Die Sonne – Das brennende Herz unseres Planetensystems

30 interessante Punkte zur Sonne

Die Sonne ist ein Gelber Zwergstern (Hauptreihenstern) und das Gravitationszentrum unseres Sonnensystems, das über 99,8% seiner Gesamtmasse vereint. In ihrem Kern findet bei etwa 15 Millionen Grad Celsius die Kernfusion statt, bei der Wasserstoff zu Helium verschmilzt und enorme Energie freisetzt. Diese Energie wird durch Strahlung und Konvektion zur sichtbaren Oberfläche, der Photosphäre (ca. 5500 °C), transportiert. Ihre Aktivität schwankt in einem ca. 11-jährigen Zyklus, der sich in der Häufigkeit von Sonnenflecken manifestiert. Die äußere Atmosphäre, die Korona, ist paradoxerweise extrem heiß (über 1 Million Grad Celsius), was ein wichtiges wissenschaftliches Rätsel darstellt. Sie stößt ständig einen Strom geladener Teilchen, den Sonnenwind, in den Weltraum ab. Starke Ausbrüche wie Sonneneruptionen und Koronale Massenauswürfe (CMEs) können auf der Erde das Weltraumwetter beeinflussen. Missionen wie die Parker Solar Probe und der Solar Orbiter erforschen diese dynamischen Prozesse aus nächster Nähe.

Zusammenfassender Bericht zur Sonne

1. Sonne – Überblick

Die Sonne ist der größte Himmelskörper in unserem Sonnensystem und dessen Zentrum. Sie ist ein Stern der Spektralklasse G2V, den Astronomen als Gelber Zwerg bezeichnen. Ihre Masse ist so enorm, dass sie 99,8 Prozent der gesamten Masse des Sonnensystems ausmacht. Die Sonne besteht hauptsächlich aus Plasma, einem superheißen Zustand der Materie. In ihrem Kern erzeugt sie durch Kernfusion Energie. Diese Energie wird als Licht und Wärme in den gesamten Weltraum abgestrahlt. Sie hält alle Planeten, Monde, Asteroiden und Kometen auf ihren Bahnen. Ohne ihre Energie wäre kein Leben auf der Erde möglich. Die Oberfläche der Sonne weist dynamische Erscheinungen wie Sonnenflecken und Eruptionen auf. Die Beobachtung der Sonne ist entscheidend für das Verständnis des Weltraumwetters.

2. Sonne – Allgemeine Fakten

Die Sonne ist etwa 4,6 Milliarden Jahre alt und befindet sich in der Mitte ihres Lebenszyklus. Ihr Durchmesser beträgt ungefähr 1,39 Millionen Kilometer, was etwa dem 109-fachen des Erddurchmessers entspricht. Die durchschnittliche Entfernung zwischen der Erde und der Sonne beträgt etwa 150 Millionen Kilometer. Das Licht der Sonne benötigt für diese Strecke ungefähr 8 Minuten und 20 Sekunden. Die Sonne dreht sich, ist aber aufgrund ihrer Plasmastruktur keine feste Kugel. Ihre Rotationsgeschwindigkeit variiert je nach Breitengrad, was als differentielle Rotation bekannt ist. Die chemische Zusammensetzung der Sonne besteht zu etwa 75 Prozent aus Wasserstoff und zu 23 Prozent aus Helium. Die restlichen zwei Prozent bilden schwerere Elemente wie Sauerstoff und Kohlenstoff. Die Gravitationskraft der Sonne dominiert das gesamte gravitative Geschehen im Sonnensystem. Sie ist der einzige Stern, den wir aus nächster Nähe detailliert untersuchen können.

3. Sonne – Physik

Die Physik der Sonne wird weitgehend durch das Prinzip der Kernfusion bestimmt. Bei extrem hohen Temperaturen und Drücken im Kern verschmelzen Wasserstoffkerne zu Helium. Dieser Prozess setzt elektromagnetische Strahlung, hauptsächlich im sichtbaren Bereich, frei. Diese Energie muss durch verschiedene Schichten an die Oberfläche transportiert werden. Die Strahlungszone nutzt Photonen, um die Energie langsam nach außen zu tragen. Die Konvektionszone transportiert Energie durch auf- und absteigende Plasmaströme. Die Sonnenoberfläche, die Photosphäre, hat eine Temperatur von rund 5500 Grad Celsius. Ihre Magnetfelder sind extrem stark und komplex, was zu magnetischen Eruptionen führt. Diese Eruptionen schleudern geladenes Plasma in Form von Sonnenwind ins All. Die Sonnenphysik versucht, die Mechanismen dieser dynamischen Phänomene zu erklären. Das heliozentrische Modell, bei dem die Sonne im Zentrum steht, ist eine Grundannahme der modernen Physik.

