Die Sonne ist das Zentrum des Sonnensystems und die Quelle allen Lebens und aller Energie hier auf der Erde. Es macht mehr als 99,86 % der Masse des Sonnensystems aus und seine Schwerkraft dominiert alle Planeten und Objekte, die es umkreisen. Seit Anbeginn der Geschichte haben die Menschen die Bedeutung der Sonne für unsere Welt, ihre Jahreszeiten, den Tageszyklus und den Lebenszyklus von Pflanzen verstanden.
Aus diesem Grund stand die Sonne im Mittelpunkt vieler Mythologien und Anbetungssysteme vieler alter Kulturen. Von den Azteken, Mayas und Inkas bis zu den alten Sumerern, Ägyptern, Griechen, Römern und Druiden war die Sonne eine zentrale Gottheit, weil sie als Bringer allen Lichts und Lebens angesehen wurde. Im Laufe der Zeit hat sich unser Verständnis der Sonne verändert und wird zunehmend empirischer. Aber das hat seine Bedeutung nicht geschmälert.
Name:
Der Name „The Sun“ ist ein englisches Eigenwort, das sich aus dem Altenglischen entwickelt hatgesund,was mit dem Wort Süden verwandt sein könnte. Andere germanische Namensformen – vongesundundsonneauf Altfriesisch tosunnain Althochdeutsch und Altnordisch zuSonneim gotischen. Alle germanischen Bezeichnungen für die Sonne stammen aus dem Urgermanischen „sunnon“, die wiederum aus dersauelodersauolvon Proto-Indoeuropäisch.
Der englische Name fürSonntagstammt aus dem AltenglischenSonntag(wörtlich „Sonnentag“), die vor 700 n. Chr. verwendet wurde. Dieser Name entstand aus der germanischen Interpretation des Lateinischenstirbt solis, was selbst eine Übersetzung des Griechischen isthemera heliou. Der lateinische Name für die Sonne,Sonne, ist allgemein bekannt, wird aber nicht allgemein verwendet. Die AdjektivformSolar-wird häufig verwendet, um sich auf Phänomene oder Attribute im Zusammenhang mit der Sonne zu beziehen.
Eigenschaften:
Die Sonne ist ein G-Typ Hauptreihenstern das etwa 99,86 % der Masse des Sonnensystems ausmacht. Die Sonne hat eine absolute Helligkeit von +4,83, was geschätzt wird, dass sie heller ist als etwa 85% der Sterne in der Milchstraße – die meisten davon sind rote Zwerge . Mit einem Durchmesser von 696.342 ± 65 km und einer Masse von ungefähr 1,988 × 1030kg (1,9 Billionen Billiarden Tonnen) ist die Sonne 109-mal so groß wie die Erde und 333.000-mal so massiv.
Da es sich um einen Stern handelt, variiert die Dichte der Sonne zwischen ihren äußeren Schichten und ihrem Kern erheblich. Im Durchschnitt hat es eine Dichte von 1,408 g/cm²3, das ist ungefähr ein Viertel der Erde. Modelle der Sonne schätzen jedoch, dass sie eine Dichte von 162,2 g/cm² hat3näher am Kern, das ist das 12,4-fache der Erde.
Obwohl unsere Sonne gelb erscheint, ist sie in Wirklichkeit weiß. Durch den Einfluss der Atmosphäre erscheint es lediglich gelb. Unsere Sonne ist heller als die meisten anderen Sterne in der Galaxie (die auch Rote Zwerge sind) und nur etwa 5% der Sterne in der Milchstraße sind größer als die Sonne. Die Sonne ist ein Mitglied der Bevölkerung I Gruppe von Sternen, die leuchtende, heiße und junge Sterne beschreibt, die typischerweise in den Spiralarmen von Galaxien zu finden sind.
Auch die Schätzungen der Sonnentemperatur variieren, je näher man ihrem Kern kommt. Innerhalb des Zentrums wird die Temperatur auf bis zu 15,7 Millionen K (15.699.726,85 Millionen °C/28.259.540,33 Millionen °F) geschätzt, während die Corona Temperaturen von etwa 5 Millionen K (4.999.726,85 °C / 8.999.540,33 °F) erfährt und die sichtbaren Oberfläche (Photosphäre) erreicht eine effektive Temperatur von 5778 K (5504,85 °C/9940,73 °F).
Da die Sonne aus Plasma besteht, ist sie auch stark magnetisch. Es hat magnetische Nord- und Südpole wie die Erde, und die magnetischen Feldlinien erzeugen die Aktivität, die wir auf der Oberfläche sehen. Die dunkleren Sonnenflecken – kühlere Bereiche, die einige Monate andauern und in ihrer Größe stark variieren – entstehen, wenn magnetische Feldlinien die Photosphäre der Sonne durchdringen. Sonnenflecken erscheinen in Zyklen und manchmal sind überhaupt keine sichtbar.
