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Die Sonne (lat. Sol ) ist der Stern im Zentrum unseres Planetensystems, das nach ihr als Sonnensystem bezeichnet wird. Umgangssprachlich wird der Individualname unseres Zentralgestirns auch synonym zu Stern verwendet. Das Zeichen der Sonne: 

Die Sonne ist für das Leben auf der Erde von fundamentaler Bedeutung. Viele wichtige Prozesse auf der Erdoberfläche, wie das Klima und das Leben selbst, werden durch die Strahlungsenergie der Sonne angetrieben. So stammen etwa 99,998 % des gesamten Energiebeitrags zum Erdklima von der Sonne – der winzige Rest wird aus geothermalen Wärmequellen gespeist. Auch die Gezeiten gehen zu einem Drittel auf die Schwerkraft der Sonne zurück.

Allgemeines

Die Sonne ist der beherrschende Himmelskörper in unserem Planetensystem, zu dessen Gesamtmasse sie 99,9 % beiträgt. Ihr Durchmesser beträgt 1,3925 Millionen km (109-facher Erddurchmesser), was knapp unter dem geschätzten Mittelwert aller Sterne liegt. Sie ist ein Stern der so genannten Hauptreihe, ihre Spektralklasse ist G2, und sie hat die Leuchtkraftklasse V. Das bedeutet, dass die Sonne ein durchschnittlicher, gelb leuchtender „Zwergstern“ ist, der sich in der etwa 10 Milliarden Jahre dauernden Hauptphase seiner Entwicklung befindet. Ihr Alter wird auf etwa 4,6 Milliarden Jahre geschätzt.

Die Leuchtkraft der Sonne entspricht einer Strahlungsleistung von etwa 3,8·10²⁶ Watt. Diese Strahlung wird zum Großteil im sichtbaren Licht abgegeben mit einem Maximum in den Spektralfarben Gelb und Grün. Die Farbe der Sonne, die wir als gelb wahrnehmen, erklärt sich aus ihrer Oberflächentemperatur von etwa 5.700 °C (siehe auch Schwarzkörperstrahlung). Die zentrale Bedeutung der Sonne für die Lebensprozesse auf der Erde zeigt sich auch hier: jener Bereich des elektromagnetischen Spektrums, in dem die Sonne am stärksten strahlt, ist genau der für uns Menschen und die meisten anderen Lebewesen sichtbare Teil dieses Spektrums. Dieses Faktum kann teleologisch oder durch Evolution gedeutet werden.

Die Sonnenmasse beträgt etwa das Doppelte der geschätzten Durchschnittsmasse aller Sterne unserer Milchstraße. Zählt man nur die Sterne mit Kernfusion (schließt also die „Braunen Zwerge“ aus), liegt die Masse im Durchschnitt. Ihre Masse setzt sich zu 73,5 % aus Wasserstoff und zu 25 % aus Helium zusammen. Hinsichtlich der Anzahl der Atome betragen diese Anteile 92,7 % und 7,9 %. Die restlichen 1½ Prozent der Sonnenmasse setzen sich aus zahlreichen schwereren Elementen zusammen, vor allem Sauerstoff und Kohlenstoff.

Im Sonnenkern entsteht aus den dicht gedrängten Atomkernen des Wasserstoffs durch Kernfusion Helium, so dass der Wasserstoff-Anteil zugunsten des Heliums in Zukunft weiter sinken wird. Dieser Prozess ist der Motor der Sonne, aus dem sie jene Energie bezieht, die sie an der Photosphäre (leuchtende, sichtbare Oberfläche) durch Strahlung abgibt. Da die Sonne kein fester Körper wie die erdähnlichen Planeten und Monde ist, sondern ein heißer Gasball, wäre sie ohne diesen Energienachschub von innen instabil. Sie würde sich abkühlen und auf einen Bruchteil ihrer jetzigen Größe zusammenziehen.

Die Sonne rotiert in rund 4 Wochen um die eigene Achse. Diese Rotation dauert am Äquator 25,4 Tage, in mittleren Breiten 27-28 Tage und nahe den Polen 36 Tage. Dieser Unterschied in der Dauer eines Sonnentages wird als differenzielle Rotation bezeichnet und ist seit längerem durch Gas- und Hydrodynamik erklärbar.

Kulturgeschichte

Die Sonne ist das zentrale Gestirn am Himmel, von ihr hängt alles Leben auf der Erde ab.

Diese überragende Bedeutung war den Menschen seit Alters her bewusst. Viele frühere Kulturen verehrten sie als Gottheit. Die regelmäßige tägliche und jährliche Wiederkehr der Sonne wurde teils ängstlich erwartet und mittels kultischer oder magischer Rituale beschworen. Besonders das Auftreten einer Sonnenfinsternis löste große Bestürzung und Furcht hervor. Im alten China glaubte man, ein Drache würde die Sonne verschlingen. Durch die Veranstaltung von großem Lärm versuchte man, das Untier dazu zu bewegen, die Sonne wieder freizugeben. Andererseits machte sich die Menschheit das Wissen über die für alles Leben fundamentalen Perioden Tag und Jahr schon seit frühester Zeit nutzbar. Die Sonne ist die natürliche Uhr der Menschen und die Abfolge der Jahreszeiten führte zur Entwicklung des Kalenders, der vor allem nach Erfindung des Ackerbaus für alle Kulturen überlebenswichtig war.

Für die Sumerer verkörperte die Sonne den Sonnengott Utu. Bei den Babyloniern entsprach er dem Gott Schamasch, der jeden Tag den Himmel betrat und dessen Strahlen nichts verborgen blieb. Im alten Ägypten wurde Ra (auch Re oder Atum) als Sonnengott verehrt. Der „Ketzer“-Pharao Echnaton ließ später nur noch Aton, die personifizierte Sonnenscheibe, als einzigen Gott zu und schaffte alle anderen ägyptischen Götter ab.

Im antiken Griechenland verehrte man den Sonnengott Helios, der mit seinem Sonnenwagen täglich über das Firmament fuhr. Allerdings sind aus dem antiken Griechenland auch die ersten Überlegungen überliefert, in denen die Sonne als physikalisches Objekt betrachtet wird. Die wohl älteste dieser Hypothesen stammt dabei von Xenophanes, der die Sonne als eine feurige Ausdünstung oder Wolke benannte. So naiv diese Beschreibung aus heutiger Sicht zwar wirkt, stellt sie doch einen gewaltigen kulturhistorischen Schritt dar, denn die Wahrnehmung der Sonne als ein natürliches Objekt widerspricht fundamental der vorherigen – und auch der oft noch in späteren Jahrhunderten vertretenen – Auffassung der Sonne als Teil einer göttlichen Entität. Es ist daher auch wenig verwunderlich, dass aus eben diesen Gedanken auch die erste kritische Auseinandersetzung mit dem vermenschlichten Götterbild des antiken Griechenlands hervor gingen („Wenn die Pferde Götter hätten, sähen sie wie Pferde aus“) und daraus folgend erste Gedanken zum Monotheismus. Interessant ist dabei sicherlich auch der Vergleich mit dem bereits oben erwähnten ägyptischen Monotheismus des Echnaton, der ja gerade die Vergötterung der Sonne als Ausgangspunkt nahm. Man kann also sagen, dass mit Xenophanes die Sonne zum ersten Mal in der europäischen Geschichte als Gegenstand der Physik auftauchte, oder – etwas schmissiger –, dass es sich um die Geburtsstunde der Astrophysik handelte. Die Thesen des Xenophanes wurden später auch von anderen griechischen Philosophen aufgenommen, z.B. beschrieb der Vorsokratiker Anaxagoras die Sonne als glühenden Stein. Diese Auffassungen setzte sich allerdings im Folgenden nicht bei allen Denkern durch und viele spätere Schulen fielen wieder auf eher mythische Erklärungen zurück. Der Volksglaube in Griechenland nahm wahrscheinlich keinerlei Kenntnis von all diesen Überlegungen.

Dem griechischen Gott Helios entsprach weitgehend der unbesiegbare römische Gott Sol invictus, dessen Kult in der Kaiserzeit weit verbreitet war. Aus der Antike übernommen ist die Sonne als Symbol der Vitalität in der Astrologie.

In der nordischen Mythologie formten die Götter die Sonne aus einem Funken und legten sie in einen Wagen. Die Göttin Sol fährt mit dem Wagen über den Himmel, gezogen von den Rössern Alsvidr und Arwakr. Das Gespann wird beständig von dem Wolf Skalli (Skoll) verfolgt. Am Tag des Weltunterganges (Ragnarök) wird der Wolf die Sonne verschlingen.

Im frühen Mexiko wurde der Sonnengott Tonatiuh von den Azteken verehrt. Bei den Maya und den Inka waren Itzamná bzw. Inti die Hauptgottheiten.

Die Beobachtung der Sonne (und anderer Sterne) und die Bestimmung ihrer Bahnpunkte (Tagundnachtgleiche, Sommer- und Wintersonnenwende) war eine Voraussetzung für die Erstellung von Kalendern. Hierdurch konnten wichtige jahreszeitliche Ereignisse vorherbestimmt werden, wie das Eintreffen des Nilhochwassers im alten Ägypten, der günstigste Zeitpunkt der Saat oder das Eintreffen der für die Seefahrt gefährlichen Herbststürme. Vorchristliche Kultstätten, wie Stonehenge, waren offensichtlich zu derartigen Beobachtungszwecken errichtet worden. Die Anlage von Stonehenge ist so ausgerichtet, dass am Morgen des Mittsommertages, wenn die Sonne ihre höchste nördliche Position erreicht, die Sonne direkt über einem Positionsstein („Fersenstein“) aufgeht und die Sonnenstrahlen in gerader Linie ins Innere des Bauwerks eindringen.

Himmelsscheibe von Nebra Bildherkunft Illustration der Himmelsscheibe von Nebra

Die bronzezeitliche Himmelsscheibe von Nebra scheint ebenfalls ein Instrument zur Himmelsbeobachtung gewesen zu sein. Ihre goldenen Ränder werden u.a. als „Sonnenbarken“, ein religiöses Symbol der Bronzezeit, interpretiert. In die gleiche Zeit fällt auch der Sonnenwagen von Trundholm, bei der die Scheibe als Sonnensymbol mit einer Tag- und Nachtseite gedeutet wird.