4. Sonne – Aufbau und Strahlung

Die Sonne lässt sich in einen inneren Aufbau und eine äußere Atmosphäre gliedern. Der innere Aufbau besteht aus Kern, Strahlungszone und Konvektionszone. Die äußere Atmosphäre umfasst die Photosphäre, die Chromosphäre und die Korona. Die Photosphäre ist die dünne Schicht, die wir als die sichtbare Oberfläche wahrnehmen. Oberhalb davon liegt die Chromosphäre, die bei Sonnenfinsternissen als rötlicher Ring erscheint. Die Korona ist die millionengradheiße, äußerste Atmosphärenschicht. Die gesamte von der Sonne emittierte Strahlung wird als Solarkonstante gemessen. Diese Strahlung ist ein breites Spektrum von Radiowellen bis hin zu Gammastrahlen. Der größte Teil der Energie wird jedoch im sichtbaren und infraroten Bereich ausgestrahlt. Die Sonnenstrahlung ist die treibende Kraft für das Klima und die Wetterprozesse auf der Erde. Die Korona ist viel heißer als die Oberfläche der Sonne, was ein bis heute ungelöstes Rätsel darstellt.

5. Sonne – Weitere Informationen

Die Sonne wird in der Astronomie oft als Stern der sogenannten Population I betrachtet. Sie befindet sich derzeit in der Hauptreihe des Hertzsprung-Russell-Diagramms. Sie wird noch etwa fünf Milliarden Jahre lang Wasserstoff im Kern verbrennen. Danach wird sie sich zu einem Roten Riesen aufblähen, wobei sie Merkur, Venus und möglicherweise die Erde verschlingen wird. Am Ende ihres Lebenszyklus wird sie als Weißer Zwerg enden. Sonnenflecken sind vorübergehende Erscheinungen auf der Photosphäre, die kälter und daher dunkler erscheinen. Ihre Aktivität folgt einem ungefähr elfjährigen Zyklus. Die Rotationsperiode der Sonne am Äquator beträgt etwa 25 Tage. An den Polen dauert eine Rotation etwa 35 Tage. Der Sonnenwind trägt ständig Teilchen aus der Korona in das interplanetare Medium. Das Magnetfeld der Sonne kehrt seine Polarität etwa alle elf Jahre um, synchron mit dem Sonnenfleckenzyklus.

6. Kernfusion der Sonne

Die Kernfusion im Sonnenkern ist der Mechanismus, der die Sonne mit Energie versorgt. Der Prozess, der in der Sonne dominiert, ist die sogenannte Proton-Proton-Kette. Hierbei werden vier Wasserstoffkerne in einem mehrstufigen Prozess zu einem Heliumkern verschmolzen. Bei dieser Fusion wird ein Teil der Masse in Energie umgewandelt. Diese Energieumwandlung folgt Einsteins berühmter Gleichung E=mc2. Die extrem hohen Temperaturen und Drücke im Kern sind notwendig, um die elektrostatische Abstoßung der Protonen zu überwinden. In jeder Sekunde wandelt die Sonne etwa 600 Millionen Tonnen Wasserstoff in Helium um. Nur ein Bruchteil dieser Masse, etwa vier Millionen Tonnen, wird dabei in reine Energie umgewandelt. Die Kernfusion ist ein äußerst stabiler und langanhaltender Prozess. Ohne diese ständige Energiefreisetzung würde die Sonne unter ihrer eigenen Schwerkraft kollabieren. Die Forschung versucht, diesen Prozess auch auf der Erde für die Energiegewinnung zu nutzen.