Koronale Massenauswürfe und Sonneneruptionen treten auf, wenn diese magnetischen Feldlinien einrasten und sich neu konfigurieren. Die Aktivität auf der Sonne steigt und fällt in einem 11-Jahres-Zyklus. Am Tiefpunkt, genannt solares Minimum , es gibt wenige, wenn überhaupt Sonnenflecken. Und dann auf dem Höhepunkt des Zyklus, Sonnenmaximum , gibt es die meisten Sonnenflecken und die größte Sonnenaktivität.
Die Sonne ist mit einer scheinbaren Helligkeit von -26,74 das bei weitem hellste Objekt am Himmel, was etwa 13 Milliarden Mal heller ist als der nächsthellste Stern (Sirius mit einer scheinbaren Helligkeit von -1,46). Die mittlere Entfernung der Sonne zur Erde beträgt ungefähr 1 Astronomische Einheit oder AE (150.000.000 km/93.000.000 mi), obwohl sich dies aufgrund von Variationen der Erdbahn ändert.
Bei dieser durchschnittlichen Entfernung wandert Licht von der Sonne zur Erde in etwa 8 Minuten und 19 Sekunden. Die Energie dieses Sonnenlichts unterstützt fast alles Leben auf der Erde durch Photosynthese und treibt das Klima und das Wetter der Erde an.
Zusammensetzung und Struktur:
Die Sonne besteht hauptsächlich aus den chemischen Elementen Wasserstoff und Helium, die 74,9% bzw. 23,8% der Sonnenmasse in der Photosphäre ausmachen. Alle schwereren Elemente machen weniger als 2% der Sonnenmasse aus, wobei Sauerstoff (ungefähr 1% der Sonnenmasse), Kohlenstoff (0,3%), Neon (0,2%) und Eisen (0,2%) am häufigsten vorkommen.
Das Innere der Sonne wird in mehrere Schichten unterschieden, die einen Kern, eine Strahlungszone, eine Konvektionszone, a Photosphäre , und eine Atmosphäre. Der Kern ist die dichteste und heißeste Region der Sonne (150 g/cm³/15,7 Millionen K) und macht etwa 20–25 % des gesamten Sonnenradius aus.
Die Sonne braucht etwa einen Monat, um sich einmal um ihre eigene Achse zu drehen; Dies ist jedoch eine grobe Schätzung, da die Sonne eine Plasmakugel ist. Aktuelle Analyse hat gezeigt, dass der Kern eine schnellere Rotationsgeschwindigkeit hat als die äußeren Schichten der Sonne. An den äußeren Schichten, in der Nähe des Äquators, rotiert es etwa alle 25,4 Tage; Näher an den Polen dauert eine einzelne Umdrehung hingegen bis zu 36 Tage.
Es befindet sich auch im Kern, wo der Großteil der Sonnenenergie durch Kernfusion erzeugt wird, die Wasserstoff in Helium umwandelt. Fast 99% der von der Sonne erzeugten thermischen Energie entsteht in dieser Region – die 24% des Sonneninneren ausmacht. Auf 30% des Radius sind Fusionsprozesse fast zum Erliegen gekommen. Der Rest der Sonne wird durch diese Energie erwärmt, die nach außen auf die Sonnenphotosphäre übertragen wird, bevor sie als Sonnenlicht oder hochenergetische Teilchen in den Weltraum entweicht.
Der innere Aufbau der Sonne. Quelle: Wikipedia Commons/kelvinsong
In der Strahlungszone, die sich von 0,25 bis etwa 0,7 Sonnenradien erstreckt, ist die Wärmestrahlung das primäre Mittel der Energieübertragung. In dieser Schicht sinkt die Temperatur mit zunehmendem Abstand vom Kern von ca. 7 Millionen K im Inneren auf 2 Millionen K am äußeren Rand. Auch die Dichte sinkt um das Hundertfache – von 20 g/cm³ auf nur noch 0,2 g/cm³.
Zwischen der Strahlungszone und der Konvektionszone befindet sich eine Übergangsschicht, die als Tachokline bekannt ist. Dieser Bereich wird durch eine scharfe Änderung der gleichförmigen Rotation der Strahlungszone und der unterschiedlichen Rotation der Konvektionszone definiert, was zu einer großen Scherung führt. Es wird derzeit theoretisiert, dass ein magnetischer Dynamo in dieser Schicht für die Erzeugung des Magnetfelds der Sonne verantwortlich ist.
In der Konvektionszone, die sich von der Oberfläche bis etwa 200.000 km unter die Oberfläche erstreckt (0,7 Sonnenradien), ist die Temperatur und Dichte des Plasmas geringer. Dadurch kann sich eine thermische Konvektion entwickeln, während sich das darunter erwärmte Material ausdehnt und aufsteigt, das sich dann abkühlt und zusammenzieht, sobald es die Photosphäre erreicht, wodurch es wieder absinkt und der Konvektionszyklus fortgesetzt wird.
Die sichtbare Oberfläche der Sonne, auch Photosphäre genannt, ist die Schicht, unter der die Sonne für sichtbares Licht undurchlässig wird. Oberhalb der Photosphäre kann sich das sichtbare Sonnenlicht ungehindert in den Weltraum ausbreiten und seine Energie entweicht der Sonne vollständig. Die Photosphäre ist Dutzende bis Hunderte von Kilometern dick und etwas weniger undurchsichtig als die Luft auf der Erde.
