ist heute bekannt, dass dies auf die Bewegung der Erde in einer elliptischen Umlaufbahn um die Sonne zurückzuführen ist, wobei sich die Erde schneller bewegt, wenn sie sich am Perihel näher an der Sonne befindet, und sich langsamer bewegt, wenn sie sich am Aphel weiter entfernt befindet. [168]

Einer der ersten, der eine wissenschaftliche oder philosophische Erklärung für die Sonne anbot, war der griechische Philosoph Anaxagoras . Er argumentierte, dass es nicht der Streitwagen von Helios war, sondern eine riesige brennende Metallkugel, die noch größer war als das Land des Peloponnes und dass der Mond das Licht der Sonne reflektierte. [169] Um diese Häresie zu lehren , wurde er von den Behörden inhaftiert und zum Tode verurteilt , obwohl er später durch die Intervention von Perikles freigelassen wurde . Eratosthenes schätzte die Entfernung zwischen Erde und Sonne im 3. Jahrhundert v. Chr. Als "von Stadien- Myriaden 400 und 80000", deren Übersetzung nicht eindeutig ist und entweder 4.080.000 Stadien (755.000 km) oder 804.000.000 Stadien (148 bis 153 Millionen Kilometer oder 0,99) impliziert bis 1,02 AU); Letzterer Wert ist auf wenige Prozent genau. Im 1. Jahrhundert n. Chr. Schätzte Ptolemaios die Entfernung auf das 1.210-fache des Erdradius , ungefähr 7,71 Millionen Kilometer (0,0515 AE). [170]

Die Theorie, dass die Sonne das Zentrum ist, um das sich die Planetenbahn drehen, wurde zuerst vom antiken griechischen Aristarchus von Samos im 3. Jahrhundert v. Chr. Vorgeschlagen und später von Seleukus von Seleukia übernommen (siehe Heliozentrismus ). Diese Ansicht wurde in einem detaillierteren mathematischen Modell eines heliozentrischen Systems im 16. Jahrhundert von Nicolaus Copernicus entwickelt .

Beobachtungen von Sonnenflecken wurden während der Han-Dynastie (206 v. Chr. - 220 n. Chr.) Von chinesischen Astronomen aufgezeichnet, die jahrhundertelang Aufzeichnungen über diese Beobachtungen führten. Averroes beschrieb auch Sonnenflecken im 12. Jahrhundert. [171] Die Erfindung des Teleskops im frühen 17. Jahrhundert ermöglichte detaillierte Beobachtungen von Sonnenflecken durch Thomas Harriot , Galileo Galilei und andere Astronomen. Galileo stellte fest, dass sich Sonnenflecken eher auf der Oberfläche der Sonne als auf kleinen Objekten zwischen Erde und Sonne befanden. [172]

Zu den arabischen astronomischen Beiträgen gehört Al-Battanis Entdeckung, dass sich die Richtung des Apogäums der Sonne (der Ort in der Umlaufbahn der Sonne gegen die Fixsterne, an dem sie sich am langsamsten zu bewegen scheint) ändert. [173] (In der modernen heliozentrische Begriffe, dies durch eine allmähliche Bewegung des aphelion der verursacht wird Erde umkreisen). Ibn Yunus beobachtete viele Jahre lang mehr als 10.000 Einträge für den Sonnenstand mit einem großen Astrolabium . [174]

Sol, die Sonne, von einer 1550 - Ausgabe von Guido Bonatti ‚s Liber astronomiae .

Aus einer Beobachtung eines Venustransits im Jahr 1032 schloss der persische Astronom und Polymath Ibn Sina , dass die Venus näher an der Erde liegt als die Sonne. [175] 1672 bestimmten Giovanni Cassini und Jean Richer die Entfernung zum Mars und konnten so die Entfernung zur Sonne berechnen.

