Sonn

Sonn
Allgemeng Donnéeën
Typenandeelung
Astrometrie
Physikalesch Eegenschaften

D'Sonn, op Latäin Sol, ass de Stär am Zentrum vun eisem Planéitesystem, dat mir Sonnesystem nennen.

Séier Fakten Allgemeng Donnéeën, Typenandeelung ...

Zoumaachen

Eis Sonn ass fir d'Liewen op der Äerd vu fundamentaler Bedeitung. Vill wichteg Prozesser op der Äerduewerfläch, wéi d'Klima an d'Liewe selwer, ginn duerch d'Stralungsenergie vun der Sonn ugedriwwen. Si stamen ongeféier 99,98 % vum ganzen Energiebäitrag zum Äerdklima vun der Sonn – de butzege Rescht gëtt aus geothermalen Hëtztquelle gespeist. Och d'Gezäite ginn zu engem Drëttel op d'Gravitatioun vun der Sonn zeréck.

D'astronomescht Zeeche fir eis Sonn ass .

Remove ads

Méi Informatiounen Verhältnes Sonn/Äerd ...

	Sonn	Verhältnes Sonn/Äerd
Stäreklass (kuckt Spektralklass a Liichtkraaftklass)	G2V	-
Zäit bis zum Enn vum Waasserstoffbrennen am Zentrum	ongeféier 4,5–5 Milliarde Joer	-
Mëttleren Duerchmiesser	1.392.520 km	109,084
Gravitatiounsradius	2,95325 km	332.946
Mëttlere Wénkelduerchmiesser	31' 59,3"	-
Solar Gravitatiounskonstant (G•M)	1,32712440018•10²⁰ m³ s⁻²	332.946
Mass	1,9884•10³⁰ kg	332.946
Masseverloscht pro Sekonn duerch Stralung	4,295•10⁹ kg	-
Masseverloscht pro Sekonn duerch de Sonnewand	ronn 1•10⁹ kg	-
Masseverloscht bis haut duerch Stralung	ronn 520•10²⁴ kg = 87 Äerdmassen	-
Liichtkraaft	3,86•10²⁶ W	-
Fluchtvitess	617,319 km/s	62,927
Dicht	1,408 g/cm³	0,2553
Dicht am Zentrum	150 g/cm³	11,1
Drock (Zentrum)	> 2•10¹⁶ Pa	-
Uewerflächevitess	273,96 m/s²	27,9
Mëttel Visuell Magnitude	-26^m,8	-
Absolut Hellegkeet	4,87^M	-
Absolut bolometresch Hellegkeet	4,74^M	-
Temperatur am Zentrum	1,48•10⁷ °C	2114
Temperatur an der Photosphär	ronn 6100 °C	-
Temperatur vun der Korona	ronn 1–2 Millioune K	-
Effektivtemperatur	5777 K (5504 °C)	-
Stralungsmaximum	ronn 500 nm gréngt Liicht	-
Spezifesch Ausstralung op der Uewerfläch	6,318•10⁷ W/m²	-
Rotatiounsdauer um Equator	25 d 9 h 7 m	25,38
Rotatiounsvitess um Equator	1856,847 m/s	4,01
Rotatiounsdauer bei 75° Breet	31 d 19 h 12 m	-
Schréi vun der Achs géint d'Ekliptik	7° 15'	-
Distanz zum Zentrum vun eiser Galaxis	ronn 28.000 Liichtjoer	-
Ëmlafzäit ëm den Zentrum vun eiser Galaxis (Galaktescht Joer)	ronn 210.970.000 Joer	-
Ëmlafvitess ëm den Zentrum vun der Galaxis	ongeféier 250 km/s	-
Distanz vun der Sonn op Äerd	149.597.870 km	-
Maximal erreechbaren Alter	11.112.000.000 Joer	ronn 1,11
Verbrauch vu Waasserstoff pro Sekonn	564.000.000 Tonnen / sek.	-

Zoumaachen

Remove ads

D'Sonn ass de mächtegsten Himmelskierper an eisem Planéitesystem, zu deem senger Gesamtmass si mat engem Undeel vun 99,9 % bäidréit. Den Duerchmiesser huet ongeféier 1,39 Millioune km (109-mol den Äerdduerchmiesser), wat knapps ënner der geschater Moyenne vun alle Stäre läit.