Das antike Weltbild ging allgemein davon aus, dass die Erde den Mittelpunkt des Universums bildete. Sonne, Mond und die Planeten bewegten sich auf exakten Kreisbahnen um die Erde. Diese Vorstellung, zusammengefasst von Ptolemäus, hielt sich fast 2.000 Jahre lang. Insbesondere die Kirche verteidigte dieses Weltbild, zumal auch in der Bibel dargelegt wird, dass sich die Sonne bewegt. Allerdings zeigte das Modell Schwächen. So konnte die Bewegung der Planeten nur durch komplizierte Hilfskonstruktionen erklärt werden. Bereits Aristarch von Samos postulierte im 2. Jahrhundert v. Chr., dass die Sonne das Zentrum der Welt darstelle. Die Gelehrten Nikolaus von Kues und Regiomontanus griffen diesen Gedanken mehr als 1.500 Jahre später wieder auf. Nikolaus Kopernikus versuchte in seinem Werk De Revolutionibus Orbium Coelestium eine mathematische Grundlage dafür zu schaffen, was ihm letztendlich nicht gelang. Sein Werk regte allerdings weitere Forschungen an und bereitete das Fundament für das „Kopernikanische Weltbild“. Kopernikus' Werk wurde von der Kirche zunächst nicht als Ketzerei betrachtet, da es ein rein mathematisches Modell darstellte. In späteren Jahren, als Gelehrte daran gingen, Kopernikus' Vorstellung in ein reales Weltbild umzusetzen, wandte sich die Kirche jedoch entschieden gegen solche „umstürzlerischen“ Gedanken. Gelehrte, wie Galilei, die ebenfalls zur Erkenntnis einer zentralen Sonne gelangt waren, wurden von der Inquisition verfolgt. Durch weitere Beobachtungen, exakte Bestimmungen der Planetenbahnen, die Einführung des Teleskops und die Entdeckung der Gesetze der Himmelsmechanik, setzte sich das heliozentrische Weltbild allmählich durch.

Die weiteren Fortschritte der Astronomie ergaben schließlich, dass auch die Sonne keine herausragende Stellung im Universum einnimmt, sondern ein Stern unter Abermilliarden Sternen ist.

Aufbau

Die Sonne besteht aus verschiedenen Zonen mit schalenförmigem Aufbau, wobei die Übergänge allerdings nicht streng voneinander abgegrenzt sind.

Kern

Sämtliche freiwerdende Energie stammt aus einer als „Kern“ bezeichneten Zone im Innern der Sonne. Dieser Kern erstreckt sich vom Zentrum bis zu etwa einem Viertel des Radius der sichtbaren Sonnenoberfläche. Obwohl der Kern nur 1,6 % des Sonnenvolumens ausmacht, sind hier rund 50 % der Sonnenmasse konzentriert. Bei einer Temperatur von etwa 15,6 Millionen K liegt die Materie in Form eines Plasmas vor. Durch die Proton-Proton-Reaktion verschmelzen Wasserstoffkerne zu Heliumkernen, wobei Gammastrahlung und Elektronneutrinos erzeugt werden. Die erzeugten Heliumkerne haben aufgrund der Bindungsenergie eine geringfügig geringere Masse als die Summe der ursprünglichen Wasserstoffkerne (Massendefekt). Der Massenunterschied wird gemäß der Formel E = m c² in Energie umgewandelt (pro Proton-Proton-Fusion ≈ 27 MeV). Im Kern der Sonne werden pro Sekunde 700 Millionen Tonnen Wasserstoff zu 695 Millionen Tonnen Helium fusioniert, wobei eine Gesamtleistung von ca. 4 · 10²⁶ W = 400 Quadrillionen Watt freigesetzt wird.

Eigentlich ist der Sonnenkern zu „kalt“ für eine Kernfusion. Die kinetische Energie der Teilchen reicht rechnerisch nicht aus, um bei einem Zusammenstoß die starken Abstoßungskräfte der positiv geladenen Protonen (Wasserstoffkerne) zu überwinden. Dass dennoch Fusionen stattfinden, ist auf den quantenmechanischen Tunneleffekt zurück zu führen. Gemäß der Quantenmechanik verhält sich ein Proton wie eine ausgebreitete Welle ohne genau definierten Ort, seine Energie schwankt um einen Mittelwert. Es besteht dabei eine sehr geringe Wahrscheinlichkeit, dass sich zwei Protonen so weit nähern, dass eine Verschmelzung stattfinden kann. Das Energieniveau der abstoßenden Kräfte wird bei der Verschmelzung gleichsam „durchtunnelt“. Somit ist die Wahrscheinlichkeit einer Fusion zweier Wasserstoffkerne im Innern der Sonne sehr gering. Da jedoch eine immense Anzahl von Kernen vorhanden ist, können dennoch gewaltige Energiemengen freigesetzt werden. Die „gebremste“ Kernfusion hat für das Sonnensystem und das Leben auf der Erde den entscheidenden Vorteil, dass die Sonne sparsam mit ihren Energievorräten umgeht und über einen langen Zeitraum konstante Energiemengen abstrahlt.

Strahlungszone

Um den Kern herum liegt die so genannte „Strahlungszone“, die etwa 70 % des Sonnenradius ausmacht. Im Vakuum des Weltalls bewegen sich Gammaphotonen mit Lichtgeschwindigkeit durch den Raum. Im Innern der Sonne herrscht eine derart hohe Dichte, dass die Photonen immer wieder mit den Teilchen des Plasmas zusammenstoßen, dabei absorbiert und wieder abgestrahlt werden. Sie bewegen sich auf einer völlig zufälligen Bahn und diffundieren dabei Richtung Sonnenoberfläche. Statistisch benötigt ein Photon etwa 170.000 Jahre, um die Strahlungszone zu passieren. Dies bedeutet, dass das Licht, welches wir heute von der Sonne erhalten, bereits vor entsprechend langer Zeit erzeugt wurde. Bei jedem Zusammenstoß in der Strahlungszone nimmt die Strahlungsenergie des Photons ab und seine Wellenlänge nimmt zu. Die Gammastrahlung wird in Röntgenstrahlung umgewandelt. Anders als die Photonen gelangen die Neutrinos nahezu ungehindert durch die Schichten der Sonne, da sie kaum mit Materie in Wechselwirkung treten. Die Neutrinos erreichen, da sie sich mit Lichtgeschwindigkeit bewegen, bereits nach acht Minuten die Erde, wobei sie den Planeten fast ungehindert durchqueren. In jeder Sekunde durchqueren etwa 70 Mrd. Neutrinos einen Quadratzentimeter der Erdoberfläche.

Konvektionszone

An die Strahlungszone schließt sich die „Konvektionszone“ an. Am Grenzbereich zur Strahlungszone beträgt die Temperatur noch ca. 2 Mio. Kelvin. Die Energie wird in dieser Zone nicht mehr durch Strahlung abgegeben, sondern durch eine Strömung (Konvektion) der Plasmas weiter nach außen transportiert. Dabei steigt heiße Materie in gewaltigen Strömen nach außen, kühlt dort ab und sinkt wieder ins Sonneninnere hinab. Da das frisch aufgestiegene Plasma heißer und damit heller ist als das absteigende, sind die Konvektionszellen mit einem Teleskop als Granulation der Sonnenoberfläche erkennbar.

Sonnenoberfläche und Umgebung

Oberhalb der Konvektionszone liegt die Photosphäre, die wir als Quelle der Sonnenstrahlung wahrnehmen: eine „Kugelschale aus Licht“ als die für uns sichtbare Sonnenoberfläche. Sie ist aber nur eine 300-400 km dicke Schicht, deren Temperatur an der Oberfläche rund 6.000 Kelvin (5.700 °C) beträgt. Die Photosphäre gilt allgemein als die eigentliche Sonnenoberfläche, obwohl unser Zentralgestirn - wie auch die meisten anderen Sterne - keine scharfe äußere Grenze besitzt.

Die Photosphäre gibt die gesamte vom Sonneninnern erzeugte und aufsteigende Energie als Strahlung ab – großteils im sichtbaren Licht, was auch ihr Name andeutet (griech. φoς = Licht). Erst hier hat die Energie der Strahlungsquanten soweit abgenommen, dass sie unschädlich und für das menschliche Auge sichtbar sind. Wegen ungeheurer Wirbel und variabler Magnetfelder (Quelle der Sonnenflecken) darf man sich die Oberfläche allerdings nicht als glatt vorstellen. Durch digitale Bildverarbeitung der Messungen von SOHO, TRACE oder CHANDRA kann man sie so darstellen, dass sie wie hartes, aber dauernd bewegliches Material aussieht. Für die Turbulenzen ist auch die elektrische Leitfähigkeit der heißen Sonnenmaterie entscheidend.

Über der Photosphäre erstreckt sich die Chromosphäre. Sie wird von jener zwar überstrahlt, ist aber bei Sonnenfinsternissen für einige Sekunden als rötliche Leuchterscheinung zu sehen. Die Temperatur nimmt hier auf über 10.000 K zu, während die Gasdichte um den Faktor 10^-4 auf 10^-15 g/cm³ abnimmt.

Über der Chromosphäre liegt die Korona, in der die Dichte nochmals um den Faktor 10^-4 auf 10^-19 g/cm³ abnimmt. Die innere Korona erstreckt sich – je nach dem aktuellen Fleckenzyklus – um 1-2 Sonnenradien nach außen und stellt eine erste Übergangszone zum interplanetaren Raum dar. Durch Sonnenstrahlung, Stoßwellen und andere Wechselwirkungen mechanischer oder magnetischer Art wird die äußerst verdünnte Koronen-Materie allerdings auf Temperaturen bis zu zwei Millionen Kelvin aufgeheizt. Die genauen Ursachen dieser Heizmechanismen sind freilich noch unklar. Eine mögliche Energiequelle wären akustische Wellen und Microflares - kleine Ausbrüche auf der Sonnenoberfläche

Ein besonders hoher Temperaturgradient herrscht an der Untergrenze der Korona, wo ihre Dichte nach oben schneller abnimmt, als die Energie abtransportiert werden kann. Innerhalb einiger 100 Höhenkilometer steigt die kinetische Gastemperatur um eine Million Grad und „macht sich Luft“, indem die zusätzliche Heizenergie als Sonnenwind entweicht. Die Korona kann nur aufgrund ihrer extrem geringen Dichte so heiß werden.