1666 beobachtete Isaac Newton das Sonnenlicht mit einem Prisma und zeigte, dass es aus Licht vieler Farben besteht. [176] Im Jahr 1800 William Herschel entdeckte Infrarot - Strahlung über den roten Teil des Sonnenspektrums. [177] Im 19. Jahrhundert wurden spektroskopische Untersuchungen der Sonne vorangetrieben. Joseph von Fraunhofer zeichnete mehr als 600 Absorptionslinien im Spektrum auf, von denen die stärksten noch häufig als Fraunhofer-Linien bezeichnet werden . In den frühen Jahren der modernen wissenschaftlichen Ära war die Energiequelle der Sonne ein bedeutendes Rätsel. Lord Kelvin schlug vor, dass die Sonne ein allmählich abkühlender Flüssigkeitskörper ist, der einen inneren Wärmespeicher ausstrahlt. [178] Kelvin und Hermann von Helmholtz schlugen dann einen Gravitationskontraktionsmechanismus vor , um die Energieabgabe zu erklären. Die resultierende Altersschätzung betrug jedoch nur 20 Millionen Jahre und lag damit weit unter der Zeitspanne von mindestens 300 Millionen Jahren, die durch einige geologische Entdeckungen nahegelegt wurde Zeit. [178] [179] 1890 schlug Joseph Lockyer , der Helium im Sonnenspektrum entdeckte, eine meteoritische Hypothese für die Entstehung und Entwicklung der Sonne vor. [180]

Erst 1904 wurde eine dokumentierte Lösung angeboten. Ernest Rutherford schlug vor, dass die Sonnenleistung durch eine interne Wärmequelle aufrechterhalten werden könnte, und schlug den radioaktiven Zerfall als Quelle vor. [181] Allerdings wäre es Albert Einstein , der die wesentliche Hinweise auf die Quelle der Sonnenenergieleistung mit seiner bieten würde Masse-Energie - Äquivalenz Beziehung E = mc 2 . [182] 1920 schlug Sir Arthur Eddington vor, dass die Drücke und Temperaturen im Kern der Sonne eine Kernfusionsreaktion hervorrufen könnten, bei der Wasserstoff (Protonen) zu Heliumkernen verschmolzen und aus der Nettomassenänderung Energie erzeugt würde. [183] Das Überwiegen von Wasserstoff in der Sonne wurde 1925 von Cecilia Payne unter Verwendung der von Meghnad Saha entwickelten Ionisationstheorie bestätigt . Das theoretische Konzept der Fusion wurde in den 1930er Jahren von den Astrophysikern Subrahmanyan Chandrasekhar und Hans Bethe entwickelt . Hans Bethe berechnete die Details der beiden wichtigsten energieerzeugenden Kernreaktionen, die die Sonne antreiben. [184] [185] 1957 zeigten Margaret Burbidge , Geoffrey Burbidge , William Fowler und Fred Hoyle , dass die meisten Elemente im Universum durch Kernreaktionen in Sternen synthetisiert wurden, einige wie die Sonne. [186]

Solare Weltraummissionen

Die Sonne gibt am 13. März 2012 um 13:29 Uhr EST einen großen geomagnetischen Sturm ab
"> Medien abspielen
Ein Mondtransit der Sonne, der während der Kalibrierung der UV-Bildkameras von STEREO B aufgenommen wurde [187]

Die ersten Satelliten, die für die Langzeitbeobachtung der Sonne aus dem interplanetaren Raum entwickelt wurden, waren die Pioniere 6, 7, 8 und 9 der NASA , die zwischen 1959 und 1968 gestartet wurden. Diese Sonden umkreisten die Sonne in einer ähnlichen Entfernung wie die Erde und machten die erste detaillierte Messungen des Sonnenwinds und des solaren Magnetfeldes. Pioneer 9 war besonders lange in Betrieb und übertrug Daten bis Mai 1983. [188] [189]