Hiren duerchschnëttlechen Ofstand vun der Äerd ass ongeféier 150 Millioune Kilometer. D'Äerd kënnt bei hirem Perihel-Transit ëm den 3. Januar (2.–4. Januar) bei 147,099 Mio. km am nooste bei d'Sonn, déi gréisst Distanz huet si bei hirem Aphel-Transit ëm de 5. Juli (3.–6. Juli) bei 152,096 Mio. km.

Duerch hir Uewerflächentemperatur vu 5.778 K fält d'Sonn an d'Spektralklass G2 an huet d'Liichtkraaftklass V. De G2V Stär ass dofir en duerchschnëttlechen, „Zwergstär“ dee giel liicht an deen an der ronn 10 Milliarde Joer laanger Haaptphas vu senger Entwécklung ass. Eis Sonn gehéiert am Hertzsprung-Russell-Diagramm zu der Haaptrei an hiren Alter gëtt op ronn 4,57 Milliarde Joer geschat.

Remove ads

Eis Sonn rotéiert a ronn véier Wochen ëm hir eegen Achs. Dës Rotatioun dauert um Equator 25,4 Deeg, a mëttlere Breete 27 bis 28 Deeg an no bei de Pole 36 Deeg. Dësen Ënnerscheed an der Dauer vun engem Sonnendag gëtt als differenziell Rotatioun bezeechent an ass zanter laangem duerch Gas- an Hydrodynamik erklärbar. Ufanks vun den 1990er ass erkannt ginn, datt d'Sonn ënner der Konvektiounszon gläichfërmeg mat enger Period vu knapps 27 Deeg rotéiert. Den Iwwerganksberäich, d'Tachoclinn, ass duerch ee staarke radiale Gradient vun der differenzieller Rotatioun gekennzeechent. En ass op wéineg Prozenter vum Sonneradius begrenzt a fält ongeféier mat dem ënneschten Enn vun der Konvektiounszon zesummen. De Verlaf vun der differenzieller Rotatioun an der Konvektiounszon souwéi d'Lag an d'Déckt vun der Tachoclinn sinn theoreetesch nach net verstanen.

Remove ads

D'Sonn besteet aus verschiddenen Zone mat schuelefërmegem Opbau, woubäi d'Iwwergäng allerdéngs net streng vuneneen ofgegrenzt sinn.

Zesummesetzung

D'Sonnemass ass ongeféier dat Duebelt vun der geschater Duerchschnëttsmass vun engem Stär aus der Mëllechstrooss. Wann een nëmmen d'Stäre mat Waasserstoffbrennen zielt (also déi „Brong Zwergen“ ausschléisst), da läit hir Mass am Duerchschnëtt. Hir Mass setzt sech zu 73,5 % aus Waasserstoff an zu 25 % aus Helium zesummen. De Rescht vun der Sonnemass besteet aus verschiddene schwéieren Elementer bis aschléissend Eisen.

Kär

Déi ganz fräi Energie staamt aus dem Kär an der Mëtt vun der Sonn. Dëse Kär huet eng Gréisst vum Zentrum bis zu ongeféier engem Véirel vum Radius vun der visueller Sonnenuewerfläch. Obwuel de Kär nëmmen 1,6 % vum Sonnenvolumen ausmécht, sinn do ronn 50 % vun der Sonnemass konzentréiert. Bei enger Temperatur vu ronn 15,6 Millioune K huet d'Matière do d'Form vu Plasma.