7. Sonne – Strahlung und Klima

Die von der Sonne ausgestrahlte Energie ist der Hauptantrieb für das Klima und Wetter auf der Erde. Änderungen in der Sonnenaktivität können leichte, aber messbare Variationen der Solarstrahlung bewirken. Der Aktivitätszyklus der Sonne beeinflusst die Menge an ultravioletter Strahlung, die die Erde erreicht. Diese UV-Strahlung spielt eine wichtige Rolle bei der Bildung und Zerstörung der Ozonschicht. Starke Sonneneruptionen und koronaler Massenauswurf beeinflussen das Weltraumwetter. Treffen diese Teilchen auf das Erdmagnetfeld, können sie geomagnetische Stürme auslösen. Solche Stürme können die Ionosphäre verändern und Funkkommunikation beeinträchtigen. Sie können sogar Stromnetze und Satelliten beschädigen oder zum Absturz bringen. Wissenschaftler untersuchen den Zusammenhang zwischen Sonnenaktivität und längerfristigen Klimaänderungen auf der Erde. Es ist bekannt, dass die kurzfristigen Schwankungen der Sonne nicht die Hauptursache für die aktuelle globale Erwärmung sind. Die genaue Quantifizierung des Einflusses der Sonne auf das Erdklima bleibt ein wichtiges Forschungsfeld.

Innerer Aufbau und die Energieerzeugung der Sonne

8. Der Sonnenkern

Der Kern ist die zentrale Region der Sonne und der Ort der gesamten Energieerzeugung. Er erstreckt sich vom Zentrum bis etwa ein Fünftel des Sonnenradius. Hier herrschen extreme Bedingungen mit Temperaturen von rund 15 Millionen Grad Celsius. Der Druck im Kern ist astronomisch hoch, etwa das 250-Milliardenfache des atmosphärischen Drucks der Erde. Diese Bedingungen ermöglichen die Kernfusion von Wasserstoff zu Helium. Der Kern erzeugt eine enorme Energiemenge pro Sekunde. Er ist die dichteste Region der Sonne, dichter als jedes bekannte Material auf der Erde. Die Dichte beträgt bis zu 150 Gramm pro Kubikzentimeter. Die gesamte Energie, die das Sonnensystem mit Licht und Wärme versorgt, stammt aus diesem Bereich. Die Prozesse im Kern sind stabil und ermöglichen der Sonne eine Lebensdauer von Milliarden von Jahren.

9. Strahlungstransport

Die Strahlungszone umgibt den Kern und ist die nächste Schicht nach außen. In dieser Zone wird die Energie des Kerns durch elektromagnetische Strahlung transportiert. Die Energie bewegt sich in Form von Photonen durch das dichte Plasma. Die Photonen werden ständig von Plasma-Teilchen absorbiert und wieder emittiert. Aufgrund dieser ständigen Wechselwirkungen dauert der Weg eines einzelnen Photons durch diese Zone sehr lange. Schätzungen zufolge kann die Energie Hunderttausende von Jahren benötigen, um diese Schicht zu durchqueren. Die Temperatur nimmt in der Strahlungszone von innen nach außen ab. Die Dichte des Plasmas ist hier immer noch sehr hoch. Dieser langsame Transportmechanismus sorgt für eine gleichmäßige Energieabgabe der Sonne. Die Strahlungszone ist von der Konvektionszone durch eine Übergangsschicht getrennt.

10. Konvektionszone

Die Konvektionszone ist die äußerste Schicht des Sonneninneren. Hier wird die Energie nicht mehr durch Strahlung, sondern durch den Transport von Materie übertragen. Dieser Mechanismus ähnelt dem Kochen von Wasser auf einem Herd. Heißes Plasma steigt vom Boden der Zone auf, dehnt sich aus und kühlt ab. Das abgekühlte, dichtere Plasma sinkt dann wieder zum Boden der Zone zurück. Dieses zirkulierende Plasma bildet riesige Zellen, die die Energie zur Oberfläche transportieren. An der Oberfläche der Sonne sind diese auf- und absteigenden Strömungen als Granulation sichtbar. Die Granulation besteht aus hellen, aufsteigenden Flecken und dunklen, absinkenden Rändern. Die Konvektionszone reicht bis zur sichtbaren Oberfläche, der Photosphäre. Diese Bewegung des leitfähigen Plasmas spielt eine entscheidende Rolle bei der Erzeugung des solaren Magnetfeldes. Die Temperatur am oberen Rand der Konvektionszone liegt bei etwa 5800 Grad Celsius.