Der bei jeder totalen Sonnenfinsternis sichtbare Strahlenkranz (lat. Corona = Krone) hat schon vor Jahrtausenden die Menschen erstaunt. Er kann bis mehrere Millionen Kilometer reichen und zeigt eine strahlenförmige Struktur, die sich mit dem Zyklus der Sonnenflecken stark ändert. Im Sonnenflecken-Maximum verlaufen die Strahlen nach allen Seiten, im Minimum nur in der Nähe des Sonnenäquators.

Die Korona erstreckt sich bis zur Heliopause, wo sie auf das interstellare Medium trifft.

Magnetfeld

Die Sonne besitzt außerordentlich starke Magnetfelder, die durch die Strömung der elektrisch leitenden Gase hervorgerufen werden. Die Leitfähigkeit des Plasmas im Sonneninnern entspricht dem von Kupfer bei Zimmertemperatur. In der Sonne zirkulieren elektrische Ströme in einer Größenordnung von 10¹² Ampere. Das Innere der Sonne wirkt somit wie ein gigantischer Dynamo, der die Bewegungsenergie eines elektrischen Leiters in elektrische Energie und ein Magnetfeld umwandelt. Man geht derzeit davon aus, dass dieser Dynamoeffekt nur in einer dünnen Schicht am Boden der Konvektionszone wirksam ist.

Sichtbare Auswirkungen der Magnetfelder sind die Sonnenflecken und die Protuberanzen. Sonnenflecken sind relativ kühle Bereiche der Sonnenatmosphäre. Ihre Temperatur liegt zwischen 3.700 und 4.500 K. Durch spektroskopische Untersuchungen konnte festgestellt werden, dass im Bereich der Sonnenflecken starke Magnetfelder vorherrschen. Die Spektrallinien von Elementen, die normalerweise bei einer Wellenlänge liegen, erscheinen bei Anwesenheit eines Magnetfeldes dreigeteilt (Zeeman-Effekt), wobei der Abstand der Linien proportional zur Stärke des Feldes ist. Die Magnetfeldstärke im Umfeld der Sonnenflecken kann bis zu 0,3 Tesla (3.000 Gauß) betragen und ist somit tausendmal stärker als das irdische Magnetfeld an der Erdoberfläche. In der Sonne bewirken die Magnetfelder eine Hemmung der Konvektionsströmungen, so dass weniger Energie nach außen transportiert wird. Die dunkelsten und kühlsten Zonen auf der Sonne sind somit die Orte mit den stärksten Magnetfeldern.

Sonnenflecken treten in Gruppen auf, wobei meistens zwei auffällige Flecken dominieren, die eine entgegen gesetzte magnetische Ausrichtung aufweisen (ein Fleck ist sozusagen ein „magnetischer Nordpol“, der andere ein „Südpol“). Solche bipolaren Flecken sind meist in Ost-West-Richtung, parallel zum Sonnenäquator, ausgerichtet.

Zwischen den Flecken bilden sich Magnetfeldlinien in Form von Schleifen aus. Längs dieser Linien wird ionisiertes Gas festgehalten, das in Form von Protuberanzen oder Filamenten sichtbar wird (Protuberanzen sind Erscheinungen am Rand, Filamente auf der „Sonnenscheibe“).

Die Gesamtzahl der Sonnenflecken unterliegt einem Zyklus von rund elf Jahren. Während eines Fleckenminimums sind kaum Sonnenflecken sichtbar. Mit der Zeit bilden sich zunehmend Flecken in einem Bereich von 30° nördlicher und südlicher Breite aus. Diese aktiven Fleckengürtel bewegen sich zunehmend in Richtung Äquator. Nach etwa 5,5 Jahren ist das Maximum erreicht und die Zahl der Flecken nimmt langsam wieder ab. Nach einem Zyklus hat sich das globale Magnetfeld der Sonne umgepolt. Der vorher magnetische Nordpol ist jetzt der magnetische Südpol.

Die genauen Ursachen für den elfjährigen Zyklus sind noch nicht vollständig erforscht. Derzeit geht man von folgendem Modell aus:

Zu Beginn eines Zyklus, im Minimum, ist das globale Magnetfeld der Sonne bipolar ausgerichtet. Die Magnetfeldlinien verlaufen geradlinig über den Äquator von Pol zu Pol. Durch die differenzielle Rotation werden die elektrisch geladenen Gasschichten gegeneinander verschoben, wobei die Magnetfelder zunehmend gestaucht, verdreht und verdrillt werden. Die Magnetfeldlinien ragen zunehmend aus der sichtbaren Oberfläche heraus und verursachen die Bildung von Flecken und Protuberanzen. Nach dem Fleckenmaximum richtet sich das Magnetfeld wieder neu aus.

Pulsation

Die gesamte Sonne pulsiert in unterschiedlichen Frequenzen. Sie schwingt gleichsam wie eine riesige Glocke. Allerdings können wir die Schallwellen auf der Erde nicht „hören“, da das Vakuum des Weltraums diese nicht weiterleitet. Mit speziellen Methoden kann man die Schwingungen jedoch sichtbar machen.

Schwingungen aus dem Sonneninnern bewegen die Photosphäre auf und ab. Aufgrund des Dopplereffekts werden die Absorptionslinien des Sonnenspektrums, je nach Bewegungsrichtung der Gase, verschoben. Die hauptsächlich vorherrschende Schwingung hat eine Periodendauer von etwa fünf Minuten (293 ± 3 Sekunden).

Innerhalb der Konvektionszone herrschen heftige Turbulenzen, wobei aufsteigende Konvektionszellen bei der Strömung durch die umliegenden Gase Schallwellen erzeugen. Nach außen laufende Schallwellen erreichen die Grenzschicht zur Photosphäre. Da dort die Dichte stark abnimmt, können die Wellen sich dort nicht ausbreiten sondern werden reflektiert und laufen wieder ins Sonneninnere. Mit zunehmender Tiefe nehmen die Dichte der Materie und die Schallgeschwindigkeit zu, so dass die Wellenfront gekrümmt und wieder nach außen geleitet wird. Durch wiederholte Reflexion und Überlagerung können Schallwellen verstärkt werden, es bilden sich Resonanzen aus. Die Konvektionszone wirkt somit wie ein riesiger Resonanzkörper, der die darüber liegende Photosphäre in Schwingung versetzt.

Die Auswertung der Schwingungen erlaubt eine Aussage über den inneren Aufbau der Sonne. So konnte die Ausdehnung der Konvektionszone bestimmt werden. Analog zur Erforschung von seismischen Wellen auf der Erde, spricht man bei dem solaren Wissenschaftszweig von der Helioseismologie.

Wechselwirkung der Sonne mit ihrer Umgebung

Die Sonne beeinflusst auch den interplanetaren Raum mit ihrem Magnetfeld und vor allem mit der Teilchenemission, dem Sonnenwind. Dieser Teilchenstrom kann die Sonne mit mehreren 100 km/s verlassen und verdrängt das Interstellare Medium bis zu einer Entfernung von mehr als 10 Milliarden Kilometern. Bei Sonneneruptionen können sowohl Geschwindigkeit als auch Dichte des Sonnenwindes stark zunehmen und auf der Erde neben Polarlichtern auch Störungen in elektronischen Systemen und im Funkverkehr verursachen.

Daten zur Sonne

	Sonne	Verhältnis Sonne/Erde
Sternklasse (siehe Spektralklasse und Leuchtkraftklasse)	G2V	-
Zeit bis zum Ende des Wasserstoffbrennens im Zentrum	etwa 4,5–5 Milliarden Jahre	-
mittlerer Durchmesser	1.392.500 km	109,16
Radius des Ereignishorizontes	2,95325 km	332.946
Mittlerer scheinbarer Durchmesser	31' 59,3"	-
Solare Gravitationskonstante (G·M)	1,32712440018·1020  m3 s-2	332.946
Masse	1,9884·1030 kg	332.946
Massenverlust pro Sekunde durch Strahlung	4,28·109 kg	-
Massenverlust pro Sekunde durch Sonnenwind	ca. 1·109 kg	-
Massenverlust bis heute durch Strahlung	ca. 520·1024 kg = 87 Erdmassen	-
Energieausstoß	3,86·1026 Watt	-
Fluchtgeschwindigkeit	617,319 km/s	62,927
Dichte	1,408 g/cm³	0,2553
Dichte (Zentrum)	150 g/cm³	11,1
Druck (Zentrum)	> 2·1016 Pa	-
Oberflächenbeschleunigung	273,96 m/s²	27,9
Mittlere scheinbare Helligkeit	-26m,8	-
absolute Helligkeit	4,87M	-
Temperatur (Zentrum)	14,8·106 °C	2.114
Temperatur (Photosphäre)	ca. 6.100 °C	-
Temperatur (Korona)	ca. 1–2 Millionen K	-
Effektivtemperatur	5.777 K	-
Strahlungsmaximum	ca. 500 nm (grünes Licht)	-
Leuchtkraft	3,846·1026 W	-
Spezifische Ausstrahlung (Oberfläche)	6,318·107 W/m2	-
Rotationsdauer am Äquator	25 d 9 h 7 m	25,38
Rotationsgeschwindigkeit am Äquator	1856,847 m/s	4,01
Rotationsdauer bei 75° Breite	31 d 19 h 12 m	-
Neigung der Achse gegen die Ekliptik	7° 15'	-
Entfernung zum Zentrum der Galaxis	25.000 bis 28.000 Lichtjahre	-
Umlaufzeit um das Zentrum der Galaxis	ca. 210.000.000 Jahre	-
Umlaufgeschwindigkeit um das Zentrum der Galaxis	ca. 225 km/s	-

Erforschung der Sonne

Frühe Beobachtungen

Als der wichtigste Himmelskörper für irdisches Leben genoss die Sonne bereits vor der Geschichtsschreibung aufmerksame Beobachtung der Menschen. Kultstätten wie Stonehenge wurden errichtet, um die Position und den Lauf der Sonne zu bestimmen, insbesondere die Zeitpunkte der Sonnenwenden. Es wird vermutet, dass einige noch ältere Stätten ebenfalls zur Sonnenbeobachtung benutzt wurden, gesichert ist dies aber nicht. Der Verlauf der Sonne sowie besonders Sonnenfinsternisse wurden von den unterschiedlichen Kulturen sehr aufmerksam beobachtet und dokumentiert. Aufzeichnungen aus dem alten China belegen die Beobachtungen besonders heftiger Sonnenfleckentätigkeit. Sonnenflecken können mit bloßem Auge wahrgenommen werden, wenn die Sonne tief am Horizont steht und das Sonnenlicht durch die dichte Erdatmosphäre „gefiltert” wird.