Stralungszon

Kuckt och Stärenopbau

Ronderëm de Kär läit déi sougenannt „Stralungszon“, déi ongeféier 70 % vum Sonneradius ausmécht. Am Vakuum vum Weltraum beweege sech d'Gammaphotone mat Liichtvitess duerch de Raum. Am Zentrum vun der Sonn ass eng héich Dicht, soudatt d'Photonen ëmmer nees mat den Deelercher vum Plasma zesummestoussen, dobäi absorbéiert an nees ofgestraalt ginn. Si beweege sech op enger zoufälleger Bunn an diffundéieren dobäi a Richtung Sonnenuewerfläch. Statistesch gesinn, brauch e stännegt absorbéiert a re-emittéiert Photon ongeféier 10.000 bis 170.000 Joer, fir d'Sonn ze verloossen. Dat bedeit, datt d'Liicht, dat mer haut vun der Sonn kréien, schonn viru laanger Zäit gemaach gouf. Bei jiddwer Zesummestouss an der Stralungszon hëlt d'Stralungsenergie vum Photon of a seng Wellelängt hëlt zou. D'Gammastralung gëtt a Röntgenstralung ëmgewandelt.

Anescht wéi bei de Photone kommen d'Neutrinoe bal ongehënnert duerch d'Schichte vun der Sonn, well se kaum mat Matière a Wiesselwierkung trieden. D'Neutrinoen erreechen, well si sech bal mat Liichtvitess beweegen, schonn no aacht Minutten d'Äerd, woubäi se bal ongehënnert duerch de Planéit ginn. An all Sekonn passéiere ronn 70 Milliarden Neutrinoen ee Quadratzentimeter vun der Äerduewerfläch.

Konvektiounszon

Kuckt och Stärenopbau

Un d'Stralungszon schléisst sech d'„Konvektiounszon“ un. Si ass 140.000 km déck a mécht sou 20 % vum Sonneradius aus. Am Grenzberäich zu der Stralungszon huet d'Temperatur nach ongeféier zwou Millioune Kelvin. Energie gëtt an dëser Zon net méi duerch Stralung ofginn, mä duerch eng Stréimung (Konvektioun) vum Plasma nees no baussen transportéiert. Dobäi klëmmt waarm Matière a gewaltege Stréim no baussen, killt do of a fält nees an de Sonnenzentrum erof. Well dat frësch opsteigend Plasma méi waarm an domat méi hell ass wéi dat eroffalend, sinn d'Konvektiounszelle mat engem Teleskop als Granulatioun vun der Sonnenuewerfläch ze gesinn. (nëmme mat spezielle Filteren !)

Sonnenuewerfläch an Ëmgéigend

Photosphär

Iwwer der Konvektiounszon läit d'Photosphär, déi mer als Quell vun der Sonnestralung feststellen: eng „Kugelschuel aus Liicht“ déi de Mënsch als siichtbar Sonnenuewerfläch gesäit. Si ass awer nëmmen eng 300 bis 400 km déck Schicht, wou d'Temperatur op der Uewerfläch ronn 5800 Kelvin (5500 °C) waarm ass. D'Photosphär gëllt allgemeng als déi eigentlech Sonnenuewerfläch, obschonn eis Sonn, wéi och déi meescht aner Stären, keng schaarf baussenzeg Grenz huet.

D'Photosphär gëtt déi komplett vum Sonnenkär ausgeléisten an opsteigend Energie als Stralung of – gréisstendeels am visuelle Liicht, wat och hiren Numm seet (griich. φoς = Liicht). Eréischt do huet d'Energie vun de Stralungsquante sou wäit ofgeholl, datt si onschiedlech a fir dat mënschlecht A siichtbar ass. Wéinst ongeheiere Wierbel an variable Magnéitfelder (Quell vun de Sonneflecken) däerf ee sech d'Uerwerfläch allerdéngs net glat virstellen. Duerch digital Bildveraarbechtung vun de Miessunge vu SOHO oder TRACE kann ee si sou duerstellen, datt si wéi haart, awer dauernd beweeglecht Material ausgesäit. Fir d'Turbulenzen ass och déi elektresch Elektresch Leetfäegkeet vun der waarmer Sonnematière bestëmmend.