In den 1970er Jahren lieferten zwei Helios-Raumschiffe und die Skylab Apollo-Teleskophalterung den Wissenschaftlern wichtige neue Daten zum Sonnenwind und zur Sonnenkorona. Bei den Sonden Helios 1 und 2 handelte es sich um US-deutsche Kollaborationen, bei denen der Sonnenwind aus einer Umlaufbahn untersucht wurde, die das Raumschiff in der Umlaufbahn von Merkur am Perihel beförderte. [190] Die 1973 von der NASA gestartete Raumstation Skylab enthielt ein Sonnenobservatoriumsmodul namens Apollo Telescope Mount, das von auf der Station ansässigen Astronauten betrieben wurde. [92] Skylab machte die ersten zeitaufgelösten Beobachtungen der Sonnenübergangsregion und der ultravioletten Emissionen der Sonnenkorona. [92] Zu den Entdeckungen gehörten die ersten Beobachtungen von koronalen Massenauswürfen, die damals als "koronale Transienten" bezeichnet wurden, und von koronalen Löchern , von denen jetzt bekannt ist, dass sie eng mit dem Sonnenwind verbunden sind. [190]

Das koronale Loch auf der Sonne bildet ein Fragezeichen (22. Dezember 2017)

1980 wurde die Solar Maximum Mission von der NASA ins Leben gerufen. Dieses Raumschiff wurde entwickelt, um Gammastrahlen, Röntgenstrahlen und UV- Strahlung von Sonneneruptionen während einer Zeit hoher Sonnenaktivität und Sonnenleuchtkraft zu beobachten . Nur wenige Monate nach dem Start wurde die Sonde jedoch aufgrund eines Elektronikfehlers in den Standby-Modus versetzt und verbrachte die nächsten drei Jahre in diesem inaktiven Zustand. 1984 holte die Space Shuttle Challenger- Mission STS-41C den Satelliten ab und reparierte seine Elektronik, bevor er wieder in die Umlaufbahn gebracht wurde. Die Solar Maximum Mission hat anschließend Tausende von Bildern der Sonnenkorona aufgenommen, bevor sie im Juni 1989 wieder in die Erdatmosphäre eintrat . [191]

Der 1991 gestartete japanische Satellit Yohkoh ( Sunbeam ) beobachtete Sonneneruptionen bei Röntgenwellenlängen. Mithilfe von Missionsdaten konnten Wissenschaftler verschiedene Arten von Fackeln identifizieren und zeigten, dass die Korona außerhalb von Regionen mit höchster Aktivität viel dynamischer und aktiver war als bisher angenommen. Yohkoh beobachtete einen gesamten Sonnenzyklus, ging jedoch in den Standby-Modus, als eine ringförmige Sonnenfinsternis im Jahr 2001 dazu führte, dass er seine Sonneneinstrahlung verlor. Es wurde durch atmosphärischen Wiedereintritt im Jahr 2005 zerstört .

Eine der bislang wichtigsten Solarmissionen war das Solar- und Heliosphärenobservatorium , das von der Europäischen Weltraumorganisation und der NASA gemeinsam gebaut und am 2. Dezember 1995 gestartet wurde. [92] Ursprünglich für eine zweijährige Mission gedacht, eine Missionsverlängerung durch 2012 wurde im Oktober 2009 genehmigt. [193] Es hat sich als so nützlich erwiesen, dass im Februar 2010 eine Folgemission, das Solar Dynamics Observatory (SDO), gestartet wurde. [194] Am Lagrange-Punkt zwischen Erde und Sonne gelegen ( SOHO bietet seit seinem Start eine konstante Sicht auf die Sonne bei vielen Wellenlängen. [92] Neben der direkten Sonnenbeobachtung hat SOHO die Entdeckung einer großen Anzahl von Kometen ermöglicht , meist winziger Kometen , die sich beim Passieren der Sonne verbrennen. [195]

Im August 2012 bricht eine solare Prominenz aus, die von SDO erfasst wurde

Alle diese Satelliten haben die Sonne von der Ebene der Ekliptik aus beobachtet und haben daher nur ihre Äquatorregionen im Detail beobachtet. Die Ulysses- Sonde wurde 1990 eingeführt, um die Polarregionen der Sonne zu untersuchen. Es reiste zuerst nach Jupiter, um eine Schleuder in eine Umlaufbahn zu "schleudern", die es weit über die Ebene der Ekliptik bringen würde. Sobald sich Ulysses in seiner geplanten Umlaufbahn befand, begann er, den Sonnenwind und die Magnetfeldstärke in hohen Sonnenbreiten zu beobachten. Dabei stellte er fest, dass sich der Sonnenwind aus hohen Breiten mit etwa 750 km / s bewegte, was langsamer als erwartet war, und dass dies der Fall war große magnetische Wellen aus hohen Breiten, die galaktische kosmische Strahlen zerstreuten. [196]