Beobachtungen mit Teleskopen

Auch in Europa hatte man zu der damaligen Zeit Sonnenflecken wahrgenommen, wobei man sie allerdings für „atmosphärische Ausdünstungen“ hielt. Erst die Entwicklung des Teleskops führte zu einer systematischen Erforschung des Phänomens. Im Jahre 1610 beobachteten Galileo Galilei und Thomas Harriot die Flecken erstmals mittels Teleskop. Johann Fabricius beschrieb sie 1611 als Erster in einer wissenschaftlichen Abhandlung. Die beobachtete Wanderung der Flecken auf der Sonnenscheibe führte er zutreffend auf die Eigenrotation der Sonne zurück. 1619 postulierte Johannes Kepler einen Sonnenwind, da der Schweif von Kometen immer von der Sonne weggerichtet ist.

1775 vermutete Christian Horrobow bereits, dass die Sonnenflecken einer gewissen Periodizität unterliegen. 1802 wies William Hyde Wollaston erstmals dunkle Linien (Absorptionslinien) im Sonnenspektrum nach. Joseph von Fraunhofer untersuchte die Linien ab 1814 systematisch, sie werden daher auch als „Fraunhoferlinien“ bezeichnet. 1843 publizierte Samuel Heinrich Schwabe seine Entdeckung des Zyklus der Sonnenfleckenaktivität. 1849 wurde die Sonnenfleckenrelativzahl eingeführt, die die Anzahl und Größe der Sonnenflecken wiedergibt. Seither werden die Flecken regelmäßig beobachtet und gezählt. 1889 entwickelte George Ellery Hale den Spektroheliographen. Henry Augustus Rowland vollendete 1897 einen Atlas des Sonnenspektrums, der sämtliche Spektrallinien enthält. 1908 entdeckte George Ellery Hale die Aufspaltung von Spektrallinien im Bereich der Sonnenflecken durch magnetische Kräfte (Zeeman-Effekt). 1930 beobachtete Bernard Ferdinand Lyot die Sonnenkorona außerhalb einer totalen Finsternis.

Lange Zeit unklar war allerdings, woher die Sonne ihre Energie bezieht. So hatte man die Vorstellung, dass die Sonne ein glühender, brennender Körper sei. Allerdings hätte der Brennstoff nur für einige tausend Jahre gereicht. William Thomson, der spätere Lord Kelvin, ging davon aus, dass die Sonne durch die eigene Schwerkraftwirkung schrumpfe und die Bewegungsenergie der Sonnenteilchen in Wärme umgewandelt würde. So könnte die Sonne für etwa hundert Millionen Jahre Energie abgeben. Mit der Entdeckung der irdischen Radioaktivität stellte man allerdings fest, dass die Gesteine der Erdkruste mehrere Milliarden Jahre alt sein müssen. Erst die Entschlüsselung der atomaren Vorgänge brachte eine Lösung. Ernest Rutherford beschrieb einen Zusammenhang zwischen Radioaktivität und Kernumwandlung. Arthur Stanley Eddington folgerte, dass im Innern der Sterne Elemente verschmelzen und in andere umgewandelt werden, wobei Energie freigesetzt wird. Da bei spektroskopischen Untersuchung hauptsächlich Wasserstoff festgestellt wurde, ging man davon aus, dass dieses Element eine entscheidende Rolle spiele. 1938 beschrieb Hans Bethe schließlich die Prozesse Proton-Proton-Reaktion, die im Innern der Sonne ablaufen.

1942 wurde festgestellt, dass die Sonne Radiowellen ausstrahlt. 1949 wies Herbert Friedman die solare Röntgenstrahlung nach.

Im Laufe der Zeit wurden spezielle Sonnenobservatorien errichtet, die ausschließlich der Beobachtung der Sonne dienen.

1960 wurde die Schwingung der Photosphäre nachgewiesen. Dies war der Beginn der Helioseismologie, die die Eigenschwingungen der Sonne untersucht und daraus den inneren Aufbau sowie Prozesse ableitet.

Zur Messung der Sonnenneutrinos wurden riesige unterirdische Detektoren errichtet. Die Diskrepanz zwischen dem theoretischen und tatsächlich gemessenen Neutrinofluss führte seit den 1970ern zum so genannten solaren Neutrinoproblem: Es konnte nur etwa 1/3 der erwarteten Neutrinos detektiert werden. Dies ließ zwei Möglichkeiten zu. Entweder war das Sonnenmodell falsch und der erwartete solare Neutrinofluss wurde überschätzt, oder die Neutrinos können sich auf dem Weg zur Erde in eine andere „Art“ umwandeln (Neutrinooszillation). Erste Hinweise für diese Neutrinooszillation wurden im Jahr 1998 am Super-Kamiokande gefunden und inzwischen allgemein bestätigt.

Erforschung durch Satelliten und Raumsonden

Eine Reihe von Satelliten wurde für die Beobachtung der Sonne in eine Erdumlaufbahn geschickt. Mittels der Satelliten können insbesondere Wellenlängenbereiche untersucht werden (Ultraviolett, Röntgenstrahlung), die sonst von der Erdatmosphäre absorbiert werden. So hatte z.B. die 1973 gestartete Raumstation Skylab unter anderem ein Röntgenteleskop an Bord.

Mit Hilfe von Raumsonden versuchte man unter anderem der Sonne näher zu kommen, um die Umgebung der Sonne studieren zu können. Dies war und bleibt aufgrund von sehr hohen Temperaturen und intensiver Strahlung ein technisch sehr schwieriges Unterfangen. So konnten die 1974 und 1976 gestarteten deutsch-amerikanischen Helios-Sonden sich der Sonne nur bis auf 43,5 Millionen Kilometer nähern.

Die 1990 gestartete Raumsonde Ulysses verfolgte andere Ziele. Sie sollte die Pole der Sonne studieren, die sowohl von der Erde, als auch von Satelliten und Raumsonden, die sich in der Planetenebene bewegen, nicht sichtbar sind. Dies war nur mit einer Änderung der Bahnebene der Raumsonde um 90° erreichbar. Zu diesem Zweck flog Ulysses zunächst zum Riesenplaneten Jupiter, wo durch ein Swing-By-Manöver die Bahnebene der Sonde geändert wurde. Dadurch konnte Ulysses die Planetenebene verlassen und überflog seitdem bereits zweimal die beiden Pole der Sonne. Mit konventionellen Raketenantrieben, ohne den Vorbeiflug am Jupiter, wäre eine solche Mission nicht möglich gewesen.

1995 wurde die größtenteils von Europa gebaute Sonde SOHO in Richtung Sonne gestartet. SOHO befindet sich nun im Lagrangepunkt L1 und beobachtet die Sonne mit zwölf verschiedenen Instrumenten. Sie liefert tägliche Aufnahmen der Sonne und trägt wesentlich der Vorhersage der Sonneneruptionen und Stürme bei. 1998 folgte der Satellit TRACE zur Unterstützung von SOHO.

2001 startete die Genesis-Raumsonde, die kurz darauf eine Position im Lagrangepunkt L1 bezog und dort 2,5 Jahre lang Proben des Sonnenwindes sammelte, die anschließend zur Erde gebracht werden sollten. Dadurch sollte die genaue Isotopenzusammensetzung des Sonnenwindes ermittelt werden. Im September 2004 trat die Kapsel mit den Proben in die Erdatmosphäre ein, schlug jedoch aufgrund eines nicht entfalteten Fallschirms hart auf der Erde auf. Einige der Proben haben den Aufprall dennoch überstanden und werden derzeit von Wissenschaftlern studiert.

Für 2013 plant die europäische Raumfahrtbehörde ESA eine Raumsonde namens Solar Orbiter, die sich der Sonne bis auf 45 Sonnenradien (etwa 30 Millionen Kilometer) nähern und dabei Strukturen von 100 km Größe auflösen können soll.

Sichtbare Erscheinungen und Beobachtung der Sonne

Mit Teleskopen kann man Aktivitäten der Sonne in Form von Protuberanzen und Sonnenflecken sichtbar machen. Ebenfalls zu beobachten sind dort heftige Ausbrüche, so genannte Flares, die bereits mit kleinen Instrumenten als hellere und damit heißere Gebiete erkennbar sind.

Vorsicht, eine direkte Beobachtung der Sonne mit oder ohne Fernrohr ist gefährlich für die Augen!

Die Sonnenbeobachtung geschieht am einfachsten, indem das Okularbild eines Teleskops oder Fernglases auf eine weiße Fläche (z.B. eine Leinwand oder ein Stück Pappe) projiziert wird. Die Abbildung der Sonne kann gefahrlos betrachtet werden. Dieses Verfahren nennt man Okularprojektion.

Ebenfalls möglich ist eine Beobachtung mit Hilfe von speziellen Sonnenfiltern, dies sind Folien oder beschichtete Gläser, die vor das Auge gehalten oder vor dem Objektiv angebracht werden. Eine detaillierte Beobachtung ist außerdem mit einem Herschelprisma oder Pentaprisma möglich.

Bei allen beschriebenen Beobachtungsverfahren wird das gesamte Spektrum des Sonnenlichts gedämpft, die Sonne wird im „Weißlicht“ beobachtet. Dabei werden Sonnenflecken, Flares und die Granulation sichtbar.