Chromosphär

Iwwer der Photosphär ass d'Chromosphär. Si gëtt vun der Photosphär zwar iwwerstraalt, ass awer bei enger Sonnendäischtert fir e puer Sekonnen als roudelzegt Liicht ze gesinn. D'Temperatur hëlt hei bis iwwer 10.000 K zou, wärend d'Gasdicht ëm de Faktor 10⁻⁴ op 10⁻¹⁵ g/cm³ ofhëlt. D'Liicht, dat duerch d'Chromosphär schéngt, gëtt zu engem klengen Deel absorbéiert. D'Chromosphär souwéi den ieweschten Deel vun der Photosphär sinn dofir fir déi charakteristesch donkel Linne vum Sonnespektrum, déi als Fraunhoferlinne bekannt sinn, verantwortlech.

Sonnekorona

Iwwer der Chromosphär läit d'Korona, an där d'Dicht nach eng Kéier ëm de Faktor 10⁻⁴ op 10⁻¹⁹ g/cm³ ofhëlt. Déi bannescht Korona erstreckt sech – jee no dem aktuellen Fleckenzyklus – ëm een bis zwéi Sonneradien no baussen a stellt eng éischt Iwwergangszon zum interplanetaresche Raum duer. Duerch Sonnestralung, Stousswellen an aner Wiesselwierkunge vu mechanescher oder magnéitescher Aart gëtt déi baussenzeg verdënnte Koronamatière allerdéngs op Temperature vu bis zu zwou Millioune Kelvin opgehëtzt. Déi genee Ursaache vun dësem Heizmechanismus ass nach onkloer. Eng méiglech Energiequelle wieren akustesch Wellen a Microflares – kleng Ausbréch op der Sonnenuewerfläch.

E besonnesch héijen Temperaturgradient ass op der ënneschter Grenz vun der Korona, wou hir Dicht no uewe méi rapid ofhëlt, wéi d'Energie oftransportéiert ka ginn. Bannen e puer honnert Héichtekilometer klëmmt déi kinetesch Gastemperatur ëm eng Millioun Grad a „mécht sech Loft“, andeems déi zousätzlech Heizenergie als Sonnewand entwäicht. D'Korona kann nëmmen opgrond hirer extreem niddreger Dicht sou waarm ginn.

Dee bei all totaler Sonnendäischtert visuelle Stralekranz (lat. Corona = Kroun) huet scho viru Joerdausenden d'Mënschen erstaune gedoen. D'Korona kann en ettlech Millioune Kilometer grouss ginn a weist eng stralefërmeg Struktur, déi sech mat dem Zyklus vun de Sonneflecke staark ännert. Am Sonneflecken-Maximum verlafen d'Stralen no alle Säiten, am Minimum nëmmen an der Géigend vum Sonnenequator.

D'Korona geet an de Sonnewand iwwer. Dësen erstreckt sech bis zu der Heliopaus, wou en op den Interstellare Medium trëfft.

Remove ads

Energiehierstellung

Haaptsächlech duerch d'Proton-Proton-Reaktioun an zu engem klengen Deel (1,6 %) duerch den CNO-Zyklus verschmëlzen Waasserstoffkären zu Heliumkären, woubäi Gammastralung an Elektronneutrinos hiergestallt ginn. Déi hiergestallten Heliumkären hunn opgrond vun der Verbindungsenergie eng méi kleng Mass wéi den Total vun den ufängleche Waasserstoffkären (Massendefekt). De Massenënnerscheed gëtt geméiss der Formel E = m • c² an Energie ëmgewandelt (pro Fusioun vu véier Protonen zu engem He-Kär ≈ 27 MeV). Am Kär vun der Sonn gi pro Sekonn 564 Milliounen Tonne Waasserstoff zu 560 Millioune Tonnen Helium fusionéiert.

