Sonn
|
Allgemeng Donneeen
|
---|
Typenandeelung
|
---|
Astrometrie
|
---|
Physikalesch Eegenschaften
|
---|
D'
Sonn
, op
Latain
Sol
, ass de
Star
am Zentrum vun eisem Planeitesystem, dat mir
Sonnesystem
nennen.
Eis Sonn ass fir d'Liewen op der
Aerd
vu fundamentaler Bedeitung. Vill wichteg Prozesser op der Aerduewerflach, wei d'
Klima
an d'
Liewe
selwer, ginn duerch d'
Stralungsenergie vun der Sonn
ugedriwwen. Si stamen ongefeier 99,98 % vum ganzen Energiebaitrag zum Aerdklima vun der Sonn ? de butzege Rescht gett aus
geothermalen
Hetztquelle gespeist. Och d'
Gezaite
ginn zu engem Drettel op d'
Gravitatioun
vun der Sonn zereck.
D'
astronomescht Zeeche
fir eis Sonn ass
.
|
Sonn
|
Verhaltnes Sonn/Aerd
|
Stareklass (kuckt
Spektralklass
a
Liichtkraaftklass
)
|
G2V
|
-
|
Zait bis zum Enn vum
Waasserstoffbrennen
am Zentrum
|
ongefeier 4,5?5 Milliarde Joer
|
-
|
Mettleren
Duerchmiesser
|
1.392.520 km
|
109,084
|
Gravitatiounsradius
|
2,95325 km
|
332.946
|
Mettlere
Wenkelduerchmiesser
|
31' 59,3"
|
-
|
Solar Gravitatiounskonstant (
G
?
M
)
|
1,32712440018?10
20
m
3
s
?2
|
332.946
|
Mass
|
1,9884?10
30
kg
|
332.946
|
Masseverloscht pro Sekonn duerch Stralung
|
4,295?10
9
kg
|
-
|
Masseverloscht pro Sekonn duerch de Sonnewand
|
ronn 1?10
9
kg
|
-
|
Masseverloscht bis haut duerch Stralung
|
ronn 520?10
24
kg = 87 Aerdmassen
|
-
|
Liichtkraaft
|
3,86?10
26
W
|
-
|
Fluchtvitess
|
617,319 km/s
|
62,927
|
Dicht
|
1,408 g/cm
3
|
0,2553
|
Dicht am Zentrum
|
150 g/cm
3
|
11,1
|
Drock
(Zentrum)
|
> 2?10
16
Pa
|
-
|
Uewerflachevitess
|
273,96 m/s²
|
27,9
|
Mettel
Visuell Magnitude
|
-26
m
,8
|
-
|
Absolut Hellegkeet
|
4,87
M
|
-
|
Absolut bolometresch Hellegkeet
|
4,74
M
|
-
|
Temperatur
am Zentrum
|
1,48?10
7
°C
|
2114
|
Temperatur an der
Photosphar
|
ronn 6100 °C
|
-
|
Temperatur vun der
Korona
|
ronn 1?2 Millioune
K
|
-
|
Effektivtemperatur
|
5777 K (5504 °C)
|
-
|
Stralungsmaximum
|
ronn 500 nm grengt Liicht
|
-
|
Spezifesch Ausstralung
op der Uewerflach
|
6,318?10
7
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
|
-
|
Schrei vun der Achs geint d'Ekliptik
|
7° 15'
|
-
|
Distanz
zum Zentrum vun eiser
Galaxis
|
ronn 28.000 Liichtjoer
|
-
|
Emlafzait em den Zentrum vun eiser Galaxis (
Galaktescht Joer
)
|
ronn 210.970.000 Joer
|
-
|
Emlafvitess
em den Zentrum vun der Galaxis
|
ongefeier 250 km/s
|
-
|
Distanz vun der Sonn op Aerd
|
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.
|
-
|
D'Sonn ass de machtegsten
Himmelskierper
an eisem Planeitesystem, zu deem senger Gesamtmass si mat engem Undeel vun 99,9 % baidreit. Den Duerchmiesser huet ongefeier 1,39 Millioune km (109-mol den Aerdduerchmiesser), wat knapps enner der geschater
Moyenne
vun alle Stare lait.