Um Protuberanzen zu beobachten, bedarf es besonderer Bauteile oder Teleskope. Bei einem Protuberanzenansatz wird die Sonne mittels eines Scheibchens abgedeckt – es wird sozusagen eine künstliche totale Sonnenfinsternis erzeugt. Die am Sonnenrand aufsteigenden Protuberanzen werden durch einen sog. H-alpha-Filter beobachtet. Dies ist ein besonders schmalbandiger Interferenzfilter, der nur das tiefrote Licht des ionisierten Wasserstoffes durchlässt. Eine Beobachtung der gesamten Sonnenoberfläche in diesem Spektralbereich ermöglichen sog. H-alpha-Teleskope. Damit können Protuberanzen, Filamente, Flecken und Flares beobachtet werden. Diese Teleskope sind in den letzten Jahren sehr preisgünstig geworden und werden von Amateurastronomen zunehmend eingesetzt.

Die Korona kann nur bei einer totalen Sonnenfinsternis oder mittels eines speziellen Gerätes, dem Koronographen, beobachtet werden.

Mit freiem Auge kann die Sonne lediglich bei dunstigem Himmel kurz nach Sonnenaufgang oder kurz vor Sonnenuntergang betrachtet werden. Die Erdatmosphäre schluckt den größten Teil des Lichts, insbesondere auch der UV-Strahlung. Allerdings verringert die Atmosphäre in Horizontnähe auch stark die Abbildungsqualität und bewirkt eine vertikale Stauchung des Sonnenbildes als Folge der Lichtbrechung. Dass die untergehende Sonne in Horizontnähe größer aussieht, ist hingegen nicht, wie oft vermutet, eine Folge der Refraktion an den Luftschichten, sondern eine optische Täuschung, die von der Wahrnehmungspsychologie unter dem Begriff Mondtäuschung untersucht und erklärt wird.

Optische Erscheinungen

Zwar sind alle Phänomene der atmosphärischen Optik direkt oder indirekt an das Sonnenlicht geknüpft, viele von ihnen zeigen sich jedoch direkt neben oder mit der Sonne als solches und haben damit einen hervorgehobenen Bezug. Dies gilt in erster Linie für Sonnenauf- und Sonnenuntergang, doch auch nahezu für alle Halophänomene, wie die 22°-Halo, die Nebensonnen oder Lichtsäulen. Ein besonderes Phänomen, dass den Begriff der Sonnenstrahlen geprägt hat, sind die Strahlenbüschel. Seltener sind hingegen Grüne Blitze.

Entwicklung der Sonne

Die Sonne entstand vor 4,6 Milliarden Jahren durch den gravitativen Kollaps einer interstellaren Gaswolke. Dieser Kollaps, in dessen Verlauf auch die Planeten entstanden, und die anschließende Relaxationsphase war nach etwa 50 Millionen Jahren abgeschlossen. Die anschließende Entwicklungsgeschichte der Sonne führt über ihren jetzigen Zustand zu dem eines Roten Riesen und schließlich über eine instabile Endphase im Alter von etwa 12,5 Milliarden Jahren zu einem Weißen Zwerg, der von einem Planetarischen Nebel umgeben ist.

Dieser Ablauf lässt sich heute anhand der Gesetze der Physik und der Kenntnis kernphysikalischer Prozesse aus Laborexperimenten, recht genau im Computer modellieren. Die Kenndaten der einzelnen Phasen sind in der Tabelle angegeben . Der Index Null markiert die heutigen Kenndaten der Sonne, d. h. im Alter von 4,6 Milliarden Jahren.

Phase	Dauer in   Millionen J.	Leuchtkraft / L0	Radius / R0
Hauptreihenstern	11.000	0,7–2,2	0,9–1,6
Übergangsphase	700	2,3	1,6–2,3
Roter Riese	600	2,3–2.300	2,3–166
Beginn des He-Brennens	110	44	ca. 10
He-Schalenbrennen	20	44–2.000	10–130
Instabile Phase	0,4	500–5.000	50–200
Übergang zu Weißem Zwerg     mit Planetarischem Nebel	0,1	3.500	100–0,08

Protostern

Vor ca. 4,6 Mrd. Jahren zog sich eine riesige Gas- und Staubwolke unter der eigenen Schwerkraft zusammen. Im Zentrum der Wolke wurde die Materie immer dichter zusammen gepresst, wobei Druck und Temperatur immer weiter anstiegen. Zu diesem Zeitpunkt wurden bereits große Energiemengen in Form von Strahlung abgegeben. Dieses Stadium nennt man einen Protostern.

Hauptreihenstern

Die Temperatur und der Druck im Zentrum stiegen so weit an, bis die Kernfusionsprozesse einsetzten. Dadurch wurde ein Strahlungsdruck wirksam, der der Schwerkraft entgegenwirkte. Die weitere Kontraktion wurde aufgehalten, der Stern stabilisierte sich. Die Sonne hatte das Stadium eines sogenannten Hauptreihensterns erreicht. In dieser Phase verweilt sie 11 Milliarden Jahre. In dieser Zeit steigt die Leuchtkraft um das Dreifache von 0,7 L₀ auf 2,2 L₀ und der Radius auf fast das Doppelte von 0,9 R₀ auf 1,6 R₀ an. Im Alter von 5,5 Milliarden Jahren, d. h. in 0,9 Milliarden Jahren ab heute, überschreitet die mittlere Temperatur auf der Erdoberfläche den für höhere Lebewesen kritischen Wert von 30 °C . Eine weitere Milliarde Jahre später werden 100 °C erreicht. Spätestens in Alter von 9,4 Milliarden Jahren versiegt der Wasserstoff im Sonnenzentrum, und die Fusionszone verlagert sich in einen schalenförmigen Bereich um das Zentrum, der sich im Laufe der Zeit weiter nach außen bewegt. Dieser Vorgang führt jedoch vorerst nicht zu einer Veränderung der äußerlich sichtbaren Sonnenparameter.

Im Zeitraum von 11 bis 11,7 Milliarden Jahren beginnt eine Kontraktionsphase der ausgebrannten Kernzone aus Helium. Dabei wächst der Sonnenradius auf 2,3 R₀ an. Die Sonne wird rötlicher und beginnt sich von der Hauptreihe im so genannten Hertzsprung-Russell-Diagramm zu entfernen. Bis zu diesem Zeitpunkt beträgt der Massenverlust durch Sonnenwind weniger als ein Promille.

Roter Riese

Im Zeitraum von 11,7 bis 12,3 Milliarden Jahren setzt ein dramatisch beschleunigter Anstieg von Leuchtkraft und Radius ein. Durch die Zunahme der Oberfläche strahlt die Sonne noch rötlicher. In der Endphase dieser Entwicklung erreicht die Sonne eine Leuchtkraft von 2.300 L₀ und einen Radius von 166 R₀. Das entspricht etwa dem Radius der Umlaufbahn der Venus. Venus und Merkur werden vernichtet. Von der Erde aus gesehen nimmt die Sonne nun einen großen Teil des Himmels ein, und die Erdkruste wird zu einem einzigen Lava-Ozean aufgeschmolzen. Durch die geringe Gravitation an der Sonnenoberfläche verliert die Sonne in dieser Phase 28 % ihrer Masse durch Sonnenwind. Gegen Ende dieser Phase strömt ein Anteil von bis zu 1,3·10^-7 M₀ pro Jahr als interstellares Gas in den Weltraum, wobei M₀ die Masse der heutigen Sonne bezeichnet. Durch die geringere Sonnenmasse sinkt auch die Anziehungskraft auf die Planeten, so dass deren Bahnradien um jeweils 38 % zunehmen. Da die Kernzone der Sonne keine Energie mehr produziert, gibt sie der Gravitation weiter nach und kontrahiert, bis schließlich die Dichte ungefähr auf das 10.000fache des heutigen Wertes angestiegen ist.

Helium-Blitz und -Brennphase

Durch die Kontraktion der Zentralregion steigt dort die Temperatur schließlich auf 10⁸ K. Bei diesem Wert setzt die Fusion von Helium zu Kohlenstoff ein. Aufgrund der extremen Dichte von der Größenordung 10⁶ g/cm³ im Zentrum und der damit verbundenen Neutrino-Kühlung, zündet die Fusionsreaktion zunächst innerhalb einer heißeren kugelschalenförmigen Zone um das Zentrum. Gewöhnlich würde die dabei freiwerdende Energie zu einer Expansion des Kerns führen, die die Temperatur stabilisiert. Die Kernzone befindet sich jedoch in einem besonderen quantenmechanischen Entartungszustand, was zur Folge hat, dass die Energie zunächst in die Auflösung der Entartung investiert wird. Daher ist zunächst kein stabiler Zustand möglich, so dass die Heliumfusion in Form einer gigantischen Explosion einsetzt, die als Helium-Blitz (helium flash) bezeichnet wird. Dabei steigt für mehrere Sekunden die Sonnenleistung auf 10¹⁰ L₀. Das entspricht etwa 10 % der Leuchtkraft der gesamten Milchstraße. Erst nach einem Umsatz von 3 % des Heliumreservoirs setzt eine Expansion ein und stoppt diese Leistungsexkursion. Diese Explosion findet nur im Zentralbereich statt und ist äußerlich zunächst nicht bemerkbar. Sie drängt jedoch die Wasserstofffusionszone weiter nach außen, deren Temperatur daher abnimmt und damit auch der Energieumsatz. Paradoxerweise sinkt damit als äußerliche Folge des Helium-Blitzes innerhalb der nächsten 10.000 Jahre die Leuchtkraft ab und zwar um fast einen Faktor 100. Es folgt eine Phase von 1 Million Jahren, in denen die Sonnenparameter oszillieren bis sich ein stabiler Zustand der Heliumfusion im Zentrum einstellt, der anschließend 110 Millionen Jahre anhält. Gleichzeitig brennt auch die schalenförmige Wasserstofffusionszone weiter außen weiter. In dieser Zeit bleibt die Leuchtkraft nahezu konstant bei 44 L₀ und der Radius bei 10 R₀.

Heliumschalen-Brennen

Danach ist auch das Helium im Sonnenzentrum verbraucht und es beginnt eine Phase des Heliumschalen-Brennens, die 20 Millionen Jahre andauert. Damit existieren nun zwei ineinander geschachtelte schalenförmige Fusionszonen. Im Zentrum sammelt sich Kohlenstoff und kontrahiert gravitativ. Damit ist ein erneuter enormer Anstieg der Leuchtkraft auf 2.000 L₀ und eine Zunahme des Radius auf 130 R₀ verbunden. Gegen Ende verliert die Sonne dabei einen Massenanteil von 0,1 M₀.