11. Kernfusion (Proton-Proton-Kette)

Die Kernfusion ist der physikalische Prozess, der die Energiequelle der Sonne darstellt. In der Sonne dominiert die sogenannte Proton-Proton-Kette, abgekürzt pp-Kette. Bei diesem Prozess verschmelzen Wasserstoffkerne, also Protonen, schrittweise zu Heliumkernen. Im ersten Schritt reagieren zwei Protonen unter Bildung eines Deuteriumkerns. In weiteren Schritten werden weitere Protonen hinzugefügt, bis schließlich ein Heliumkern entsteht. Bei jedem Fusionsschritt wird eine kleine Menge Masse in Energie umgewandelt. Diese Massenumwandlung in Energie folgt Einsteins berühmter Äquivalenzformel. Die extrem hohen Temperaturen sind erforderlich, um die elektrische Abstoßung der positiv geladenen Kerne zu überwinden. Nur unter diesen Bedingungen kommt es zur Fusion durch den Tunneleffekt. Pro Sekunde wandelt die Sonne Milliarden Tonnen Materie in Strahlungsenergie um. Dieser Energieprozess definiert die Hauptreihenphase im Lebenszyklus eines Sterns.

Äußere Atmosphäre und das Phänomenen der Sonne

12. Photosphäre

Die Photosphäre ist die sichtbare Oberfläche der Sonne, die wir täglich sehen. Sie ist die dünne Schicht, von der das meiste Sonnenlicht in den Weltraum abgestrahlt wird. Ihre Dicke beträgt nur wenige hundert Kilometer. Die Temperatur in der Photosphäre liegt im Durchschnitt bei etwa 5800 Kelvin. Sie weist ein körniges Muster auf, das als Granulation bezeichnet wird. Diese Granulen sind die oberen Enden der Konvektionszellen aus dem Sonneninneren. Die hellen Zentren der Granulen sind aufsteigendes heißes Plasma. Die dunkleren Ränder sind absinkendes, kühleres Plasma. In der Photosphäre sind auch die dunkleren Sonnenflecken deutlich sichtbar. Sie ist der Ausgangspunkt für die meisten unserer direkten Beobachtungen der Sonne.

13. Sonnenflecken

Sonnenflecken sind vorübergehende, dunkle Flecken auf der Photosphäre der Sonne. Sie erscheinen dunkel, weil sie kälter sind als die umgebende Photosphäre. Ihre Temperatur liegt bei etwa 4000 Kelvin, während die Umgebung 5800 Kelvin heiß ist. Sonnenflecken sind Zonen extrem starker magnetischer Aktivität. Das starke Magnetfeld behindert den Plasmafluss aus dem Inneren zur Oberfläche. Dadurch wird der Energietransport gehemmt, was die lokale Abkühlung verursacht. Sie treten typischerweise in Gruppen auf und besitzen eine dunkle Zentralregion, die Umbra, und eine hellere Penumbra. Ihre Anzahl schwankt in einem regelmäßigen Zyklus von etwa elf Jahren. Ein Maximum der Sonnenflecken deutet auf eine hohe magnetische Aktivität der Sonne hin. Ihre Beobachtung ist wichtig für die Vorhersage des Weltraumwetters.

14. Chromosphäre

Die Chromosphäre ist eine Schicht der Sonnenatmosphäre, die direkt über der Photosphäre liegt. Sie ist viel dünner als die Photosphäre und normalerweise nicht sichtbar. Während einer totalen Sonnenfinsternis leuchtet sie kurz rötlich auf, daher der Name Chromosphäre, was so viel wie Farbsphäre bedeutet. Ihre Temperatur steigt von der Photosphäre nach außen hin rasch an. Sie erreicht am oberen Rand Temperaturen von über 20.000 Kelvin. Sie ist gekennzeichnet durch dynamische Gasstrukturen wie die Spikulen. In dieser Schicht treten oft Flares und Protuberanzen auf. Die Dichte der Chromosphäre ist sehr gering im Vergleich zur Photosphäre. Sie stellt den Übergang zwischen der kühleren Oberfläche und der extrem heißen Korona dar. Diese Schicht spielt eine Rolle bei der Energieübertragung in die äußeren Schichten.