Da der obere Teil der Photosphäre kühler ist als der untere, erscheint ein Bild der Sonne in der Mitte heller als am Rand oderGliedder Sonnenscheibe. An der Photosphäre erreichen Temperatur und Dichte ihren niedrigsten Punkt – etwa 5.700 K und eine Dichte von 0,2 g/m²3(ungefähr 1/6.000stel der Luftdichte auf Meereshöhe).
Schließlich gibt es noch die Atmosphäre der Sonne, die aus drei unterschiedlichen Schichten besteht – der Chromosphäre , das Übergangsregion , und der Krone . Die Chromosphäre (wörtlich „Farbsphäre“) ist etwa 2.000 Kilometer tief und hat eine sehr geringe Dichte (10-4mal der Photosphäre und 10-8mal so hoch wie die der Erdatmosphäre). Dies, kombiniert mit der Helligkeit der Photosphäre, macht die Chromosphäre normalerweise unsichtbar. Während einer totalen Sonnenfinsternis ist jedoch seine rötliche Farbe zu sehen.
Oberhalb der Chromosphäre befindet sich die dünne Übergangsregion (200 km dick), in der die Temperaturen von 20.000 K in der oberen Schicht auf fast 1.000.000 K an der Korona schnell ansteigen. Dies wird durch die vollständige Ionisierung von Helium im Übergangsbereich ermöglicht, wodurch die Strahlungskühlung des Plasmas deutlich reduziert wird. Diese Schicht ist nicht genau definiert, sondern bildet eine Art Nimbus um Merkmale in der Chromosphäre und befindet sich in ständiger, chaotischer Bewegung. Der Übergangsbereich ist von der Erdoberfläche aus nicht leicht sichtbar, aber im ultravioletten Spektrum sichtbar.
Schließlich ist da noch die Korona. In der unteren Region ist die Teilchendichte extrem gering und die Durchschnittstemperatur beträgt etwa 1 – 2 Millionen K – wobei die heißesten Regionen zwischen 8 und 20 Millionen K liegen. Dies liegt vermutlich an dem Magnetfeld der Sonne, das die Teilchenbeschleunigung verursacht. die wiederum kinetische (und thermische) Energie erzeugt.
Künstlerische Darstellung der Heliosphäre der Sonne, die das Ausmaß der Erkundung der Raumsonden Voyager 1 und 2 zeigt. Bildnachweis: NASA/Feimer
Die Korona ist die ausgedehnte Atmosphäre der Sonne und der Plasmafluss von der Sonne nach außen in den interplanetaren Raum (auch bekannt als „ Sonnenwind “) formt das Sonnenmagnetfeld in eine Spiralform. Dies ist bekannt als die Heliosphäre , eine magnetische Kugel, die sich über die Heliopause (mehr als 50 AE von der Sonne) und schützt das Sonnensystem vor geladenen Teilchen, die von der Sonne kommen interstellares Medium (auch bekannt als „interstellarer Wind“).
Entwicklung und Zukunft:
Der derzeitige wissenschaftliche Konsens ist, dass die Sonne vor etwa 4,57 Milliarden Jahren durch den Zusammenbruch eines Teils einer riesigen Molekülwolke entstand, die hauptsächlich aus Wasserstoff und Helium bestand und wahrscheinlich viele andere Sterne hervorbrachte. Als ein Fragment der Wolke kollabierte, begann es sich ebenfalls zu drehen (wegen der Erhaltung des Drehimpulses) und erwärmte sich mit zunehmendem Druck.
Ein Großteil der Masse konzentrierte sich im Zentrum, während sich der Rest zu einer Scheibe abflachte, die schließlich akkretieren würde, um die Planeten und andere Körper des Sonnensystems zu bilden. Schwerkraft und Druck im Kern der Wolke erzeugten viel Wärme, da sie mehr Materie aus der umgebenden Scheibe ansammelte, was schließlich die Kernfusion auslöste. Aus dieser großen Explosion entstand die Sonne.
Die Sonne befindet sich derzeit in ihrer Hauptsequenzphase, die durch die fortwährende Produktion thermischer Energie durch Kernfusion gekennzeichnet ist. Derzeit werden im Kern mehr als vier Millionen Tonnen Materie in Energie umgewandelt, wodurch Neutrinos und Sonnenstrahlung erzeugt werden. Bei dieser Geschwindigkeit hat die Sonne das 200-fache der Masse unserer Erde in Energie umgewandelt (etwa 0,03% ihrer Gesamtmasse).
Die Sonne wird heißer, weil die Heliumatome in ihrem Kern allmählich weniger Volumen einnehmen als der gesamte fusionierte Wasserstoff. Der Kern schrumpft daher, wodurch die äußeren Schichten der Sonne näher an das Zentrum heranrücken und eine stärkere Gravitationskraft erfahren. Diese stärkere Kraft erhöht den Druck auf den Kern, was wiederum den Kern dichter macht.