Hiren duerchschnettlechen Ofstand vun der Aerd ass ongefeier 150 Millioune Kilometer. D'Aerd kennt bei hirem
Perihel
-
Transit
em den 3. Januar (2.?4. Januar) bei 147,099 Mio. km am nooste bei d'Sonn, dei greisst Distanz huet si bei hirem
Aphel
-Transit em de 5. Juli (3.?6. Juli) bei 152,096 Mio. km.
Duerch hir Uewerflachentemperatur vu 5.778
K
falt d'Sonn an d'
Spektralklass
G2 an huet d'
Liichtkraaftklass
V. De G2V Star ass dofir en duerchschnettlechen, ?
Zwergstar
“ dee giel liicht an deen an der ronn 10 Milliarde Joer laanger Haaptphas vu senger Entwecklung ass. Eis Sonn geheiert am
Hertzsprung-Russell-Diagramm
zu der
Haaptrei
an hiren Alter gett op ronn 4,57 Milliarde Joer geschat.
Eis Sonn roteiert a ronn veier Wochen em hir eegen Achs. Des
Rotatioun
dauert um
Equator
25,4 Deeg, a mettlere
Breete
27 bis 28 Deeg an no bei de Pole 36 Deeg. Desen Ennerscheed an der Dauer vun engem
Sonnendag
gett als
differenziell Rotatioun
bezeechent an ass zanter laangem duerch Gas- an
Hydrodynamik
erklarbar. Ufanks vun den 1990er ass erkannt ginn, datt d'Sonn enner der Konvektiounszon glaichfermeg mat enger Period vu knapps 27 Deeg roteiert. Den Iwwerganksberaich, d'
Tachoclinn
, ass duerch ee staarke radiale Gradient vun der differenzieller Rotatioun gekennzeechent. En ass op weineg Prozenter vum Sonneradius begrenzt a falt ongefeier mat dem enneschten Enn vun der Konvektiounszon zesummen. De Verlaf vun der differenzieller Rotatioun an der Konvektiounszon souwei d'Lag an d'Deckt vun der Tachoclinn sinn theoreetesch nach net verstanen.
D'Sonn besteet aus verschiddenen Zone mat schuelefermegem Opbau, woubai d'Iwwergang allerdengs net streng vuneneen ofgegrenzt sinn.
D'
Sonnemass
ass ongefeier dat Duebelt vun der geschater Duerchschnettsmass vun engem Star aus der
Mellechstrooss
. Wann een nemmen d'Stare mat
Waasserstoffbrennen
zielt (also dei ?
Brong Zwergen
“ ausschleisst), da lait hir Mass am Duerchschnett. Hir Mass setzt sech zu 73,5 % aus
Waasserstoff
an zu 25 % aus
Helium
zesummen. De Rescht vun der Sonnemass besteet aus verschiddene schweieren Elementer bis aschleissend
Eisen
.
Dei ganz frai Energie staamt aus dem
Kar
an der Mett vun der Sonn. Dese Kar huet eng Greisst vum Zentrum bis zu ongefeier engem Veirel vum Radius vun der visueller Sonnenuewerflach. Obwuel de Kar nemmen 1,6 % vum Sonnenvolumen ausmecht, sinn do ronn 50 % vun der Sonnemass konzentreiert. Bei enger Temperatur vu ronn 15,6 Millioune
K
huet d'Matiere do d'Form vu
Plasma
.