Déi 4,3 Milliounen Tonnen Differenz pro Sekonn (déi der Relativitéitstheorie no ze schléissen ass) erginn eng Totalleeschtung vun ongeféier 3,7 × 10²⁶ W, déi am Kär fräigesat an zum Schluss op der Uewerfläch zum gréissten Deel als Liicht ofgestraalt gëtt. En Deel vun e puer Prozent vun der Energie gëtt duerch d'Neutrinoen direkt aus dem Kär erausgeschléidert.

Fir datt et am Sonnenzentrum zu enger Kärfusioun komme kann, gëtt eng héich Temperatur gebraucht: Déi kinetesch Energie vun den Deelercher muss duergoen, fir bei engem Zesummestouss déi elektrostatesch Ofstoussskraaft vun de positiv geluedene Protonen (Waasserstoffkären) z'iwwerwannen. D'Temperatur am Sonnekär mat där doraus resultéierender typesch kinetescher Energie vun de Protone weist sech bei enger naiver, klassescher Rechnung als eigentlech ze „kal“ fir eng Kärfusioun. Datt et trotzdeem Fusioune gëtt, ass op de quantemechaneschen Tunneleffekt zeéckzeféieren. Et besteet dobäi eng bestëmmt Warscheinlechkeet, datt sech zwéi Protone sou no kommen, datt et eng Kärverschmëlzung ka ginn. Den Energieniveau vun den ofstoussende Kräfte gëtt bei der Verschmëlzung souzesoen „duerchtunnelt“. D'Warscheinlechkeet vun enger Fusioun vun zwéi Waasserstoffkären am Zentrum vun der Sonn ass zwar ganz kleng. Well awer eng immens Zuel vu Kären do sinn an d'Dicht enorm ass, kënnen trotzdeem gewalteg Energiemasse fräigesat ginn.

Am Sonnekär entsteet aus den dicht gedrängten Atomkäre vum Waasserstoff duerch Kärfusioun Helium, soudatt de Waasserstoff-Undeel zu Gonschte vum Helium an Zukunft weider fale wäert. Dëse Prozess ass de Motor vun der Sonn, aus deem si déi Energie bezitt, déi si an der Photosphär duerch Stralung ofgëtt. Well d'Sonn kee feste Kierper wéi déi äerdänlech Planéiten a Mounden ass, mä e gliddege Gasball, wier si ouni dësen Energienoschub vu bannen onstabil. Si géif sech ofkillen an op e Brochdeel vun hirer aktueller Gréisst zesummenzéien.

Stralungsleeschtung

Eis Sonn schéckt en extreem breede Spektrum vun elektromagnéitesche Wellen aus, dat op ville Plaze kleng Ënnerbriechungen opweist. Dëse Spektrum fänkt u bei de Radiowellen, erreecht säi Stralungsmaximum am Beräich vum visuelle Liicht bei de Spektralfaarwen vu Giel bis Gréng a geet iwwer déi ultraviolett Welle bis zu der Röntgenstralung. Am Laf vun der biologescher Evolutioun huet sech d'A vum Mënsch a vu villen Déierenarten un de Sonnespektrum gewinnt an un de Spektralberäich ëm de Stralungsmaximum gouf fir eis erkennbar - also siichtbar. Am Ofstand zu der Äerd féiert d'Ofstralung vun deem Spektrum zu enger Astralung vu knapps 1,4 Kilowatt pro Quadratmeter (Solarkonstant). Rechent een dësen Energiefloss op déi ganz Sonn ëm, da léisst sech fir déi iwwer all Wellelängten ewech zesummen ofgestraalt elektromagnéitesch Leeschtung (Liichtkraaft) e Wäert vu ronn 3,8 × 10²⁶ Watt ermëttelen. D'Sonn gëtt dovu 44,2 % an Infraroutstralung, 51,8 % a Liicht, 3,6 % an UV-A an 0,4 % an UV-B of.