In den letzten 500.000 Jahren dieser Phase erwartet man in Zusammenhang mit der Wechselwirkung zwischen dem kontrahierenden Kern und der Heliumfusionszone weitere instabile Situationen, bei denen kurzzeitige Leistungsexkursionen durch Heliumfusion mit etwa 10⁶ L₀ eintreten können. Ein wahrscheinliches Szenarium wären beispielsweise vier solcher Helium-Blitze im Abstand von etwa 100.000 Jahren. Als Folge jedes dieser Helium-Blitze und der damit verbundenen Expansion der Wasserstoffschale kann die Fusion dort in den folgenden 200 Jahren vorübergehend völlig zum Stillstand kommen. Die äußerliche Folge eines Helium-Blitzes wäre daher wiederum zunächst eine Abnahme der Leuchtkraft. Nach 400 Jahren erreicht die Energie des Helium-Blitzes die Oberfläche. Leuchtkraft und Radius steigen an und relaxieren in den folgenden 10.000 Jahren wieder. Dabei werden Variationen der Leuchtkraft zwischen 500 L₀ und 5.000 L₀ erwartet sowie Radiusvariationen zwischen 50 R₀ und 200 R₀. In den Phasen maximaler Ausdehnung reicht die Sonnenoberfläche bis an die heutige Erdbahn heran. Nur durch die Zunahme des Erdbahndurchmessers entkommt die Erde der völligen Vernichtung. Gleichzeitig stößt die Sonne in diesen Phasen insgesamt eine Masse von weiteren 0,05 M₀ ab.

Weißer Zwerg und Planetarischer Nebel

Durch die erwähnten Massenverluste verliert die Sonne die gesamte äußere Hülle einschließlich der Wasserstoff- und Heliumfusionszone. Etwa 100.000 Jahre nach dem letzten Helium-Blitz wird daher der heiße innere Kern freigelegt, der im Wesentlichen aus hochverdichtetem Kohlenstoff und Sauerstoff besteht. Sein Radius beträgt nur noch 0,08 R₀, dafür aber seine Oberflächentemperatur 120.000 K. Seine Leuchtkraft beträgt anfänglich 3.500 L₀. Aufgrund der hohen Temperatur enthält diese Strahlung einen enormen Anteil von ultravioletter Strahlung, welche die abgestoßene Gaswolke der Sonne nun zum Leuchten anregt. Da die Geschwindigkeit des Sonnenwindes ständig zunimmt, werden die früher ausgestoßenen Gase durch die späteren eingeholt und oft zu einer kugelförmigen Gasschale komprimiert. Für einen außen stehenden Beobachter erscheinen die leuchtenden Gase in diesem Fall als Ring, der als Planetarischer Nebel bezeichnet wird. Durch das Verflüchtigen des Gases erlischt diese Erscheinung nach einigen 10.000 Jahren wieder, und im Zentrum bleibt der strahlende Rest der Sonne, den man als Weißen Zwerg bezeichnet.

Er hat nur etwa die Größe der Erde, aber eine Masse von 0,55 M₀. Seine Dichte beträgt daher etwa eine Tonne pro Kubikzentimeter. Er besitzt keine innere Energiequelle, so dass seine Abstrahlung zu einem Wärmeverlust führt. Nach einer vergleichsweise raschen Abkühlung im Anfangsstadium durch die extreme Leuchtkraft sinkt die Oberflächentemperatur auf Werte, bei denen eine Strahlung aufgrund der deutlich niedrigeren Leuchtkraft über mehrere dutzend Milliarden Jahre möglich ist, bevor die Sonne als Schwarzer Zwerg im optischen Spektralbereich gänzlich erlischt.

Siehe auch

• Astronomie
• Kosmologie
• Sonnenforschung

Literatur

• Kenneth R. Lang: Die Sonne - Stern unserer Erde, Springer- Verlag Berlin, Heidelberg, New York, 1996, ISBN 3-540-59437
• Rudolf Kippenhahn: Der Stern von dem wir leben, DVA, 1990, ISBN 3-421-02755-2
• Helmut Scheffler, Hans Elsässer: Physik der Sterne und der Sonne, BI Mannheim, 1990, ISBN 3-411-14172-7
• I.-J. Sackmann et al: Our Sun. III. Present and Future, Astrophysical Journal, 418, S. 457–468, Nov. 1993 Online-Version
• C. Bounama, W. v. Bloh, S. Franck: Das Ende des Raumschiffs Erde, Spektrum der Wissenschaft, Oktober 2004, S. 52–59
• Wolfgang Mattig, Die Sonne, Beck'sche Reihe Bd.2001, ISBN 3-406-39001-3
• Wolfgang Mattig, Artikel in SONNE 103

Weblinks

• extrasolar-planets.com - Sonne (dt.)
• Raumfahrer.net: Die Sonne
• Bilder von der Sonne
• „Cinema del Sol“: animierte Protuberanzen und Sonnenflecken
• Informationen zur Sonnenbeobachtung mit Bildergalerie

Videos

• Real Video (Aus der Fernsehsendung Alpha Centauri):
• Woher hat die Sonne ihre Energie?
• Ist die Sonne etwas Besonderes?
• Steuert die Sonne unser Wetter?
• Krümmt die Sonne den Raum?
• Was sind Sonnenflecken und Sonnenstürme?

{{Navigationsleiste ohne Bild|TITEL=Sonnensystem |INHALT= Sonne      Planeten: Merkur | Venus | Erde | Mars | Jupiter | Saturn | Uranus | Neptun | Pluto 
Sonstiges: Asteroid | Asteroidengürtel | Kometen | Kuipergürtel | Oortsche Wolke | Transpluto (Planet X)  }}

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Diskussion der Autoren über den Artikel: Sonne

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Zum Beitrag von Schusch: Die Planeten sind doch am Ende des Artikels aufgeführt. Außerdem gehören die Planeten eher zum Artikel Sonnensystem, denn Sonne wird auch oft als Synonym für Stern benutzt... und da soll es ja einige geben, die eben nicht neun Planeten (vorausgesetzt Pluto ist auch wirklich ein Planet) besitzen. Nephelin 05:47, 9. Dez 2003 (CET)

Hallo TG, ich meinte eigentlich die Web-Seite http://www.wappswelt.de/tnp... was natürlich nicht wirklich aus meiner Bemerkung hervorging - ich finde aufgrund des Informationsgehaltes dieser Seite könnte dieser Weblink auf jeder Artikelseite für die Planeten unseres Sonnensystems aufgeführt sein, aber das ist natürlich eine persönliche Meinung :-) --Schusch 13:56, 9. Dez 2003 (CET)

Wenn Du meinst das die Site es wert ist, dann füge den Weblink doch einfach hinzu. Leute die er stört werden sich dann schon melden... ;-) Gruß Nephelin 14:37, 9. Dez 2003 (CET)

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Vorsicht auch bei Fernrohren?

Ich bin selbst kein Teleskopbesitzer, meine aber gehört/gelesen zu haben, dass zumindest manche Teleskoptypen/Feldstecher direkte Sonneneinstrahlung nicht mögen, sprich: kaputt gehen. Vielleicht sollte man den Warnhinweis "Vorsicht! …" ergänzen? Schließlich wird ja beschrieben, dass man Fernrohre zur Projektion benutzen könne. Wie gesagt, ich weiß es nicht ganau ;-) --Marc Layer 15:20, 10. Dez 2003 (CET)

Es könnte bei verkitteten Mehrfachlinsen passieren, dass der Kitt durch Überhitzung trübe wird. Selber hatte ich das Problem noch nicht, achte aber darauf, dass das Fernrohr nicht unnötig lange in der Sonne brutzelt.--SiriusB 10:38, 30. Jul 2004 (CEST)

ja, Sonnenbeobachtung mit Projektion durchs Fernrohr kann auch dem Teleskop schaden, und man merkts erst dann, wenns schon kaputt ist. Daher halte ich die Sonnenbeobachung mit Sonnenfilter vor dem Objektiv (nicht vor dem Okular !!!) oder bei Spiegelteleskopen mit Filter oben (!) am Tubus für sicherer. StephanPsy 17:12, 30. Jul 2004 (CEST)

man sollte vor allem aufpassen das die augen nicht kaputt gehen also bittenicht ins fernrohr oder fernglas gucken wenn es auf die sonne gerichtet ist ;-). wenn man so ein standartfernrohr kauft steht das drauf ob man das mit der sonnenbeobachtung so machen kann Harlen 09:02, 16. Nov 2005 (CET)

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Frage eines Benutzers, die im Artikel sichtbar stand (siehe Versionen)

Kann mir jmd sagen warum die Korona ca. 1 000 000 K hat, der Kern ebenfalls einige 100 000 K und die Chromosphäre dazwischen nur ca. 6000 K?