Es wird geschätzt, dass die Sonne in den letzten 4,5 Milliarden Jahren um 30 % heller geworden ist und alle 100 Millionen Jahre um etwa 1 % heller wird. Am Ende ihrer Hauptreihenphase wird die Sonne keine Supernova werden, da sie nicht genügend Masse hat.
Stattdessen wird die Sonne beginnen, sich auszudehnen und ein roter Riese zu werden, sobald der Wasserstoff im Kern in 5,4 Milliarden Jahren aufgebraucht ist. Es wird angenommen, dass es groß genug wird, um die Umlaufbahnen von Merkur, Venus, und vielleicht sogar die Erde .
Sobald es die erreicht hat Rot-Riesen-Zweig (RGB)-Phase hat die Sonne noch etwa 120 Millionen Jahre aktives Leben. Aber in dieser Zeit wird viel passieren. Zunächst entzündet sich der Kern (voller entartetes Helium) heftig in einem Heliumblitz – wobei innerhalb von Minuten etwa 6% des Kerns und 40% der Sonnenmasse in Kohlenstoff umgewandelt werden.
Die Sonne wird dann auf etwa das 10-fache ihrer aktuellen Größe und ihre 50-fache Leuchtkraft schrumpfen, bei einer Temperatur, die etwas niedriger ist als heute. Für die nächsten 100 Millionen Jahre wird es in seinem Kern weiter Helium verbrennen, bis es aufgebraucht ist. Zu diesem Zeitpunkt wird es in seiner Asymptotischer Riesenzweig (AGB) Phase, in der es sich wieder ausdehnt (diesmal viel schneller) und leuchtender wird.
Im Laufe der nächsten 20 Millionen Jahre wird die Sonne dann instabil und beginnt durch eine Reihe von Wärmeimpulsen an Masse zu verlieren. Diese treten etwa alle 100.000 Jahre auf, werden jedes Mal größer und erhöhen die Leuchtkraft der Sonne auf das 5.000-fache ihrer aktuellen Helligkeit und ihren Radius auf über 1 AE.
An diesem Punkt wird die Ausdehnung der Sonne entweder die Erde umfassen oder sie für das Leben völlig unwirtlich machen. Planeten im äußeren Sonnensystem werden sich wahrscheinlich dramatisch verändern, da mehr Energie von der Sonne absorbiert wird, was dazu führt, dass ihr Wassereis sublimiert – möglicherweise bildet sich eine dichte Atmosphäre und Oberflächenozeane. Nach ungefähr 500.000 Jahren wird nur noch die Hälfte der gegenwärtigen Masse der Sonne übrig bleiben und ihre äußere Hülle wird beginnen, einen planetarischen Nebel zu bilden.
Die Entwicklung nach AGB ist sogar noch schneller, da die ausgestoßene Masse zu einem planetarischen Nebel ionisiert wird und der exponierte Kern 30.000 K erreicht. Die endgültige, nackte Kerntemperatur wird über 100.000 K betragen, danach kühlt der Rest auf a . ab weißer Zwerg . Der planetarische Nebel wird sich in etwa 10.000 Jahren auflösen, aber der Weiße Zwerg wird Billionen von Jahren überleben, bevor er zu Schwarz verblasst.
Künstlerische Darstellung eines roten Riesensterns. Bildnachweis: ESO
Position in der Milchstraße:
Die Sonne steht nahe am inneren Rand der Milchstraße Orion-Arm , in dem Lokale interstellare Cloud (oder Gouldgürtel). Damit befindet es sich in einer Entfernung von 7,5 – 8,5 Tausend Parsec (25.000 – 28.000 Lichtjahre) von der Galaktisches Zentrum . Die Sonne ist in der enthalten Lokale Blase , ein Hohlraum im interstellaren Medium, der verdünntes heißes Gas enthält.
Die Sonne und damit das Sonnensystem befindet sich in dem, was Wissenschaftler die nennen galaktische bewohnbare Zone , eine Zone, die mehrere lebensfördernde Eigenschaften enthält. Dazu gehören die richtige Mischung von Elementen, eine Umlaufbahn, die es von den gefährlichen Spiralarmen fernhält, und ein ausreichender Abstand zum galaktischen Zentrum, damit er nicht durch seine Gravitationskräfte oder zu viel Strahlung gestört wird.
Die allgemeine Richtung der galaktischen Bewegung der Sonne geht auf den Stern zu Vega im Sternbild Lyra , in einem Winkel von ungefähr 60 Himmelsgraden zur Richtung des Galaktischen Zentrums. Von den 50 nächsten Sternsystemen innerhalb von 17 Lichtjahren von der Erde (das nächste ist der Rote Zwerg Proxima Centauri mit etwa 4,2 Lichtjahren) rangiert die Sonne an vierter Stelle in der Masse.