15. Korona

Die Korona ist die äußerste, ausgedehnteste Schicht der Sonnenatmosphäre. Sie erstreckt sich Millionen von Kilometern in den Weltraum hinein. Sie ist extrem heiß mit Temperaturen, die Millionen von Grad Celsius erreichen. Diese enorme Hitze ist eines der größten ungelösten Rätsel der Sonnenphysik. Normalerweise ist die Korona durch das helle Licht der Photosphäre überstrahlt. Sie wird spektakulär während einer totalen Sonnenfinsternis als leuchtender, weißer Kranz sichtbar. Die Korona ist der Ursprung des ständigen Stroms geladener Teilchen, der als Sonnenwind bekannt ist. Ihre Form ist nicht statisch, sondern verändert sich mit dem Sonnenzyklus. Sie ist von starken Magnetfeldern durchzogen, die ihre Struktur und Dynamik bestimmen. Die Korona ist der Bereich, in dem koronale Massenauswürfe entstehen.

16. Koronale Heizung (Rätsel)

Das Problem der koronalen Heizung ist eines der zentralen ungelösten Rätsel der Astrophysik. Es beschreibt die Tatsache, dass die Korona Millionen von Grad heißer ist als die darunterliegende Photosphäre. Normalerweise würde die Temperatur mit zunehmender Entfernung von der Energiequelle abnehmen. Die genauen physikalischen Mechanismen, die diese äußere Schicht aufheizen, sind noch nicht vollständig verstanden. Zwei Haupttheorien versuchen, das Phänomen zu erklären. Eine Theorie besagt, dass die Energie durch Nanoflares, kleine, häufige Eruptionen, in die Korona gelangt. Die andere Theorie schlägt vor, dass magnetohydrodynamische Wellen die Energie transportieren und dort abgeben. Satellitenmissionen wie die Parker Solar Probe und Solar Orbiter untersuchen dieses Phänomen direkt. Das Lösen dieses Rätsels ist entscheidend für das Verständnis der Sternatmosphären im Allgemeinen. Die thermische Energie muss über die Magnetfelder schnell in die Korona transportiert werden.

17. Spikulen

Spikulen sind dynamische, kurzlebige Jets aus Plasma, die in der Chromosphäre der Sonne auftreten. Sie schießen schnell von der Chromosphäre nach oben in die Korona hinein. Diese feinen Plasmastrukturen sind bis zu 10.000 Kilometer hoch. Sie bewegen sich mit Geschwindigkeiten von bis zu 100 Kilometern pro Sekunde. Ihre Lebensdauer ist sehr kurz, oft nur etwa fünf bis zehn Minuten. Spikulen sind extrem zahlreich und bedecken große Teile der Sonnenoberfläche. Sie spielen wahrscheinlich eine wichtige Rolle beim Massen- und Energietransport zwischen der Chromosphäre und der Korona. Es gibt Hinweise darauf, dass sie mit magnetischen Vorgängen an der Sonnenoberfläche zusammenhängen. Neuere Beobachtungen deuten auf das Vorhandensein von zwei unterschiedlichen Spikulen-Typen hin. Die Untersuchung dieser Plasmaströme hilft, die dynamischen Prozesse in der Sonnenatmosphäre besser zu verstehen.

Sonnenaktivität und Weltraumwetter

18. Sonnenaktivitätszyklus

Die Sonnenaktivität ist nicht konstant, sondern folgt einem regelmäßigen Zyklus von etwa elf Jahren. Dieser wird als Sonnenzyklus oder Sonnenfleckenzyklus bezeichnet. Er beschreibt die Schwankung der Anzahl von Sonnenflecken über diesen Zeitraum. Am Beginn des Zyklus, dem Minimum, sind kaum Sonnenflecken sichtbar. Zum Maximum hin nimmt die Anzahl der Sonnenflecken stark zu. Auch andere Phänomene wie Sonneneruptionen und koronaler Massenauswurf treten im Maximum häufiger auf. Der Zyklus wird durch die komplexe Dynamik der Sonnenmagnetfelder angetrieben. Etwa alle elf Jahre kehrt sich die Polarität des gesamten solaren Magnetfeldes um. Die genaue Länge des Zyklus kann von 9 bis 14 Jahren variieren. Die Vorhersage des nächsten Sonnenmaximums ist entscheidend für das Weltraumwetter-Management.