Pulsatioun

Déi ganz Sonn pulséiert an ënnerschiddleche Frequenzen. Si schwéngt souzesoe wéi eng riseg Klack. Allerdéngs kënne mer d'Schallwellen op der Äerd net héieren“, well de Vakuum vum Weltraum déi net weiderleet. Mat spezielle Methode kann een d'Schwéngungen awer siichtbar maachen.

Schwéngungen aus dem Sonnenzentrum beweegen d'Photosphär op an of. Wéinst dem Dopplereffekt ginn d'Absorptiounslinne vum Sonnespektrum, jee no Beweegungsrichtung vun de Gase verréckelt. Déi haaptsächlech féierend Schwéngung huet eng Period vu ronn fënnef Minutten (293 Sekonnen ± 3 Sekonnen).

Wärend der Konvektiounszon herrschen hefteg Turbulenzen, woubäi opsteigend Konvektiounszelle bei der Stréimung duerch déi ëmleiend Gase Schallwelle produzéieren. No bausse lafend Schallwellen erreechen d'Grenzschicht zu der Photosphär. Well do d'Dicht staark ofhëlt, kënnen d'Welle sech do net ausbreeden, mä gi reflektéiert a lafen nees an de Sonnekär. Mat ëmmer méi grousser Déift huelen d'Dicht vun der Matière an d'Schallvitess zou, soudatt d'Wellefront gekrëmmt an nees no bausse geleet gëtt. Duerch stänneg Reflexioun an Iwwerlagerung kënne Schallwelle verstäerkt ginn, et bilde sech Resonanzen aus. D'Konvektiounszon wierkt sou wéi e risege Resonanzkierper, deen déi driwwer leiend Photosphär a Schwéngung bréngt.

D'Auswäertung vun de Schwéngungen erlaabt eng Ausso iwwer de bannenzegen Opbau vun der Sonn. Sou konnt d'Ausdeenung vun der Konvektiounszon bestëmmt ginn. Analog zu der Erfuerschung vu seismesche Wellen op der Äerd, schwätzt ee bei dem solare Wëssenschaftszweig vun der Helioseismologie.

Wiesselwierkung vun der Sonn mat hirer Ëmgéigend

D'Sonn beaflosst och den interplanetaresche Raum mat hirem Magnéitfeld a virun allem mat der Deelchenemissioun, dem Sonnewand. Dësen Deelchestroum kann d'Sonn mat villen 100 km/s verloossen an verdrängt d'Interstellar Matière bis zu enger Distanz vu ronn 22,5 Milliarde Kilometer (150 Astronomesch Eenheeten). Dee Beräich, deen duerch de Sonnewand gréisstendeels vum interstellare Gas entlaascht gouf, heescht Heliosphär. Bei Sonneneruptioune kënne souwuel d'Vitess wéi och d'Dicht vum Sonnewand staark zouhuelen am op der Äerd nieft de Polarliichter och Stéierungen un elektronesche Systemer a beim Funkverkéier verursaachen.

Remove ads

Opteschen Androck

Kuckt een d'Sonn aus dem Weltraum, da gesäit si wäiss aus. Hir gewinnt giel Faarf erkläert sech duerch den Afloss vun der Äerdatmosphär. Kuerzwellegt (blot) Liicht gëtt un de Loftmoleküllen (Stéckstoff, Sauerstoff, Eedelgas a Kuelestoffdioxid) méi staark gestreet, wéi laangwelleges (rout) Liicht. Sou straalt den Himmel diffus blo, Sonnenstralen, déi direkt op d'Äerduewerfläch optreffen, dogéint giel. Wat de Wee méi laang ass, déi d'Sonnestralen op hirem Wee duerch d'Atmosphär zeréckleeën, ëmsou méi blot Liicht gëtt eraus gestreet. Bei Sonnenënnergang gesäit dofir d'Sonn da staark roudelzeg aus.