Es wird angenommen, dass die Umlaufbahn der Sonne um die Milchstraße elliptisch ist, mit zusätzlichen Störungen aufgrund der galaktischen Spiralarme und ungleichmäßigen Massenverteilungen. Darüber hinaus schwingt die Sonne relativ zur galaktischen Ebene etwa 2,7-mal pro Umlauf auf und ab. Das Sonnensystem braucht etwa 225 bis 250 Millionen Jahre, um eine Umlaufbahn durch die Milchstraße (agalaktisches Jahr), so wird angenommen, dass sie während der Lebenszeit der Sonne 20–25 Umlaufbahnen absolviert hat.
Beobachtungsgeschichte:
Die Sonne war in der Vorgeschichte und in der alten Menschheitsgeschichte ein Objekt der Verehrung. Die meisten Kulturen hielten sie für übernatürlich oder für eine Gottheit, deren Anwesenheit eng mit der Zeit, den Jahreszeiten und dem Lebenszyklus verbunden war. Die Anbetung der Sonne war von zentraler Bedeutung für Zivilisationen wie die alten Ägypter, Sumerer, Inka, Azteken und Mayas sowie für zahlreiche Kulturen in Europa, Westasien und Afrika.
Die frühesten bekannten Beispiele der Sonnenanbetung finden sich in der proto-indoeuropäischen Mythologie, in der die Sonne so dargestellt wird, als würde sie in einem Streitwagen (auch bekannt als „Sonnenwagen“) den Himmel durchqueren. In der germanischen Mythologie wird der Sonnenwagen dargestellt alsSonne; in vedischen (und später hinduistischen) Kulturen alsSonne; und in der nordischen Mythologie alsDas Solarauto.
Die vergoldete Seite des Trundholm, der nordische Sonnenwagen. Kredit: Gemeinfrei
In Mesapotamien war Utu die Gottheit der Sonne – der Gott der Gerechtigkeit und der Nachkomme von Nannar (Gott des Mondes). Für die Babylonier und Assyrer war Shamas (oder Samas) das Äquivalent, und ähnliche Götter wurden im akkadischen und hebräischen Pantheon – sowie auf der gesamten arabischen Halbinsel – unter verschiedenen Namen verehrt.
Für die alten Ägypter wurde die Sonne mit Ra in Verbindung gebracht, dem Gott, der den Himmel, die Erde und die Unterwelt regierte. Die Sonne selbst wurde Aten genannt, was entweder der Körper oder das Auge von Ra war. Ab dem 25. Jahrhundert v. Chr. verbreitete sich die Verehrung von Ra in ganz Ägypten, wobei viele Darstellungen von ihm in einem Sonnenschiff in Begleitung der niederen Götter über den Himmel getragen wurden.
Im Falle der Zivilisationen der Neuen Welt glaubten die Inkas, Mayas und Azteken alle, dass Menschenopfer notwendig seien, um den Sonnengott zu besänftigen und den Kreislauf des Lebens aufrechtzuerhalten. Für die Azteken war Huitzilopochtli – der Gott des Krieges, der Sonne, des Menschenopfers und der Schutzpatron von Tenochtitlan – für all ihre Siege und Niederlagen in der Schlacht verantwortlich und konnte nur durch Blutopfer besänftigt werden.
Bei den Griechen war der Sonnengott als Helios bekannt, der Sohn des Titanen Hyperion und der Titanin Theia. Ähnlich wie die ägyptischen Darstellungen von Ra wurde Helios allgemein so dargestellt, als würde er von einem von feurigen Pferden gezogenen Wagen getragen. Im Gegensatz zu ihren alten Vorfahren betrachteten die Griechen die Sonne jedoch als einen der sieben Planeten, da sie sich einmal im Jahr entlang der Ekliptik durch den Tierkreis drehte.
Münze des römischen Kaisers Konstantin I. mit Darstellung von Sol Invictus/Apollo mit der Legende SOLI INVICTO COMITI (ca. 315 n. Chr.). Bildnachweis: cngcoins.com
Das Römische Reich nahm Helios als Sol in seine eigene Mythologie auf. Der TitelSol Invictus(„die unbesiegte Sonne“) wurde auf mehrere Sonnengottheiten angewendet und wurde im 3. und 4. Jahrhundert n. Chr. auf verschiedenen Arten römischer Münzen abgebildet. Etwa zur gleichen Zeit, am 25. Dezember, kurz nach der Wintersonnenwende, wurde die Geburt der „unbesiegten Sonne“ gefeiert, um das Ende der kürzer werdenden Tage zu markieren.
In der chinesischen Mythologie war die Gottheit der Sonne bekannt alsRi Gong Tai Yang Xing Juni(oderTai-Yang-Gong,„Großvater Sonne“) – auch bekannt als. Star Lord des Solar Palace, Lord of the Sun.Tai Yang Xing Juniwird normalerweise mit dem Star Lord of the Lunar Palace und Lord of the Moon dargestellt,Yue Gong Tai Yin Xing Juni(Tai Yin Niang Niang/Dame Tai Yin).