19. Sonneneruptionen (Flares)

Sonneneruptionen, auch Flares genannt, sind plötzliche und intensive Ausbrüche von elektromagnetischer Strahlung. Sie entstehen, wenn magnetische Energie, die in den Sonnenflecken gespeichert ist, freigesetzt wird. Flares sind die größten Explosionen in unserem Sonnensystem. Sie setzen in wenigen Minuten enorme Energiemengen frei, die das gesamte Spektrum von Radiowellen bis Gammastrahlen umfassen. Die Strahlung erreicht die Erde mit Lichtgeschwindigkeit, also in nur etwa acht Minuten. Flares werden je nach Intensität in Klassen wie C, M und X eingeteilt. X-Klasse-Flares sind die stärksten und können Kommunikationssysteme auf der Erde stören. Sie stellen eine unmittelbare Gefahr für Satelliten und Astronauten dar. Flares treten am häufigsten während des Sonnenmaximums auf.

20. Koronaler Massenauswurf (CME)

Ein koronaler Massenauswurf, kurz CME, ist die Freisetzung großer Mengen von Plasma und magnetischem Feld von der Sonne. Im Gegensatz zu Flares, die Strahlung freisetzen, schleudern CMEs Materie in den Weltraum. Sie können Geschwindigkeiten von mehreren Millionen Kilometern pro Stunde erreichen. CMEs benötigen typischerweise ein bis drei Tage, um die Erde zu erreichen. Wenn ein CME auf das Erdmagnetfeld trifft, kann er einen geomagnetischen Sturm auslösen. CMEs stellen eine der größten Bedrohungen für Satelliten und technologische Infrastrukturen dar. Sie entstehen oft in Verbindung mit starken Sonneneruptionen in aktiven Regionen der Sonne. Die Beobachtung von CMEs ist eine Hauptaufgabe der Weltraumwettervorhersage. ESA-Missionen wie Solar Orbiter untersuchen die Entstehung dieser Ereignisse.

21. Sonnenwind

Der Sonnenwind ist ein kontinuierlicher Strom geladener Teilchen, der von der Sonne ausgeht. Er besteht hauptsächlich aus Elektronen und Protonen. Der Sonnenwind entweicht der Korona aufgrund ihrer extrem hohen Temperaturen. Er füllt das gesamte Sonnensystem aus und definiert die Heliosphäre. Obwohl die Korona an manchen Stellen geschlossene Magnetfeldlinien aufweist, entweicht der Wind an sogenannten koronalen Löchern. Die Geschwindigkeit des Sonnenwindes kann zwischen 300 und 800 Kilometern pro Sekunde variieren. Die Teilchen bewegen sich dabei spiralförmig entlang der Magnetfeldlinien der Sonne. Der Sonnenwind interagiert mit den Atmosphären der Planeten. Er ist die Ursache für die Schweife von Kometen, die stets von der Sonne weg zeigen.

22. Weltraumwetter (Allgemein)

Weltraumwetter bezieht sich auf die Bedingungen in der Heliosphäre und insbesondere in der Erdumgebung. Es beschreibt die Auswirkungen der Sonne auf Planeten, ihre Atmosphären und technologische Systeme. Die Hauptakteure des Weltraumwetters sind Sonneneruptionen, CMEs und der Sonnenwind. Extreme Weltraumwetter-Ereignisse können erhebliche Schäden auf der Erde verursachen. Betroffen sein können Kommunikationssatelliten, GPS-Systeme und die Stromversorgung. Die Vorhersage des Weltraumwetters ist daher von großer Bedeutung für die moderne Gesellschaft. Das DLR betreibt Forschung, um die Prozesse der Sonnenaktivität besser zu verstehen. Die Erde wird durch ihr Magnetfeld und ihre Atmosphäre vor den schlimmsten Auswirkungen geschützt. Weltraumwetterforschung trägt zur Sicherheit der Raumfahrt und der bodengebundenen Infrastruktur bei.