Kuckt och
Starenopbau
Ronderem de Kar lait dei sougenannt ?Stralungszon“, dei ongefeier 70 % vum Sonneradius ausmecht. Am
Vakuum
vum Weltraum beweege sech d'Gamma
photone
mat
Liichtvitess
duerch de Raum. Am Zentrum vun der Sonn ass eng heich Dicht, soudatt d'Photonen emmer nees mat den Deelercher vum Plasma zesummestoussen, dobai
absorbeiert
an nees ofgestraalt ginn. Si beweege sech op enger zoufalleger Bunn an
diffundeieren
dobai a Richtung Sonnenuewerflach. Statistesch gesinn, brauch e stannegt absorbeiert a re-emitteiert Photon ongefeier 10.000 bis 170.000 Joer, fir d'Sonn ze verloossen. Dat bedeit, datt d'Liicht, dat mer haut vun der Sonn kreien, schonn viru laanger Zait gemaach gouf. Bei jiddwer Zesummestouss an der Stralungszon helt d'Stralungsenergie vum Photon of a seng
Wellelangt
helt zou. D'Gammastralung gett a
Rontgenstralung
emgewandelt.
Anescht wei bei de Photone kommen d'
Neutrinoe
bal ongehennert duerch d'Schichte vun der Sonn, well se kaum mat Matiere a Wiesselwierkung trieden. D'Neutrinoen erreechen, well si sech bal mat Liichtvitess beweegen, schonn no aacht Minutten d'Aerd, woubai se bal ongehennert duerch de Planeit ginn. An all Sekonn passeiere ronn 70 Milliarden Neutrinoen ee Quadratzentimeter vun der Aerduewerflach.
Un d'Stralungszon schleisst sech d'?Konvektiounszon“ un. Si ass 140.000 km deck a mecht sou 20 % vum Sonneradius aus. Am Grenzberaich zu der Stralungszon huet d'Temperatur nach ongefeier zwou Millioune Kelvin. Energie gett an deser Zon net mei duerch Stralung ofginn, ma duerch eng Streimung (
Konvektioun
) vum Plasma nees no baussen transporteiert. Dobai klemmt waarm Matiere a gewaltege Streim no baussen, killt do of a falt nees an de Sonnenzentrum erof. Well dat fresch opsteigend Plasma mei waarm an domat mei hell ass wei dat eroffalend, sinn d'
Konvektiounszelle
mat engem
Teleskop
als
Granulatioun
vun der Sonnenuewerflach ze gesinn. (nemme mat spezielle Filteren !)
Iwwer der Konvektiounszon lait d'
Photosphar
, dei mer als Quell vun der
Sonnestralung
feststellen: eng ?
Kugelschuel
aus Liicht“ dei de Mensch als siichtbar Sonnenuewerflach gesait. Si ass awer nemmen eng 300 bis 400 km deck Schicht, wou d'Temperatur op der Uewerflach ronn 5800 Kelvin (5500 °C) waarm ass. D'Photosphar gellt allgemeng als dei eigentlech Sonnenuewerflach, obschonn eis Sonn, wei och dei meescht aner Staren, keng schaarf baussenzeg Grenz huet.
D'Photosphar gett dei komplett vum Sonnenkar ausgeleisten an opsteigend Energie als Stralung of ? greisstendeels am visuelle Liicht, wat och hiren Numm seet (griich.
φo? = Liicht
). Ereischt do huet d'Energie vun de Stralungsquante sou wait ofgeholl, datt si onschiedlech a fir dat menschlecht A siichtbar ass. Weinst ongeheiere
Wierbel
an variable
Magneitfelder
(Quell vun de
Sonneflecken
) daerf ee sech d'Uerwerflach allerdengs net glat virstellen. Duerch digital
Bildveraarbechtung
vun de Miessunge vu
SOHO
oder
TRACE
kann ee si sou duerstellen, datt si wei haart, awer dauernd beweeglecht Material ausgesait. Fir d'
Turbulenzen
ass och dei elektresch
Elektresch Leetfaegkeet
vun der waarmer Sonnematiere bestemmend.
Iwwer der Photosphar ass d'
Chromosphar
. Si gett vun der Photosphar zwar iwwerstraalt, ass awer bei enger
Sonnendaischtert
fir e puer Sekonnen als roudelzegt Liicht ze gesinn. D'Temperatur helt hei bis iwwer 10.000 K zou, warend d'
Gasdicht
em de Faktor 10
?4
op 10
?15
g/cm
3
ofhelt. D'Liicht, dat duerch d'Chromosphar schengt, gett zu engem klengen Deel absorbeiert. D'Chromosphar souwei den ieweschten Deel vun der Photosphar sinn dofir fir dei charakteristesch
donkel Linne
vum Sonnespektrum, dei als
Fraunhoferlinne
bekannt sinn, verantwortlech.