Mehrere berühmte Tempel und Denkmäler wurden in der Antike gebaut, um die Sonne oder Sonnenphänomene zu verehren. Zum Beispiel wurden in Ägypten, Malta, England (Stonehenge), Irland und in der antiken Stadt Chichen Itza im Süden Mexikos steinerne Megalithen beobachtet, die die Sommer- oder Wintersonnenwende markierten.
Im Laufe der Zeit begannen die Astronomen der Antike, ein wissenschaftliches Verständnis der Sonne zu entwickeln, das auf fortlaufenden Beobachtungen ihrer Bewegungen beruhte. Im frühen 1. Jahrtausend v. Chr. stellten babylonische Astronomen fest, dass die Bewegung der Sonne entlang der Ekliptik nicht gleichmäßig war. Später stellte sich heraus, dass dies das Ergebnis der elliptischen Umlaufbahn der Erde um die Sonne war.
Eine Illustration des ptolemäischen geozentrischen Systems des portugiesischen Kosmographen und Kartographen Bartolomeu Velho, 1568. Quelle: Bibliothèque Nationale, Paris
Im fünften Jahrhundert v. Chr. argumentierte der griechische Philosoph Anaxagoras, dass die Sonne nicht der „Wagen von Helios“ sei, sondern eine flammende Kugel, deren Licht vom Mond reflektiert wurde. Bis zum 3. Jahrhundert v. Chr. schätzte Eratosthenes die Entfernung zwischen der Erde und der Sonne auf entweder 4.080.000 Stadien (755.000 km) oder 804.000.000 Stadien (148 – 153 Millionen km oder 0,99 – 1,02 AE), wobei letztere mit einer Genauigkeit von a paar Prozent.
Während des 3. Jahrhunderts v. Chr. schlug der griechische Astronom Aristarch von Samos die Idee vor, dass die Sonne im Zentrum des Universums steht und die Planeten sie kreisen lassen. Diese Ansicht wurde später von Seleucus von Seleucia (ca. 190 v.
Zu den Beiträgen arabischer und islamischer Gelehrter gehört Al-Battani (858 – 929 n. Chr.), der entdeckte, dass sich die Richtung des Sonnenapogäums (der Punkt, an dem sich die Sonne am langsamsten gegen die Fixsterne zu bewegen scheint) ändern kann. Der ägyptische Astronom Ibn Yunus (950 – 1009) beobachtete viele Jahre lang mehr als 10.000 Einträge für den Sonnenstand mit einem großen Astrolabium.
Aus einer Beobachtung eines Venustransits im Jahr 1032 n. Chr. schloss der persische Astronom und Universalgelehrte Ibn Sina (alias Avicenna, ca. 980 – 1037), dass die Venus näher an der Erde ist als die Sonne. Ibn Rushd, der andalusische Astronom aus dem 12. Jahrhundert, lieferte auch eine Beschreibung der Sonnenflecken im 12. Jahrhundert. Beobachtungen von Sonnenflecken wurden früher während der Han-Dynastie (206 v. Chr. – 220 n. Chr.) von chinesischen Astronomen aufgezeichnet, die diese Beobachtungen jahrhundertelang aufzeichneten.
Sonnenfleckenplatte von Scheiner’sDrei Buchstaben(1612). Bildnachweis: galileo.rice.edu
Nikolaus Kopernikus ‘ mathematisches Modell von a heliozentrisches System revolutionierte die Astronomie und trug dazu bei, unser modernes Verständnis der Bedeutung der Sonne in unserem Universum einzuführen. Das heliozentrische Modell erklärte nicht nur Beobachtungsdiskrepanzen in den Bewegungen der Planeten, sondern platzierte die Sonne effektiv im Zentrum des bekannten Universums.
Die Entwicklung des Teleskops im frühen 17. Jahrhundert ermöglichte auch detaillierte Beobachtungen von Sonne und Planeten. Thomas Harriot, Galileo Galilei , Christoph Scheiner und anderen Astronomen konnten die Positionen der Sonnenflecken auf der Sonnenoberfläche genau veranschaulichen. 1672 konnten Giovanni Cassini und Jean Richer die Entfernung zum Mars bestimmen und damit die Entfernung zur Sonne berechnen.
1666, Isaac Newton war der erste Wissenschaftler, der das Licht der Sonne mit einem Prisma beobachtete und zeigte, dass es aus Licht in vielen Farben besteht. 1800, William Herschel darauf aufbauend durch die Entdeckung der Infrarotstrahlung mit einer Reihe von Thermometern und einem Prisma. Indem er Temperaturänderungen über den roten Teil des Sonnenspektrums hinaus beobachtete, half er bei der Erforschung des Elektromagnetismus, indem er feststellte, dass bestimmte Energieformen unsichtbar sind.
Untersuchungen des Lichtspektrums der Sonne führten im 19. Jahrhundert auch zu Weiterentwicklungen der spektroskopischen Studien. Dies gipfelte in der Entdeckung und Aufzeichnung von über 600 Absorptionslinien im Spektrum durch Joseph von Fraunhofer, von denen die stärksten zusammengefasst und nach ihrem Begründer »Fraunhofer-Linien« genannt wurden.