Elementarhäufigkeiten in der Photosphäre sind aus spektroskopischen Untersuchungen bekannt, aber die Zusammensetzung des Inneren der Sonne ist weniger bekannt. Genesis , eine Mission zur Rückgabe von Sonnenwindproben, wurde entwickelt, um es Astronomen zu ermöglichen, die Zusammensetzung von Sonnenmaterial direkt zu messen. [197]

Die Mission des Solar Terrestrial Relations Observatory (STEREO) wurde im Oktober 2006 gestartet. Zwei identische Raumschiffe wurden in Umlaufbahnen gebracht, die dazu führen, dass sie sich jeweils weiter vor die Erde ziehen und allmählich zurückfallen. Dies ermöglicht eine stereoskopische Abbildung der Sonne und Sonnenphänomene wie koronale Massenauswürfe. [198] [199]

Die Parker Solar Probe wurde 2018 an Bord einer Delta IV Heavy- Rakete gestartet und wird ein Perigäum von erreichen0,046 AU im Jahr 2025, was es zum am nächsten umlaufenden künstlichen Satelliten macht, als erstes Raumschiff, das tief in die Sonnenkorona fliegt. [200]

Die indische Weltraumforschungsorganisation hat den Start eines geplant100 kg Satellit namens Aditya für Mitte 2020. Sein Hauptinstrument wird ein Koronagraph zur Untersuchung der Dynamik der Sonnenkorona sein. [201]

Unter bestimmten atmosphärischen Bedingungen wird die Sonne mit bloßem Auge sichtbar und kann ohne Stress für die Augen beobachtet werden. Klicken Sie auf dieses Foto, um den gesamten Zyklus eines Sonnenuntergangs zu sehen , der von den Hochebenen der Mojave-Wüste aus beobachtet wird .
Die Sonne von der Erdumlaufbahn aus gesehen mit Blick auf die Internationale Raumstation . Dieses Sonnenlicht wird nicht durch die untere Atmosphäre gefiltert, die einen Großteil des Sonnenspektrums blockiert.

Die Helligkeit der Sonne kann Schmerzen verursachen, wenn sie mit bloßem Auge betrachtet wird . Dies für kurze Zeiträume zu tun, ist jedoch für normale, nicht erweiterte Augen nicht gefährlich. [202] [203] Ein direkter Blick in die Sonne führt zu visuellen Artefakten des Phosphens und vorübergehender teilweiser Blindheit. Es liefert auch etwa 4 Milliwatt Sonnenlicht an die Netzhaut, erwärmt sie leicht und verursacht möglicherweise Augenschäden, die nicht richtig auf die Helligkeit reagieren können. [204] [205] UV-Bestrahlung vergilbt die Augenlinse über einen Zeitraum von Jahren allmählich und es wird angenommen, dass sie zur Bildung von Katarakten beiträgt. Dies hängt jedoch von der allgemeinen Sonneneinstrahlung ab und nicht davon, ob man direkt auf das Auge schaut Sonne. [206] Eine lange Betrachtung der direkten Sonne mit bloßem Auge kann nach etwa 100 Sekunden zu UV-induzierten, sonnenbrandähnlichen Läsionen auf der Netzhaut führen, insbesondere unter Bedingungen, bei denen das UV-Licht der Sonne intensiv und gut fokussiert ist ;; [207] [208] Die Bedingungen werden durch junge Augen oder neue Linsenimplantate (die mehr UV-Strahlung zulassen als alternde natürliche Augen), Sonnenwinkel in der Nähe des Zenits und die Beobachtung von Orten in großer Höhe verschlechtert.