Hi. Der Kern hat etwa 15Mio. K, aber das tut nichts zur Sache. Die Korona ist wesentlich duenner als die Chromosphaere. Ihre Gasteilchen werden durch die Strahlung der Sonne, magnetische Schockwellen und akustische Schockwellen auf hohe Geschwindigkeiten beschleunigt. Diese Dinge haetten auf groessere Materiedichten kaum Auswirkungen. Aber da die Temperatur mit der mittleren Geschwindigkeit der Teilchen bestimmt wird, kommt man auf so hohe Werte. Aufgrund der geringen Dichte ist das aber nur bedingt aussagekraeftig. Man braeuchte vermutlich sehr viele Kubikmeter Korona, um auch nur Dein Eisfach auftauen zu lassen, das koennte ja mal einer rechnen... --Rivi 11:37, 5. Mär 2004 (CET)

Formatierungsfehler im letzten Teil der aktuellen Version ist ein Formatierungsfehler: nach einer mathematischen Formel geht es in Kleinschrift weiter. Kann das bitte mal jemand korrigieren, ich selber weiß nicht wie das geht StephanPsy 17:24, 16. Mai 2004 (CEST)

Schon geschehen. Ich hatte bei einem hochgestellten Zeichen den entsprechenden HTML-Befehl ("sup" in spitzen Klammern am Anfang und mit Backslash am Ende) den Befehl mit "sub" statt mit "sup" beendet. Daher wurde das Ende nicht erkannt und der Recht des Artikels in den Exponenten versetzt ;-)--SiriusB 18:51, 16. Mai 2004 (CEST)

Bestimmung der Oberflächentemperatur der Sonne

Hi! Kann mir jemand erklären wie ich die Oberfächentemperatur der Sonne Bestimmen kann? Ich brauche das dringend für ein wichtiges Referat, kann aber nirgendwo eine Lösung finden. Wär super, wenn ihr mir helfen könntet!! Anna

Hi, Weil die Sonne keine feste Oberflaeche hat, sondern ein Gasball bis zum innersten ist, gibt es keine eigentliche Oberflaechentemperatur. Als Temperatur der Sonne nimmt man normalerweise die sog. Effektivtemperatur. Dazu bestimmt man das Spektrum der Sonne ueber aller Wallenlaengen und berechnet damit die totale Energie, die von der Sonne abgestrahlt wird (ihre Leuchtkraft). Mit Hilfe des Plancksches Strahlungsgesetz wird dann die Temperatur bestimmt, die ein schwarzer Körper haben muesste, der diese Strahlungsleistung haette. Dazu braucht man zwar einen Sonnenradius, aber weil es wie gesagt keine feste Oberflaeche gibt, nimmt man den Radius, bei dem die Sonnenatmosphaere undurchsichtig wird (Photosphäre) --Rivi 10:24, 27. Jul 2004 (CEST)

So wie ich das aus Moderner Physik gesehen habe kann man auch das Das 'Wien'sche Verschiebungsgesetz' anwenden das die Wellenlänge des Strahlungsintenitätsmaximum mit einer Temperatur verbindet. Wie ich sehe fehlt der Artikel: Wiensches Strahlungsgesetz LAMBDAmax*Temperatur=2898mikroMeter*Kelvin =>Bei der Sonne ist das Lambda Max~= 5000Angstrom Togo 11:03, 27. Jul 2004 (CEST)

Damit bekommst Du einen leicht anderen Wert. Es ist wichtig im Auge zu behalten, dass das Konzept der Temperatur als eine einzige Zahl die in alle Gleichungen eingeht nur im thermodynamischen Gleichgewicht gilt, was aber auf der Sonne nur lokal erfuellt ist. Daher gibt man in der Astrophysik immer an, auf was sich die Temperatur bezieht, oben z.B. Effektivtemperatur. Dein Methode ergaebe die Gradationstemperatur fuer das Maximum oder auch Wiensche Temperatur. Dazu gibt es noch z.B. Strahlungstemperatur (aehnlich Effektivtemp., man nimmt aber nicht das gesamte Spektrum, sondern nur einen begrenzten Wellenlaengenbereich), die Farbtemperatur (man nimmt den Kurvenverlauf der Spektrums ueber einen Wellenlaengenbereich), die kinetische Temperatur des Gases, der freien Elektronen des Plasmas etc. --Rivi 12:58, 27. Jul 2004 (CEST)

Danke,ihr habt mir sehr geholfen!

Celsius oder Kelvin

In der Datentabelle? --Pjacobi 00:29, 7. Nov 2004 (CET)

Das müsste bei den hohen Werten kaum eine Rolle spielen. Kann man IMO getrost weglassen. -- Platte 18:40, 5. Dez 2005 (CET)

Wasserstoffbrennen

In 4,5 Mrd. Jahren erlischt nicht das Wasserstoffbrennen insgesamt sondern nur im zentralen Bereich und setzt sich in einer Schale fort und zwar noch grob 2 Mrd. Jahre (bis zum bitteren Ende). Die Angabe Massenverlust bis zum Ende des Wasserstoffbrennens bezieht sich wohl auch auf 4,5 Mrd. Jahren ab heute. Da dort aber eigentlich nichts besonderes geschieht (siehe Kurven bei Sackmann), wäre es vielleicht interessanter den Masseverlust bis heute anzugeben. Hätte auch den Vorteil, dass der Text Masseverlust durch Strahlung bis heute in eine Zeile passen würde (Strahlung oder E=mc² sollte man zur Unterscheideng vom Sonnenwind angeben). Hat da jemand eine Zahl? --Wolfgangbeyer 19:36, 2. Dez 2004 (CET)

Habe selbst mal gerechnet: Anhand des angegeben Massenumsatzes pro Sekunde und unter Annahme eines linearen Anstiegs der Sonnenleistung von 70% zu Beginn auf 100% jetzt erhalte ich 528·10²⁴kg. D. h. die angegebenen 608·10²⁴kg können kaum stimmen. Selbst wenn man es als Massenverlust ab heute und nicht insgesamt interpretiert, wäre es zuwenig, da die die Sonnenleistung ja noch zunimmt. Ich ändere das mal. --Wolfgangbeyer 20:28, 2. Dez 2004 (CET)

Schnittbild der Sonne

Das :Bild:Sonnegra.png finde ich etwas unglücklich geraten. Abgesehen von orthografischen Unschönheiten ("F" und "PH" in einem Wort) zeigt der Pfeil "Korona" in Wirklichkeit auf die Chromosphäre, die direkt über der Photosphäre liegt. Eigentlich müßte der Abwärts-Haken weg, dann würde er richtig zeigen.--SiriusB 21:41, 1. Jan 2005 (CET)

Hälfte des Wasserstoffvorrats?

Unter Allgemeines steht dass die Sonne aus 75% Wasserstoff und 25% Helium besteht. Allerdings steht direkt im nächsten Abschnitt dass die Sonne schon die Hälfte ihres Wasserstoffvorrats verbraucht hat. Dies klingt widersprüchlich und sollte durch jemanden der sich ausgekennt klargestellt werden. - Xorx77 00:00, 20. Jan 2005 (CET)

Themenfeld Sonne-Erde Interaktion

Ich habe mal gesammelt und teilweise ist das Themenfeld schon recht wirr verdrahtet mit teilweise fehlender Verlinkung und Wiederholungen selbst innerhalb von Artikeln. Ich plädiere daher für einen themenfeldumfassenden Text bei Sonne der die Artikel: Sonnenschein, Globalstrahlung, Solarkonstante, Solarstrahlung, Sonnenstrahlung, Sonnenenergie, kosmischen Strahlung zusammenfasst und mit Bestrahlungsstärke, Strahlungsleistung, Strahlungsenergie, Strahlung, Albedo, Elektromagnetische Stahlung, Air Mass, Erde, Erdatmosphäre (zahlreiche Unterartikel zu den einzelnen Schichten), Treibhauseffekt, Klimawandel, Milanković-Zyklen, Wetter+Klima (im weitesten Sinne) in Verbindung setzt. Zusätzlich müssten die Artikel untereinander besser verlinkt werden und es sollte in jeder Diskussionseite klar werden, was jeweils hereinpasst oder an eine andere Stelle gehört. Noch fehlende Artikel und weniger beleuchtete Themen wie ein gesammelter Artikel zum Strahlungshaushalt der Erde als Beispiel können sich dann auch besser einfügen. Viele Artikel würden damit wohl um die Hälfte kürzer, jedoch wüsste wohl dann auch jeder woran er ist und würde nicht an jeder Ecke auf Teilaspekte von Problemen stoßen, die eigentlich eigene Artikel verdient hätten. --Saperaud 16:15, 17. Feb 2005 (CET)

Aufbau

Hallo Alkuin, der Artikel wird ja immer vollständiger ;-). Habe "Aufbau" mit Überschriften gegliedert. Dabei sind mir noch ein paar Problemchen aufgefallen:

• " Die Sonne brodelt regelrecht, wie heißes Wasser in einem Kochtopf. Die aufsteigenden Gasblasen sind als Granulation im Teleskop erkennbar." Das Gleichnis mit dem siedenden Wasser scheint mir nicht ganz zutreffend. Im Sonnenplasma steigen doch keine Gasblasen auf, oder? Wie wär's mit "Da das frisch aufgestiegene Plasma heißer und damit heller ist als das absteigende, sind die Konvektionszellen mit einem Teleskop als Granulation der Sonnenoberfläche erkennbar."
• Müsste man nicht schreiben "Die obersten 300 km der Konvektionszone bezeichnet man als Photosphäre." Oder liegt sie tatsächlich darüber, d. h. nimmt nicht an der Konvektion teil? --Wolfgangbeyer 18:00, 26. Feb 2005 (CET)

Hallo Wolfgang,

• das Gleichnis mit dem Kochkessel ist m.E zutreffend. Es steigen tatsächlich große Blasen aus ionsiertem Gas nach außen, kühlen ab und sinken wieder ab (steht u.a. so in Kenneth R. Langs sehr gutem Buch Die Sonne - Stern unserer Erde.
• In der Photosphäre erfolgt der Energietransport wieder durch Strahlung. Die Photosphäre schließt sich an die Konvektionszone an.

--Alkuin 21:47, 26. Feb 2005 (CET)

Hallo Alkuin,

• Komisch, Blasen setzen ja die Existenz von 2 verschiedenen Phasen unter gleichen Bedingungen voraus wie Gas und Flüssigkeit. Was wäre denn außerhalb der Gasblasen aus ionisiertem Gas bei 5000 K? Hm, vielleicht andere Ionisierungsgrade oder gar schon neutrales Gas? Ich habe von Plasmaphysik keine Ahnung ;-). Wäre die Granulation identisch mit den Gasblasen, dann hätten die ja um die 10.000 km Durchmesser. Meine Erklärung mit der unterschiedlichen Temperatur für auf- und absteigendes Material steht übrigens auch unter Konvektion#Beispiele für Konvektion (ich hatte vorher nicht gespickt ;-)). Vielleicht sind die Gasblasen eher kleiner, und meine Erklärung stimmt zusätzlich?
• In den obersten 300 km der Konvektionszellen findet wohl keine Energietransport durch Konvektion statt, weil dort die Konvektionströmung überwiegend horizontal orientiert ist. Ich denke, dass das Material der Photosphäre durch die Konvektion einfach mitgerissen wird und damit auch Bestandteil der Konvektionszone ist. Aber vielleicht ist das eher ein sprachliches Problem. Im Moment klingt es jedenfalls so, als wäre das eine nicht mitströmende Materialschicht. Oder ist das tatsächlich so, was ich mir gut vorstellen könnte, wenn zwischen Konvektionszone und Photosphäre ein größerer Dichtesprung herrscht.