Mat fräiem A kann d'Sonn nëmme bei dréiwem Himmel kuerz no Sonnenopgank oder kuerz viru Sonnenënnergang observéiert ginn. D'Äeratmosphär schléckt de gréissten Deel vum Liicht, speziell och d'UV-Stralung. Dogéint reduzéiert d'Atmosphär um Horizont och staark d'Ofbildungsqualitéit a bewierkt eng vertikal Stauchung vum Sonnebild als Folleg vun der Liichtbriechung. Datt d'Sonn, wa se ënnergeet um Horizont méi grouss ausgesäit, ass dogéint net, wéi dacks gemengt gëtt, eng Suite vun der Refraktioun an de Loftschichten, mä eng optesch Täuschung, déi vun der Observatiounspsychologie ënner dem Begrëff Moundtäuschung ënnersicht an erkläert gëtt.

Zwar sinn all Phenomeener vun der atmosphärescher Optik direkt oder indirekt un d'Sonneliicht geknëppt, vill vun hinne weise sech awer direkt nieft oder mat der Sonn e spezielle Bezuch. Dës gëllt un éischter Linn fir Sonnenopgang an Sonnenënnergang, mä och bal fir all Halophenomeen, wéi déi 22°-Halo, d'Niewesonnen oder Liichtsäilen. Ganz rar si Gréng Blëtzer.

Observatioun vun der Sonn

Mat Teleskope kann een d'Aktivitéite vun der Sonn a Form vun Protuberanzen a Sonneflecke siichtbar maachen. Observéiere kann een och hefteg Ausbréch, sougenannte Flares, déi scho mat klengen Instrumenter als méi hell an domat méi gliddeg Gebidder z'erkenne sinn. D'Sonnescheif huet vun der Äerd aus gekuckt een Duerchmiesser vu ronn 32 Bouminutten, woubäi déi exakt Gréisst vun der momentaner Distanz vun der Äerd zu der Sonn ofhänkt. Am Perihel erschéngt d'Sonnescheif am gréissten, am Aphel am klengsten.

Nimools d'Sonn direkt duerch d'Okular ukucken, well d'Aeliicht direkt futti geet! D'Sonnenobservatioun geschitt am beschten, wann d'Okularbild vum Teleskop oder Spektiv op eng wäiss Fläch (zum Beispill e Stéck Léngen oder e Stéck Kartong) projezéiert gëtt (Vill Teleskopen hu bei hirem Ekipement e wäisse Blech mat dobäi). Déi Ofbildung vun der Sonn kann ouni Gefor gekuckt ginn. Dëst Method nennt een Okularprojektioun.

Eng weider Observatiounsméiglechkeet besteet mat Hëllef vu spezielle Sonnefilter. Dëst sinn Folien oder beschichtet Glieser, déi virun d'A gehale ginn oder virun d'Objektiv ubruecht ginn. Eng detailléiert Observatioun ass ausserdeem mat engem Herschelprisma oder Pentaprisma méiglech.

Bei alle beschriwwenen Observatioune gëtt de ganze Spektrum vum Sonneliicht gedämpt, d'Sonn gëtt am „Wäissliicht“ gekuckt. Dobäi ginn d'Sonneflecken, Flares an d'Granulatioun siichtbar.

Fir Protuberanzen ze kucken, brauch ee besonnesch Baudeeler oder en Teleskop. Bei engem Protuberanzenasaz gëtt d'Sonn duerch eng Scheif zougedeckt; et gëtt souzesoen eng kënschtlech total Sonnendäischtert gemaach. Déi um Sonnerand opsteigend Protuberanze ginn duerch e sougenannten H-alpha-Filter gekuckt. Dëst ass e besonnesch schmuelbandege Interferenzfilter, deen nëmmen dat déifrout Liicht vum ugereegten Waasserstoff duerchléisst. Eng Observatioun vun der ganzer Sonnenuewerfläch an dësem Spektralberäich erméigleche sougenannt H-alpha-Teleskopen. Domat kënne Protuberanzen, Filamenter, Flecken a Flares gekuckt ginn. Dës Teleskope sinn an de leschte Joren zimmlech bëlleg ginn a kënne vun Amateurastronomen agesat ginn.