Das Betrachten der Sonne durch eine lichtkonzentrierende Optik wie ein Fernglas kann zu einer dauerhaften Schädigung der Netzhaut führen, ohne dass ein geeigneter Filter vorhanden ist, der die UV-Strahlung blockiert und das Sonnenlicht erheblich dimmt. Wenn Sie einen Dämpfungsfilter zum Betrachten der Sonne verwenden, wird der Betrachter darauf hingewiesen, einen speziell für diese Verwendung entwickelten Filter zu verwenden. Einige improvisierte Filter, die UV- oder IR- Strahlen durchlassen , können das Auge bei hohen Helligkeitsgraden tatsächlich schädigen. [209] Herschel-Keile , auch Solardiagonalen genannt, sind für kleine Teleskope effektiv und kostengünstig. Das Sonnenlicht, das für das Okular bestimmt ist, wird von einer nicht versilberten Oberfläche eines Glasstücks reflektiert. Nur ein sehr kleiner Teil des einfallenden Lichts wird reflektiert. Der Rest geht durch das Glas und verlässt das Instrument. Wenn das Glas aufgrund der Hitze bricht, wird überhaupt kein Licht reflektiert, wodurch das Gerät ausfallsicher wird. Einfache Filter aus abgedunkeltem Glas lassen die volle Intensität des Sonnenlichts durch, wenn sie brechen, was das Sehvermögen des Betrachters gefährdet. Ungefilterte Ferngläser können hunderte Male so viel Energie liefern wie mit bloßem Auge und möglicherweise sofort Schaden anrichten. Es wird behauptet, dass selbst kurze Blicke auf die Mittagssonne durch ein ungefiltertes Teleskop bleibende Schäden verursachen können. [210]

Heiligenschein mit Sonnenhunden

Teilweise Sonnenfinsternisse sind gefährlich zu sehen, da die Pupille des Auges nicht an den ungewöhnlich hohen visuellen Kontrast angepasst ist: Die Pupille erweitert sich entsprechend der Gesamtlichtmenge im Sichtfeld, nicht durch das hellste Objekt im Feld. Während teilweiser Sonnenfinsternisse wird das meiste Sonnenlicht durch den vor der Sonne vorbeiziehenden Mond blockiert, aber die unbedeckten Teile der Photosphäre haben die gleiche Oberflächenhelligkeit wie an einem normalen Tag. In der Gesamtdunkelheit dehnt sich die Pupille von ~ 2 mm auf ~ 6 mm aus, und jede Netzhautzelle, die dem Sonnenbild ausgesetzt ist, erhält bis zu zehnmal mehr Licht als die nicht verdunkelte Sonne. Dies kann diese Zellen beschädigen oder töten, was zu kleinen dauerhaften blinden Flecken für den Betrachter führt. [211] Die Gefahr ist für unerfahrene Beobachter und für Kinder heimtückisch, da keine Wahrnehmung von Schmerz besteht: Es ist nicht sofort offensichtlich, dass das Sehvermögen zerstört wird.

Ein Sonnenaufgang
Ein Sonnenuntergang in Thailand im Sommer

Während des Sonnenauf- und -untergangs wird das Sonnenlicht aufgrund der Rayleigh-Streuung und der Mie-Streuung von einem besonders langen Durchgang durch die Erdatmosphäre abgeschwächt [212], und die Sonne ist manchmal schwach genug, um bequem mit bloßem Auge oder sicher mit Optik betrachtet zu werden (sofern vorhanden) keine Gefahr, dass plötzlich helles Sonnenlicht durch einen Wolkenbruch entsteht). Trübe Bedingungen, atmosphärischer Staub und hohe Luftfeuchtigkeit tragen zu dieser atmosphärischen Dämpfung bei. [213]

Ein optisches Phänomen , das als grüner Blitz bekannt ist , kann manchmal kurz nach Sonnenuntergang oder vor Sonnenaufgang beobachtet werden. Der Blitz wird durch Sonnenlicht direkt unter dem Horizont verursacht, das (normalerweise durch eine Temperaturumkehrung ) zum Betrachter gebogen wird . Licht mit kürzeren Wellenlängen (violett, blau, grün) wird stärker gebogen als Licht mit längeren Wellenlängen (gelb, orange, rot), aber das violette und blaue Licht wird stärker gestreut und hinterlässt Licht, das als grün wahrgenommen wird. [214]