Die Sonne im Extreme Ultra-Violet (EUV) betrachtet, mit einem Vergleich zwischen Sonnenminimum (links) und Sonnenmaximum (rechts). Bildnachweis: SOHO/NASA
Ein weiteres wichtiges Forschungsgebiet des 19. Jahrhunderts, das sich auf unser Verständnis der Sonne auswirkte, war die Entwicklung der Thermodynamik. Ein wichtiger Beitrag zu diesem Feld war William Thomson (alias Lord Kelvin, 1824 – 1907), der darauf hinwies, dass die Sonne ein sich allmählich abkühlender flüssiger Körper ist, der einen internen Wärmespeicher abstrahlt.
Kelvin und Hermann von Helmholtz schlugen auch vor, dass ein Gravitationskontraktionsmechanismus für die Energieabgabe der Sonne verantwortlich ist. Sie schätzten auch das Alter der Sonne auf 20 Millionen Jahre – was im krassen Gegensatz zu geologischen Schätzungen stand, die das Alter der Erde auf mindestens 300 Millionen Jahre bezifferten.
Im 20. Jahrhundert wurde endlich eine dokumentierte Lösung für die Energieabgabe der Sonne angeboten. Der erste kam von Ernest Rutherford (1871 – 1937), der darauf hinwies, dass die Leistung der Sonne durch eine interne Wärmequelle aufrechterhalten würde, und einen radioaktiven Zerfall als Möglichkeit vorschlug. Aber es wäre Albert Einstein der mit seiner Masse-Energie-Äquivalenz (E = mc²) den wesentlichen Hinweis auf die Energieabgabe der Sonne liefern würde.
Im Jahr 1920 schlug der britische Astronom und Physiker Sir Arthur Eddington vor, dass die Drücke und Temperaturen im Kern der Sonne eine Kernfusion bewirken könnten, bei der Wasserstoffatome zu Heliumkernen verschmelzen, was zur Erzeugung von Energie aus der Nettomassenänderung führt. Dies sollte später durch zahlreiche Studien von Physikern bestätigt werden, die auch zu dem Schluss führten, dass die Verschmelzung von Wasserstoff für die Bildung aller bekannten Elemente im Universum verantwortlich ist.
Erkundung:
Mit Beginn des Weltraumzeitalters Mitte des 20. Jahrhunderts wurde erstmals die Möglichkeit geschaffen, die Sonne mit Roboter-Raumsonden zu beobachten. Die ersten Missionen zur Sonne waren die der NASA Pionier 5 , 6 , 7 , 8 und 9 Satelliten, die zwischen 1959 und 1968 gestartet wurden. Diese Sonden umkreisten die Sonne in einer erdähnlichen Entfernung und machten die ersten detaillierten Messungen des Sonnenwinds und des Sonnenmagnetfelds.
In den 1970er Jahren wurde die Helios 1und2 Sonden – eine amerikanisch-westdeutsche Zusammenarbeit, die Sonnenwinde aus der Umlaufbahn des Merkur am Perihel untersuchte – lieferten Wissenschaftlern bedeutende neue Daten über Sonnenwind und Sonnenkorona. Die Skylab Die 1973 von der NASA ins Leben gerufene Raumstation machte ebenfalls zahlreiche Entdeckungen mit ihrem Sonnenobservatorium – bekannt als Apollo-Teleskophalterung . Dazu gehörten die ersten Beobachtungen von koronalen Massenauswürfen und von koronale Löcher , von dem heute bekannt ist, dass es eng mit dem Sonnenwind verbunden ist.
1980 startete die NASA die Sonnenmaximale Mission , eine Raumsonde zur Beobachtung von Gammastrahlen, Röntgenstrahlen und UV-Strahlung, die von Sonneneruptionen freigesetzt werden. Leider führte ein elektrischer Fehler dazu, dass die Sonde in den Standby-Modus wechselte, bis sie vom Space Shuttle Challenger 1984. Die Mission nahm anschließend Tausende von Bildern der Sonnenkorona auf, bevor sie im Juni 1989 wieder in die Erdatmosphäre eintrat.
1991 setzte die Japan Aerospace and Exploration Agency (JAXA) die Yohkoh (Sonnenstrahl) Satellit, der Sonneneruptionen bei Röntgenwellenlängen beobachtete. Bis 2001, als eine ringförmige Sonnenfinsternis dazu führte, dass sie ihre Sonnenbindung verlor, beobachtete sie einen ganzen Sonnenzyklus und stellte fest, dass die Korona in Regionen abseits der Spitzenaktivität viel aktiver war als bisher angenommen.
Das 1995 ins Leben gerufene gemeinsame ESA-NASA .- Sonnen- und Heliosphären-Observatorium (SOHO) hat sich zu einer der wichtigsten Sonnenmissionen der Geschichte entwickelt. Gelegen am Lagrange-Punkt zwischen Erde und Sonne bietet SOHO seit seiner Einführung einen konstanten Blick auf die Sonne bei vielen Wellenlängen. Ursprünglich für eine zweijährige Mission gedacht, wurde 2009 eine Missionsverlängerung bis 2012 genehmigt, und 2010 wurde eine Folgemission gestartet – die Observatorium für Solardynamik (SDO).