Iwwer der Chromosphar lait d'
Korona
, an dar d'Dicht nach eng Keier em de Faktor 10
?4
op 10
?19
g/cm
3
ofhelt. Dei bannescht Korona erstreckt sech ? jee no dem aktuellen
Fleckenzyklus
? em een bis zwei
Sonneradien
no baussen a stellt eng eischt Iwwergangszon zum interplanetaresche Raum duer. Duerch Sonnestralung,
Stousswellen
an aner Wiesselwierkunge vu mechanescher oder magneitescher Aart gett dei baussenzeg verdennte Koronamatiere allerdengs op Temperature vu bis zu zwou Millioune Kelvin opgehetzt. Dei genee Ursaache vun desem Heizmechanismus ass nach onkloer. Eng meiglech Energiequelle wieren akustesch Wellen a Microflares ? kleng Ausbrech op der Sonnenuewerflach.
E besonnesch heijen
Temperaturgradient
ass op der enneschter Grenz vun der Korona, wou hir Dicht no uewe mei rapid ofhelt, wei d'Energie oftransporteiert ka ginn. Bannen e puer honnert Heichtekilometer klemmt dei kinetesch Gastemperatur em eng Millioun Grad a ?mecht sech Loft“, andeems dei zousatzlech Heizenergie als
Sonnewand
entwaicht. D'Korona kann nemmen opgrond hirer extreem niddreger Dicht sou waarm ginn.
Dee bei all totaler
Sonnendaischtert
visuelle
Stralekranz
(lat.
Corona
=
Kroun
) huet scho viru Joerdausenden d'Menschen erstaune gedoen. D'Korona kann en ettlech Millioune Kilometer grouss ginn a weist eng stralefermeg Struktur, dei sech mat dem Zyklus vun de
Sonneflecke
staark annert. Am Sonneflecken-Maximum verlafen d'Stralen no alle Saiten, am Minimum nemmen an der Geigend vum Sonnen
equator
.
D'Korona geet an de
Sonnewand
iwwer. Desen erstreckt sech bis zu der
Heliopaus
, wou en op den
Interstellare Medium
trefft.
Haaptsachlech duerch d'
Proton-Proton-Reaktioun
an zu engem klengen Deel (1,6 %) duerch den
CNO-Zyklus
verschmelzen Waasserstoffkaren zu Heliumkaren, woubai
Gammastralung
an
Elektronneutrinos
hiergestallt ginn. Dei hiergestallten Heliumkaren hunn opgrond vun der
Verbindungsenergie
eng mei kleng Mass wei den Total vun den ufangleche Waasserstoffkaren (
Massendefekt
). De Massenennerscheed gett gemeiss der Formel
E = m ? c
2
an Energie emgewandelt (pro Fusioun vu veier Protonen zu engem He-Kar ? 27
MeV
). Am Kar vun der Sonn gi pro Sekonn 564 Milliounen Tonne Waasserstoff zu 560 Millioune Tonnen Helium
fusioneiert
.
Dei 4,3 Milliounen Tonnen Differenz pro Sekonn (dei der
Relativiteitstheorie
no ze schleissen ass) erginn eng Totalleeschtung vun ongefeier 3,7 × 10
26
W, dei am Kar fraigesat an zum Schluss op der Uewerflach zum greissten Deel als Liicht ofgestraalt gett. En Deel vun e puer Prozent vun der Energie gett duerch d'Neutrinoen direkt aus dem Kar erausgeschleidert.