Ultraviolettes Sonnenlicht hat antiseptische Eigenschaften und kann zur Desinfektion von Werkzeugen und Wasser verwendet werden. Es verursacht auch Sonnenbrand , und hat andere biologische Wirkungen wie die Produktion von Vitamin D und Sonnenbaden . Es ist auch die Hauptursache für Hautkrebs . Ultraviolettes Licht wird durch die Ozonschicht der Erde stark abgeschwächt , so dass die UV-Menge stark mit dem Breitengrad variiert und teilweise für viele biologische Anpassungen verantwortlich ist, einschließlich Variationen der menschlichen Hautfarbe in verschiedenen Regionen der Erde. [215]

Größenvergleich der Sonne und ihrer Planeten (anklickbar)

Die Sonne hat acht bekannte Planeten. Dazu gehören vier terrestrische Planeten ( Merkur , Venus , Erde und Mars ), zwei Gasriesen ( Jupiter und Saturn ) und zwei Eisriesen ( Uranus und Neptun ). Das Sonnensystem hat auch mindestens fünf Zwergplaneten , einen Asteroidengürtel , zahlreiche Kometen und eine große Anzahl eisiger Körper, die jenseits der Umlaufbahn von Neptun liegen.

Sonnengottheiten spielen in vielen Weltreligionen und Mythologien eine wichtige Rolle. [216] Die alten Sumerer glaubten, dass die Sonne Utu war , [217] [218] der Gott der Gerechtigkeit und Zwillingsbruder von Inanna , der Königin des Himmels , [217] die als Planet Venus identifiziert wurde. [218] Später wurde Utu mit dem ostsemitischen Gott Shamash identifiziert . [217] [218] Utu wurde als Helfergottheit angesehen, die den Bedrängten half, [217] und in der Ikonographie wird er gewöhnlich mit einem langen Bart und einer Säge dargestellt, [217] die seine Rolle als darstellte der Spender der Gerechtigkeit. [217]

Zumindest aus der vierten Dynastie des alten Ägypten wurde die Sonne als Gott Ra verehrt , dargestellt als eine von der Sonnenscheibe überragte und von einer Schlange umgebene Göttin mit Falkenkopf. In der Zeit des Neuen Reiches wurde die Sonne mit dem Mistkäfer identifiziert , dessen kugelförmiger Mistball mit der Sonne identifiziert wurde. In Form der Sonnenscheibe Aten erlebte die Sonne während der Amarna-Zeit ein kurzes Wiederaufleben, als sie für den Pharao Echnaton erneut zur herausragenden, wenn nicht nur zur Göttlichkeit wurde . [219] [220]

In der proto-indo-europäischen Religion wurde die Sonne als Göttin personifiziert * Seh 2 ul . [221] [222] Derivate dieser Göttin in indogermanischen Sprachen umfassen das altnordische Sól , Sanskrit Surya , Gallische Sulis , Litauisches Saulė und Slawisches Solntse . [222] In der antiken griechischen Religion war die Sonnengottheit der männliche Gott Helios, [223] aber in Helena von Troja sind Spuren einer früheren weiblichen Sonnengottheit erhalten . [223] In späteren Zeiten wurde Helios mit Apollo synkretisiert . [224]

In der Bibel , Malachi 4: 2 erwähnt die „Sonne der Gerechtigkeit“ (manchmal als die „Sonne der Gerechtigkeit“ übersetzt), [225] , die einige Christen als Verweis auf die interpretierten Messias ( Christus ). [226] In der alten römischen Kultur war der Sonntag der Tag des Sonnengottes. Es wurde von Christen ohne jüdischen Hintergrund als Sabbat angenommen . Das Symbol des Lichts war ein heidnisches Mittel, das von Christen angenommen wurde, und vielleicht das wichtigste, das nicht aus jüdischen Traditionen stammte. Im Heidentum war die Sonne eine Quelle des Lebens und gab der Menschheit Wärme und Erleuchtung. Es war das Zentrum eines Volkskultes unter den Römern, die im Morgengrauen standen, um die ersten Sonnenstrahlen einzufangen, während sie beteten. Die Feier der Wintersonnenwende (die Weihnachten beeinflusste) war Teil des römischen Kultes der nicht eroberten Sonne ( Sol Invictus ). Christliche Kirchen wurden mit einer Ausrichtung gebaut, so dass die Gemeinde dem Sonnenaufgang im Osten zugewandt war. [227]