23. Geomagnetische Stürme

Geomagnetische Stürme sind globale Störungen des Erdmagnetfeldes. Sie werden durch hochenergetische Teilchen aus CMEs oder schnellem Sonnenwind ausgelöst. Wenn das Plasma auf das Erdmagnetfeld trifft, wird dieses stark komprimiert. Dies führt zu schnellen und dramatischen Änderungen in der Magnetosphäre. Die Intensität eines geomagnetischen Sturms wird oft durch den Kp-Index gemessen. Starke Stürme können Korrosionsschäden in Pipelines verursachen und Stromnetze überlasten. Sie können auch zu Fehlfunktionen von Navigations- und Kommunikationssatelliten führen. Die Magnetosphäre lenkt die meisten geladenen Teilchen jedoch an der Erde vorbei. Geomagnetische Stürme erzeugen die spektakulären Polarlichter. Die NOAA überwacht diese Stürme, um frühzeitig Warnungen herausgeben zu können.

24. Polarlichter

Polarlichter, bekannt als Aurora Borealis im Norden und Aurora Australis im Süden, sind ein sichtbares Phänomen des Weltraumwetters. Sie entstehen, wenn geladene Teilchen des Sonnenwindes auf die oberen Schichten der Erdatmosphäre treffen. Diese Teilchen werden vom Erdmagnetfeld zu den Polen hin kanalisiert. Beim Zusammenstoß mit Sauerstoff- und Stickstoffatomen in der Atmosphäre geben diese Energie als Licht ab. Die Farbe der Polarlichter hängt von der Art des angeregten Atoms ab. Sauerstoff erzeugt meist grünes oder rotes Licht. Stickstoff führt zu blauen oder violetten Farbtönen. Polarlichter sind während geomagnetischer Stürme besonders intensiv und in niedrigeren Breitengraden sichtbar. Sie sind ein direktes und wunderschönes Zeichen der Wechselwirkung zwischen Sonne und Erde.

Forschung und Missionen zur Sonne

25. Parker Solar Probe (NASA)

Die Parker Solar Probe ist eine historische NASA-Mission, die die Sonne näher erforscht als jedes Raumschiff zuvor. Die Sonde ist so konzipiert, dass sie durch die Korona, die äußere Atmosphäre der Sonne, fliegt. Ein Hauptziel ist die Lösung des Rätsels der koronalen Heizung. Die Sonde soll direkt messen, wie die Korona auf Millionen von Grad erhitzt wird. Ein weiteres wichtiges Ziel ist die Untersuchung der Entstehung des Sonnenwindes. Sie ist mit einem fortschrittlichen Hitzeschutzschild ausgestattet, um die extremen Temperaturen zu überstehen. Die Sonde führt Messungen der Plasmastruktur und der Magnetfelder direkt vor Ort durch. Sie hat bereits wertvolle Daten über die komplexen Prozesse in der Sonnenatmosphäre geliefert. Die Mission wird voraussichtlich bis 2025 andauern und sich der Sonne immer weiter nähern. Die gewonnenen Erkenntnisse revolutionieren unser Verständnis der Sonnenphysik.

26. Solar Orbiter (ESA)

Der Solar Orbiter ist eine gemeinsame Mission der Europäischen Weltraumorganisation ESA und der NASA. Ziel ist es, die Sonne und die Heliosphäre aus nächster Nähe zu untersuchen. Im Gegensatz zur Parker Solar Probe soll der Orbiter auch Bilder von der Sonne aufnehmen. Er ist der erste Satellit, der die noch unerforschten Polarregionen der Sonne beobachten wird. Die Polregionen spielen eine Schlüsselrolle bei der Erzeugung des solaren Magnetfeldes und des Sonnenzyklus. Der Orbiter nutzt Gravitationsmanöver der Venus, um seine Umlaufbahn allmählich aus der Ekliptik zu neigen. Er trägt zehn wissenschaftliche Instrumente zur Fernerkundung und In-situ-Messung. Die Messungen aus verschiedenen Blickwinkeln liefern ein dreidimensionales Bild der solaren Prozesse. Die Mission soll helfen, die Verbindung zwischen der Sonne und dem Weltraumwetter besser zu verstehen.