D'Korona kann nëmme bei enger totaler Sonnendäischtert oder mat engem speziellen Instrument, dem Koronograph, observéiert ginn.

Remove ads

Méi Informatiounen Phas, Dauer a Millioune Joer ...

Phas	Dauer a Millioune Joer	Liichtkraaft (an L₀)	Radius (an R₀)
Haaptreiestär	11.000	0,7…2,2	0,9 … 1,6
Iwwergangsphas	700	2,3	1,6 … 2,3
Roude Ris	600	2,3 … 2300	2,3 … 166
Ufank vum He-Brennen	110	44	etwa 10
He-Schuelebrennen	20	44 … 2000	10 … 130
Instabil Phas	0,4	500 … 5000	50 … 200
Iwwergang zu Wäissem Zwerg mat planetareschem Niwwel	0,1	3500 … 0,1	100 … 0,08

Zoumaachen

D'Sonn ass viru 4,6 Milliarde Joer duerch e gravitative Kollaps vun enger interstellarer Gaswollek entstanen. Dëse Kollaps, an deem senge Verlaf och d'Planéiten entstane sinn, an déi uschléissend Relaxatiounsphas war no ronn 50 Millioune Joer ofgeschloss. Déi uschléissend Entwécklungsgeschicht vun der Sonn féiert iwwer hiren aktuellen Zoustand bis zu deem vun engem Roude Ris an endlech iwwer eng onstabil Endphas am Alter vu ronn 12,5 Milliarde Joer zu engem Wäissen Zwerg, dee vun engem planetareschen Niwwel ëmkreest ass.

Dësen Oflaf léisst sech haut unhand vu Gesetzer aus der Physik an dem Wëssen kärphysikalescher Prozesser aus Laborexperimente zimmlech genee am Computer modelléieren. D'Date vun eenzele Phase sinn an der Tabell uginn (Sackmann, 1993). Den Index Null markéiert déi haiteg Kenndate vun der Sonn, dat heescht am Alter vu 4,6 Milliarde Joer.

Remove ads

Kenneth R. Lang: Die Sonne – Stern unserer Erde. Springer, Berlin – Heidelberg – New York 1996. ISBN 3-540-59437-X
Rudolf Kippenhahn: Der Stern von dem wir leben. DVA, Stuttgart 1990. ISBN 3-421-02755-2
Helmut Scheffler, Hans Elsässer: Physik der Sterne und der Sonne. BI-Wiss.-Verl., Mannheim 1990. ISBN 3-411-14172-7
I.-J. Sackmann u. a.: Our Sun. T 3. Present and Future. In: Astrophysical Journal. Univ. of Chicago Press, Chicago Ill 418.1993, 11 (Nov.), 457–468 (Online).
C. Bounama, W. v. Bloh, S. Franck: Das Ende des Raumschiffs Erde. In: Spektrum der Wissenschaft. Spektrum, Heidelberg 2004, 10 (Okt.), S. 52–59.
Wolfgang Mattig: Die Sonne. C. H. Beck, München 1995.
Wolfgang Mattig: Bevor die Sonnenbeobachtung zur Sonnenphysik wurde – in Deutschland und Umgebung. In: SONNE. Mitteilungsblatt der Amateursonnenbeobachter. Berlin 2002, 103, 67 (online - pdf).
Michael Stix: The Sun – An Introduction. Springer, New York 2004. ISBN 3-540-20741-4
Josef Langer: Theoria motuum Solis et Lunae.
F. Herrmann, H. Hauptmann: Understanding the stability of stars by means of thought experiments with a model star. Am. J. Phys. 65, 292–295 (1997)
Thorsten Dambeck: Der Hexenkessel im Sonnenofen in: MaxPlanckForschung, 1/2008, S. 28 - 33,

Portal Astronomie

Sonnenobservatoiren

Big Bear Solar Observatoire

Commons: Sonn – Biller, Videoen oder Audiodateien