Alle diese Satelliten haben die Sonne von der Ebene der Ekliptik aus beobachtet und haben daher nur ihre Äquatorregionen im Detail beobachtet. Der erste Versuch, die Sonne aus den Polarregionen zu studieren, war der Ulysses Sonde, einer gemeinsamen ESA-NASA-Mission, die 1990 gestartet wurde. Nachdem sie ihre geplante Umlaufbahn erreicht hatte, begann die Sonde, den Sonnenwind und die Magnetfeldstärke in hohen Sonnenbreiten zu beobachten km/s), und dass es große magnetische Wellen gab, die aus hohen Breitengraden austraten und die galaktische kosmische Strahlung streuten.
Im Jahr 2006 wurde die Observatorium für solare terrestrische Beziehungen (STEREO)-Mission wurde gestartet, die darin bestand, dass zwei identische Raumschiffe in Umlaufbahnen geschossen wurden, die dazu führten, dass sie abwechselnd weiter vor der Erde vorrückten und allmählich hinter die Erde zurückfielen. Dies ermöglicht eine stereoskopische Abbildung der Sonne und Sonnenphänomene, wie zum Beispiel koronale Massenauswürfe.
Für die kommenden Jahre und Jahrzehnte sind viele weitere Solarmissionen geplant. Dazu gehört die geplante Mission der Indischen Weltraumforschungsorganisation (ISRO) vom Aditya – ein 100 kg schwerer Satellit, der 2017–18 gestartet werden soll. Sein Hauptinstrument wird ein Koronagraph zur Untersuchung der Dynamik der Sonnenkorona sein.
Im Jahr 2017 plant die ESA die Einführung des Sonnenorbiter , das untersucht, wie die Sonne ihre Heliosphäre erzeugt und kontrolliert. Die Mission wird bis zu 0,28 AE fliegen, um ihre Messungen zu erfassen. Im Jahr 2018 plant die NASA, ihre Solarsonde Plus , das sich der Sonne aus einer Entfernung von 8,5 Sonnenradien nähert, um direkte Messungen der Teilchen und der Energie durchzuführen, die von der Sonnenkorona ausgehen.
Schließlich gibt es noch die NASA Sonnenwächter Mission, eine bisher ungeplante Mission, an der eine Gruppe von sechs Raumfahrzeugen beteiligt sein wird – vier in den Umlaufbahnen von Venus und Merkur stationiert, eine hinter der Sonne und eine um die Erde. Gemeinsam werden sie die Sonne während des Sonnenmaximums untersuchen, energetische Teilchen, koronale Massenauswürfe und interplanetare Erschütterungen in der inneren Heliosphäre erforschen. Diese Daten werden verwendet, um das Weltraumwetter für zukünftige bemannte Raumfahrtmissionen vorherzusagen.
Die Sonne tut viel mehr für uns, als nur Licht und Wärme zu spenden. Es liefert auch die gesamte Energie, die chemische Reaktionen und Stoffwechselreaktionen ermöglicht, wodurch der Lebenszyklus hier auf der Erde überhaupt begann. Die kontinuierliche Energie, die es uns gibt, kombiniert mit der schützenden Präsenz unserer Atmosphäre, sorgt dafür, dass dieser Lebenszyklus weitergeht.
Die Sonne gibt auch potenziell schädliche Strahlen, Sonnenwinde und Materialien ab, die uns töten würden, wenn das Erdmagnetfeld nicht wäre. Die Sonnenwinde tragen dieses geladene Material jedoch an den Rand des Sonnensystems, wo es ein Magnetfeld bildet, das wiederum verhindert, dass andere interplanetare Materialien eindringen. Ohne diese Barriere (die Heliopause) würde das Sonnensystem von kosmischen Strahlen.
In dieser Hinsicht ist die Sonne ein großartiger Anbieter, und die Erde ist ideal aufgestellt, um von ihrer Präsenz zu profitieren. Wir sind weder zu nah noch zu weit weg, um zu heiß (wie Venus) oder zu kalt (wie Mars) zu sein. Wir sind uns auch sicher, dass wir, wenn sich die Sonne bis zu dem Punkt ausdehnt, an dem kein Leben mehr auf der Erde existieren kann, entweder schon lange nicht mehr existieren oder uns über den Punkt hinaus entwickelt haben, an dem wir nur auf einem Planeten leben.
Wir haben viele interessante Artikel geschrieben über Die Sonne hier bei Universe Today. Hier ist Welche Farbe hat die Sonne? , Was für ein Stern ist die Sonne? , Wie produziert die Sonne Energie? , und Könnten wir die Sonne terraformieren?
Astronomy Cast hat auch einige interessante Episoden zu diesem Thema. Schau sie dir an- Folge 30: Die Sonne, die Flecken und alles , Folge 108: Das Leben der Sonne , Folge 238: Sonnenaktivität .