Fir datt et am Sonnenzentrum zu enger Karfusioun komme kann, gett eng heich Temperatur gebraucht: Dei kinetesch Energie vun den Deelercher muss duergoen, fir bei engem Zesummestouss dei elektrostatesch Ofstoussskraaft vun de positiv geluedene Protonen (Waasserstoffkaren) z'iwwerwannen. D'Temperatur am Sonnekar mat dar doraus resulteierender typesch kinetescher Energie vun de Protone weist sech bei enger naiver, klassescher Rechnung als eigentlech ze ?kal“ fir eng Karfusioun. Datt et trotzdeem Fusioune gett, ass op de
quantemechaneschen
Tunneleffekt
zeeckzefeieren. Et besteet dobai eng bestemmt Warscheinlechkeet, datt sech zwei Protone sou no kommen, datt et eng Karverschmelzung ka ginn. Den Energieniveau vun den ofstoussende Krafte gett bei der Verschmelzung souzesoen ?duerchtunnelt“. D'Warscheinlechkeet vun enger Fusioun vun zwei Waasserstoffkaren am Zentrum vun der Sonn ass zwar ganz kleng. Well awer eng immens Zuel vu Karen do sinn an d'Dicht enorm ass, kennen trotzdeem gewalteg Energiemasse fraigesat ginn.
Am Sonnekar entsteet aus den dicht gedrangten
Atomkare
vum Waasserstoff duerch
Karfusioun
Helium, soudatt de Waasserstoff-Undeel zu Gonschte vum Helium an Zukunft weider fale waert. Dese Prozess ass de
Motor
vun der Sonn, aus deem si dei Energie bezitt, dei si an der
Photosphar
duerch Stralung ofgett. Well d'Sonn kee feste Kierper wei dei aerdanlech Planeiten a Mounden ass, ma e gliddege Gasball, wier si ouni desen Energienoschub vu bannen
onstabil
. Si geif sech ofkillen an op e Brochdeel vun hirer aktueller Greisst zesummenzeien.
Eis Sonn scheckt en extreem breede
Spektrum
vun
elektromagneitesche Wellen
aus, dat op ville Plaze kleng
Ennerbriechungen
opweist. Dese Spektrum fankt u bei de
Radiowellen
, erreecht sai Stralungsmaximum am Beraich vum visuelle
Liicht
bei de
Spektralfaarwen
vu Giel bis Greng a geet iwwer dei ultraviolett Welle bis zu der
Rontgenstralung
. Am Laf vun der biologescher
Evolutioun
huet sech d'A vum Mensch a vu villen Deierenarten un de Sonnespektrum gewinnt an un de Spektralberaich em de Stralungsmaximum gouf fir eis erkennbar - also siichtbar. Am Ofstand zu der Aerd feiert d'Ofstralung vun deem Spektrum zu enger Astralung vu knapps 1,4 Kilowatt pro Quadratmeter (
Solarkonstant
). Rechent een desen Energiefloss op dei ganz Sonn em, da leisst sech fir dei iwwer all Wellelangten ewech zesummen ofgestraalt elektromagneitesch Leeschtung (
Liichtkraaft
) e Waert vu ronn 3,8 × 10
26
Watt ermettelen. D'Sonn gett dovu 44,2 % an
Infraroutstralung
, 51,8 % a
Liicht
, 3,6 % an
UV-A
an 0,4 % an
UV-B
of.
Dei ganz Sonn
pulseiert
an ennerschiddleche
Frequenzen
. Si schwengt souzesoe wei eng riseg Klack. Allerdengs kenne mer d'
Schallwellen
op der Aerd net heieren“, well de Vakuum vum Weltraum dei net weiderleet. Mat spezielle Methode kann een d'Schwengungen awer siichtbar maachen.
Schwengungen aus dem Sonnenzentrum beweegen d'Photosphar op an of. Weinst dem
Dopplereffekt
ginn d'Absorptiounslinne vum Sonnespektrum, jee no Beweegungsrichtung vun de Gase verreckelt. Dei haaptsachlech feierend Schwengung huet eng Period vu ronn fennef Minutten (293 Sekonnen ± 3 Sekonnen).