27. SOHO (Solar and Heliospheric Observatory) (ESA/NASA)

SOHO ist eine Gemeinschaftsmission der ESA und der NASA zur Untersuchung der Sonne und ihrer Auswirkungen. Die Sonde wurde bereits 1995 gestartet und hat die Erwartungen an ihre Lebensdauer weit übertroffen. SOHO befindet sich im Lagrange-Punkt L1, einem stabilen Gravitationspunkt zwischen Sonne und Erde. Von dieser Position aus kann sie die Sonne kontinuierlich beobachten, ohne von der Erde verdeckt zu werden. Die Mission hat entscheidende Daten über den Sonnenwind und die koronalen Massenauswürfe geliefert. SOHO trägt zwölf wissenschaftliche Instrumente zur Untersuchung des Sonneninneren und der Atmosphäre. Ein großer Erfolg war die Entdeckung zahlreicher Kometen, die der Sonne sehr nahe kommen. SOHO spielt eine wichtige Rolle bei der Frühwarnung vor Weltraumwetter-Ereignissen. Die langjährige Datenreihe ist unerlässlich für das Verständnis des gesamten Sonnenzyklus.

28. Helioseismologie (MPS)

Helioseismologie ist eine wissenschaftliche Methode zur Untersuchung des Inneren der Sonne. Sie basiert auf der Messung von Schwingungen, die sich durch das Sonneninnere ausbreiten. Diese Schwingungen sind Schallwellen, die durch Bewegungen im Inneren der Sonne erzeugt werden. Die Muster dieser Schwingungen an der Sonnenoberfläche lassen Rückschlüsse auf die inneren Strukturen zu. Ähnlich wie Seismologen Erdbebenwellen nutzen, um das Erdinnere zu untersuchen. Helioseismologen können damit die Geschwindigkeit der Konvektionszonen und die Zusammensetzung des Kerns bestimmen. Diese Forschung hat bestätigt, dass der innere Aufbau der Sonne den theoretischen Modellen entspricht. Die Messungen helfen insbesondere bei der Kartierung der solaren Magnetfelder tief im Inneren. Das Max-Planck-Institut für Sonnensystemforschung leistet hierzu wichtige Beiträge. Diese Technik liefert die einzigen direkten Informationen über das Sonneninnere.

29. Sternentwicklung (Die Zukunft der Sonne)

Die Sonne wird sich nicht ewig in ihrem jetzigen Zustand befinden. Sie befindet sich derzeit in der stabilen Phase der Hauptreihe, in der sie Wasserstoff zu Helium fusioniert. Diese Phase wird voraussichtlich noch etwa fünf Milliarden Jahre andauern. Wenn der Wasserstoff im Kern aufgebraucht ist, beginnt die nächste Entwicklungsstufe. Die Sonne wird sich dann aufblähen und zu einem Roten Riesenstern werden. Ihre äußeren Schichten werden sich dramatisch ausdehnen und die Umlaufbahnen von Merkur, Venus und möglicherweise der Erde erreichen. Die Oberflächentemperatur wird sinken, wodurch sie rötlich erscheint. Nach der Roten-Riesen-Phase wird die Sonne ihre äußeren Hüllen abstoßen. Der verbleibende Kern wird zu einem sehr kleinen, heißen und dichten Weißen Zwerg kollabieren. Dieser Weiße Zwerg wird langsam über Milliarden von Jahren abkühlen.

30. Sonnenfinsternisse

Eine Sonnenfinsternis tritt auf, wenn der Mond zwischen die Sonne und die Erde tritt. Dabei wirft der Mond einen Schatten auf die Erde und verdeckt die Sonne teilweise oder ganz. Eine totale Sonnenfinsternis ist ein seltenes und spektakuläres Ereignis. Nur während einer totalen Finsternis ist die Korona der Sonne mit bloßem Auge sichtbar. Historisch waren Sonnenfinsternisse wichtige Gelegenheiten für wissenschaftliche Beobachtungen. Frühere Beobachtungen halfen, die extrem hohe Temperatur der Korona zu entdecken. Sie wurden auch genutzt, um Einsteins Relativitätstheorie durch die Messung der Lichtablenkung zu bestätigen. Die NASA erklärt, dass Sonnenfinsternisse nur bei Neumond eintreten können. Aufgrund der Neigung der Mondbahn sind sie jedoch nicht jeden Monat zu beobachten. Die präzise Vorhersage von Sonnenfinsternissen ist ein Triumph der Himmelsmechanik.

Detaillierten Informationen zur Sonne