Tonatiuh , der aztekische Sonnengott, wurde gewöhnlich mit Pfeilen und einem Schild dargestellt [228] und war eng mit der Praxis des Menschenopfers verbunden . [228] Die Sonnengöttin Amaterasu ist die wichtigste Gottheit in der shintoistischen Religion, [229] [230] und es wird angenommen, dass sie die direkte Vorfahrin aller japanischen Kaiser ist . [229]

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  1. ^ Kindern in Japan wird beigebracht, die Sonne rot zu färben. Dies spiegelt sich in der Flagge Japans ( Nisshōki , was "Flagge der Sonne" bedeutet) wider , die eher eine rote als eine gelbe Scheibe hat.
  1. ^ a b Alle Zahlen in diesem Artikel sind Kurzskalen . Eine Milliarde ist 10 9 oder 1.000.000.000.
  2. ^ In den astronomischen Wissenschaften bezieht sichder Begriff schwere Elemente (oder Metalle ) auf alle chemischen Elemente außer Wasserstoff und Helium.
  3. ^ Hydrothermale Entlüftungsgemeinschaften leben so tief unter dem Meer, dass sie keinen Zugang zu Sonnenlicht haben. Bakterien verwenden stattdessen Schwefelverbindungen als Energiequelle über die Chemosynthese .
  4. ^ Gegen den Uhrzeigersinn ist auch die Drehrichtung um die Sonne für Objekte im Sonnensystem und die Richtung der axialen Drehung für die meisten Objekte.
  5. ^ 1,88 Gcd / m 2 wird aus der Sonnenbeleuchtungsstärke von berechnet128 000  Lux (siehe Sonnenlicht ) mal das Quadrat der Entfernung zum Sonnenzentrum, geteilt durch die Querschnittsfläche der Sonne. 1,44 Gcd / m 2 wird mit berechnet98 000  Lux .
  6. ^ Ein 50 kg schwerer erwachsener Mensch hat ein Volumen von etwa 0,05 m 3 , was 13,8 Watt entspricht, bei derVolumenleistung des Solarzentrums. Dies sind 285 kcal / Tag, etwa 10% der tatsächlichen durchschnittlichen Kalorienaufnahme und -abgabe für Menschen unter stressfreien Bedingungen.
  7. ^ Die Erdatmosphäre in der Nähe des Meeresspiegels hat eine Teilchendichte von etwa 2 × 10 25  m −3 .

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  • Satellit Nasa SOHO (Solar and Heliospheric Observatory)
  • Nationales Solarobservatorium
  • Astronomie-Besetzung: Die Sonne
  • Eine Sammlung spektakulärer Bilder der Sonne aus verschiedenen Institutionen ( The Boston Globe )
  • Satellitenbeobachtungen der Sonnenhelligkeit
  • Sun | Trek, eine Bildungswebsite über die Sonne
  • Das schwedische 1-Meter-Solarteleskop SST
  • Eine animierte Erklärung der Struktur der Sonne Archiviert am 10. August 2011 auf der Wayback Machine (University of Glamorgan)
  • Animation - Die Zukunft der Sonne
  • Solar Conveyor Belt beschleunigt  - NASA - Bilder, Link zum Bericht über die Wissenschaft
  • NASA 5-Jahres-Zeitraffervideo der Sonne
  • Sonne in ultrahochauflösender NASA 11. Januar 2015
  • Album mit Bildern und Videos von Seán Doran, basierend auf SDO- Bildern
  • Video (61:17) - Zehn Jahre Aktivität auf YouTube ( NASA ; SDO ; 24. Juni 2020)