Warend der Konvektiounszon herrschen hefteg
Turbulenzen
, woubai opsteigend Konvektiounszelle bei der Streimung duerch dei emleiend Gase Schallwelle produzeieren. No bausse lafend Schallwellen erreechen d'Grenzschicht zu der Photosphar. Well do d'Dicht staark ofhelt, kennen d'Welle sech do net ausbreeden, ma gi reflekteiert a lafen nees an de Sonnekar. Mat emmer mei grousser Deift huelen d'Dicht vun der Matiere an d'
Schallvitess
zou, soudatt d'Wellefront gekremmt an nees no bausse geleet gett. Duerch stanneg Reflexioun an Iwwerlagerung kenne Schallwelle verstaerkt ginn, et bilde sech
Resonanzen
aus. D'Konvektiounszon wierkt sou wei e risege
Resonanzkierper
, deen dei driwwer leiend Photosphar a Schwengung brengt.
D'Auswaertung vun de Schwengungen erlaabt eng Ausso iwwer de bannenzegen Opbau vun der Sonn. Sou konnt d'Ausdeenung vun der Konvektiounszon bestemmt ginn. Analog zu der Erfuerschung vu
seismesche
Wellen op der Aerd, schwatzt ee bei dem solare Wessenschaftszweig vun der
Helioseismologie
.
Wiesselwierkung vun der Sonn mat hirer Emgeigend
[
anneren
|
Quelltext anneren
]
D'Sonn beaflosst och den interplanetaresche Raum mat hirem Magneitfeld a virun allem mat der Deelchenemissioun, dem
Sonnewand
. Desen Deelchestroum kann d'Sonn mat villen 100 km/s verloossen an verdrangt d'
Interstellar Matiere
bis zu enger Distanz vu ronn 22,5 Milliarde Kilometer (150
Astronomesch Eenheeten
). Dee Beraich, deen duerch de Sonnewand greisstendeels vum interstellare Gas entlaascht gouf, heescht
Heliosphar
. Bei
Sonneneruptioune
kenne souwuel d'Vitess wei och d'Dicht vum Sonnewand staark zouhuelen am op der Aerd nieft de
Polarliichter
och Steierungen un elektronesche Systemer a beim Funkverkeier verursaachen.
Kuckt een d'Sonn aus dem Weltraum, da gesait si waiss aus. Hir gewinnt giel Faarf erklaert sech duerch den Afloss vun der
Aerdatmosphar
. Kuerzwellegt (blot) Liicht gett un de Loftmolekullen (Steckstoff, Sauerstoff, Eedelgas a Kuelestoffdioxid) mei staark
gestreet
, wei laangwelleges (rout) Liicht. Sou straalt den
Himmel
diffus blo, Sonnenstralen, dei direkt op d'Aerduewerflach optreffen, dogeint giel. Wat de Wee mei laang ass, dei d'Sonnestralen op hirem Wee duerch d'Atmosphar zereckleeen, emsou mei blot Liicht gett eraus gestreet. Bei Sonnenennergang gesait dofir d'Sonn da staark roudelzeg aus.
Mat fraiem A kann d'Sonn nemme bei dreiwem Himmel kuerz no
Sonnenopgank
oder kuerz viru
Sonnenennergang
observeiert ginn. D'
Aeratmosphar
schleckt de greissten Deel vum Liicht, speziell och d'UV-Stralung. Dogeint reduzeiert d'Atmosphar um Horizont och staark d'Ofbildungsqualiteit a bewierkt eng vertikal Stauchung vum Sonnebild als Folleg vun der
Liichtbriechung
. Datt d'Sonn, wa se ennergeet um Horizont mei grouss ausgesait, ass dogeint net, wei dacks gemengt gett, eng Suite vun der Refraktioun an de Loftschichten, ma eng optesch Tauschung, dei vun der Observatiounspsychologie enner dem Begreff
Moundtauschung
ennersicht an erklaert gett.
Zwar sinn all Phenomeener vun der
atmospharescher Optik
direkt oder indirekt un d'Sonneliicht gekneppt, vill vun hinne weise sech awer direkt nieft oder mat der Sonn e spezielle Bezuch. Des gellt un eischter Linn fir Sonnenopgang an Sonnenennergang, ma och bal fir all
Halophenomeen
, wei dei 22°-Halo, d'
Niewesonnen
oder
Liichtsailen
. Ganz rar si
Greng Bletzer
.
Mat
Teleskope
kann een d'Aktiviteite vun der Sonn a Form vun
Protuberanzen
a
Sonneflecke
siichtbar maachen. Observeiere kann een och hefteg Ausbrech, sougenannte
Flares
, dei scho mat klengen Instrumenter als mei hell an domat mei gliddeg Gebidder z'erkenne sinn. D'Sonnescheif huet vun der Aerd aus gekuckt een Duerchmiesser vu ronn 32
Bouminutten
, woubai dei exakt Greisst vun der momentaner Distanz vun der Aerd zu der Sonn ofhankt. Am
Perihel
erschengt d'Sonnescheif am greissten, 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 waiss Flach (zum Beispill e Steck Lengen oder e Steck Kartong) projezeiert gett (Vill Teleskopen hu bei hirem Ekipement e waisse Blech mat dobai). Dei
Ofbildung
vun der Sonn kann ouni Gefor gekuckt ginn. Dest Method nennt een
Okularprojektioun
.
Eng weider Observatiounsmeiglechkeet besteet mat Hellef vu spezielle
Sonnefilter
. Dest sinn Folien oder beschichtet Glieser, dei virun d'A gehale ginn oder virun d'
Objektiv
ubruecht ginn. Eng detailleiert Observatioun ass ausserdeem mat engem
Herschelprisma
oder
Pentaprisma
meiglech.
Bei alle beschriwwenen Observatioune gett de ganze Spektrum vum Sonneliicht gedampt, d'Sonn gett am ?Waissliicht“ gekuckt. Dobai ginn d'Sonneflecken, Flares an d'Granulatioun siichtbar.
Fir Protuberanzen ze kucken, brauch ee besonnesch Baudeeler oder en Teleskop. Bei engem
Protuberanzenasaz
gett d'Sonn duerch eng Scheif zougedeckt; et gett souzesoen eng kenschtlech total Sonnendaischtert gemaach. Dei um Sonnerand opsteigend Protuberanze ginn duerch e sougenannten
H-alpha-Filter
gekuckt. Dest ass e besonnesch schmuelbandege
Interferenzfilter
, deen nemmen dat deifrout Liicht vum
ugereegten
Waasserstoff duerchleisst. Eng Observatioun vun der ganzer Sonnenuewerflach an desem Spektralberaich ermeigleche sougenannt
H-alpha-Teleskopen
. Domat kenne Protuberanzen, Filamenter, Flecken a Flares gekuckt ginn. Des Teleskope sinn an de leschte Joren zimmlech belleg ginn a kenne vun
Amateurastronomen
agesat ginn.
D'Korona kann nemme bei enger totaler Sonnendaischtert oder mat engem speziellen Instrument, dem
Koronograph
, observeiert ginn.
Phas
|
Dauer a
Millioune
Joer
|
Liichtkraaft
(an L
0
)
|
Radius
(an R
0
)
|
Haaptreiestar
|
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 Waissem Zwerg
mat planetareschem Niwwel
|
0,1
|
3500 … 0,1
|
100 … 0,08
|
D'Sonn ass viru 4,6 Milliarde Joer duerch e
gravitative
Kollaps vun enger
interstellarer Gaswollek
entstanen. Dese Kollaps, an deem senge Verlaf och d'Planeiten entstane sinn, an dei uschleissend Relaxatiounsphas war no ronn 50 Millioune Joer ofgeschloss. Dei uschleissend Entwecklungsgeschicht vun der Sonn feiert 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
Waissen Zwerg
, dee vun engem
planetareschen Niwwel
emkreest ass.
Desen Oflaf leisst sech haut unhand vu Gesetzer aus der
Physik
an dem Wessen
karphysikalescher
Prozesser aus Laborexperimente zimmlech genee am
Computer
modelleieren. D'Date vun eenzele Phase sinn an der Tabell uginn (Sackmann, 1993). Den Index Null markeiert dei haiteg Kenndate vun der Sonn, dat heescht am Alter vu 4,6 Milliarde Joer.
- 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 Elsasser
:
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, Munchen 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