Sehe gerade, dass die Wikisoftware Probleme hat, die Änderungen durch meinen Edit übersichtlich darzustellen, wohl weil ich oben einen Satz und eine Überschrift eingefügt habe, so dass zusammenpassende Absätze nicht erkannt werden. Zur Not muss Du Deine und meine Version (ohne den Anfang) nacheinander auf die Wikipedia:Spielwiese setzen, um meine paar kleineren Textänderungen besser sehen zu können. --Wolfgangbeyer 01:24, 27. Feb 2005 (CET)

Hallo Wolfgang,

• das Vorhandensein von Blasen setzt nicht zwangsläufig 2 Phasen voraus. Besser als "Blase" ist vielleicht der Ausdruck Konvektionszelle. Beim Modell der Sonne geht man davon aus, dass sich eine "Bénard-Konvektion" ausgebildet hat. Selbige bildet sich aus, wenn ein Gas oder eine Flüssigkeit gleichmäßig von "unten" erwärmt wird. Es bilden sich Konvektionszellen, wobei das erhitzte Medium im Zentrum der Zelle aufsteigt und an den Rändern absinkt. Da gibt es einen schönen Versuch, indem man ein Gefäß Silikonöl auf eine Kochplatte setzt und Aluspäne drüberstreut (letztere nur, um das Phänomen besser sichtbar zu machen) - es bilden sich sehr schöne Konvektionszellen aus. Die Granulen auf der Sonne haben i.d.R. einen Durchmesser von ca. 1.500 km, wobei auch größere Gebilde bis zu 30.000 km auftreten.
• Ob man die Photosphäre zur Konvektionszone zählt oder nicht, ist wohl Definitionssache. Aufgrund der Dynamik des Systems dürften die Übergänge eher fließend sein. In der Literatur wird die Photosphäre immer als eigene Zone beschrieben, welche die darunter liegenden umschließt. --Alkuin 09:02, 1. Mär 2005 (CET)

Hallo Alkuin,

• Ja dann ist es aber doch eher so, wie ich dachte. Das sollten wir auf keinen Fall mit "brodelndem Wasser" und "aufsteigenden Gasblasen" vergleichen, denn das weckt ja völlig falsche Assoziationen. Selbst ich war irritiert ;-). Habe mal meine oben vorgeschlagene Formulierung reingesetzt. --Wolfgangbeyer 12:06, 1. Mär 2005 (CET)

Ergänzung und Struktur des Artikels

Ich habe den Artikel um das Magnetfeld der Sonne ergänzt. Dadurch werden Mechanismen an der "Oberfläche" erklärt, die im Absatz "sichtbare Erscheinungen" wieder auftauchten. Da die darin wiedergegeben Ableitungen und Diagramme sehr speziell sind, habe ich diese in die entsprechenden Artikel Photosphäre und Korona verschoben. Die sichtbaren Erscheinungen und die Beobachtung habe ich zu einem Absatz zusammengefasst. --Alkuin 11:54, 3. Mär 2005 (CET)

Hallo Alkuin, wäre natürlich toll, wenn bei dem Bild mit den Sonnenflecken stünde, wie groß der Bilddurchmesser ist. Weißt Du da was? Beim Bild mit dem Spektrum ist unklar, was die x-Achse sein soll. Die Geschichte mit dem Tunneleffekt könnte man vielleicht etwas kürzer fassen. Eine genauere Erklärung sollte man dem Artikel Tunneleffekt überlassen. Weiter so ;-). --Wolfgangbeyer 17:30, 4. Mär 2005 (CET)

Hallo Wolfgang, die Größenordnung der Fleckengruppe habe ich eingefügt. Die x-Achse beim Spektrum ist die Wellenlänge. Allerdings ist das Spektrum auf dem Bild sozusagen zigmal "gefaltet". Es wäre eigentlich ein ganz langes schmales Band. Entsprechend gefaltet ist die x-Achse. Das mit dem Tunneleffekt würde ich eigentlich ganz gerne so lassen, zumal nur in zwei Sätzen auf den Effekt eingegangen wird. Ansonsten muss man hin und her klicken und ist erst mal wieder aus dem Artikel raus (aber das ist Geschmacksache). --Alkuin 09:42, 5. Mär 2005 (CET)

Hallo Alkuin, sieht für mich so aus, als wäre die y-Achse die Wellenlänge. Was sind denn überhaupt die dunklen Punkte im Bild? Ich glaube, da gibts noch Erklärungsbedarf ;-). --Wolfgangbeyer 10:34, 5. Mär 2005 (CET)

Hallo Wolfgang, wie gesagt, das ist das zusammengesetzte Bild des gesamten Sonnenspektrums. Wenn man das Bild längs der Querstreifen ausschneiden und die Schnipsel hintereinander zu einem langen Band zusammenkleben würde, bekäme man das "richtige" komplette Spektrum von Infrarot bis UV. Insofern entspricht die Wellenlänge der x-Achse. Die dunklen Punkte sind eigentlich keine Punkte, sondern die Spektrallinien der einzelnen Wellenlängenbereiche. Ich habe mal ein besseres Bild runtergeladen. Wenn mann jetzt auf die Abbildung klickt, bekommt man eine vergrößerte Ansicht - da sieht man´s. Ich werd´ mir mal einen Text für das Bild ausdenken. --Alkuin 11:07, 5. Mär 2005 (CET)

Hallo Alkuin, ich habe die Angabe des AJ-Artikels von November und Koutchmy (1996) nach Korona (Sonne) verschoben, da er sich sich speziell auf das Helligkeitsprofil bezieht.--SiriusB 11:01, 20. Apr 2005 (CEST)

Exzellenz-Diskussion vom 16. Februar 2005

• pro, --Norro 10:08, 16. Feb 2005 (CET)
• contra. Das Artikellemma erweckt zu viele Erwartungen, aber es geht dann nur um den physikalischen Aspekt des Himmelskörpers. Nichts (außer einem Satz in der Einleitung) über die Rolle der Sonne für Jahreszeiten, Atmosphäre, Klima, Wetter, Leben auf der Erde (auch Sonnenenergie handelt nur von der technischen Nutzung derselben). Nichts über die entsprechende (bzw. nicht entsprechende) Wirkung der Sonnenstrahlung auf die anderen Planeten. Nichts über die Sonne als Zentralgestirn des Sonnensystems. Nichts über die Entdeckung des heliozentrischen Weltbilds. Nichts über Astrologie, Astronomiegeschichte und Mythos. --Sigune 16:19, 18. Feb 2005 (CET)
• pro - Mir gefällt der Text. Er ist ein echter Fachtext und sehr gut bebildert.--Zahnstein 03:24, 19. Feb 2005 (CET)
• Noch abwartend. Der Artikel ist schon ganz gut. Allerdings wird auf den Aufbau der Sonne und den Energietransport zu wenig eingegangen - der Bereich der Strahlungszone (immerhin brauchen die Photonen statistisch 170.000 Jahre um diese zu durchdringen) fehlt ganz. Auch das Phänomen der Sonnenflecken sowie der 11 bzw. 22jährige Fleckenzyklus werden kaum behandelt. --Alkuin 16:47, 23. Feb 2005 (CET)
• Kann man das Lemma nicht in Sonne (Himmelskörper) oder den (sofern so etwas existiert) astronomisch( klingend)en Namen der Sonne ändern? Dann fällt einiges von Sigunes berechtigter Kritik weg. Gruß. --EBB EBB 21:52, 23. Feb 2005 (CET)
• pro mit Einschränkung, die Inhalte werden eigentlich recht gut vermittelt und sind auch gut bebildert. Rein qualitativ reicht der Artikel meiner Ansicht nach für ein exzellent. Die Frage nach dem möglichen Umfang des Themenfeldes und der Einordnung in alle anderen Artikel die "Sonne" mit im Namen tragen ist eine Streitfrage. Ich denke aber nicht das man die triviale Feststellung, man könnte mehr zur "Sonne" schreiben oder das andere Artikel mit sonnenbezogenen Themen noch Lücken haben, zur Bewertungsgrundlage für den Artikel selbst machen kann. Auch ein exzellenter Artikel kann noch wachsen (bspw. Korona (Sonne) integrierbar?) und um exzellent zu sein muss nicht alles auch nur entfernt Wichtige (in Bezug auf die Sonne ist alles irgendwie äußerst wichtig) mit im Artikel haben. Die Frage nach dem Lemma halte ich für nicht gerechtfertigt. Unter "Sonne" verstehe ich das was im Artikel steht. Alles andere wie die kulturgeschichtliche, astrologische oder auch wissenschaftsgeschichtliche Bedeutung der Sonne kann gerne in einem extra Artikeln mit Themen wie "Ansichten zur Sonne in verschiedenen Kulturen, Religionen und Zeitaltern", "Bedeutung der Sonne für die Entwicklung der Astronomie und Naturwissenschaft" ([Zeittafel Sonnenforschung]]) und ähnlichen gesagt werden. Auch die Sonnenaktivität ist wenn richtig abgehandelt nicht in einen Artikel zu integrieren, das ist viel zu viel (siehe u. a. Sonnenfleck, Milanković-Zyklen). Das einzige was wirklich noch fehlt ist die Portalfunktion des Artikels für alle sonnenrelevanten Artikel. Jeder sollte von diesem Artikel aus alles finden können was in der Wikipedia irgendwo zur Sonne, zur Sonnenstrahlung und ähnlichem gesagt wird. Das allein ist aber auch noch kein Grund um zu sagen der Artikel wäre unwürdig für die Exzellenten. Die Einbindung, also verkürzte Darstellung und Verlinkung dieser Artikel (u. a. auch Sonnensystem, Sonnenschein, Globalstrahlung, Solarkonstante, Solarstrahlung, Sonnenwind) würde dann auch die meisten Kritikpunkte abschwächen und zudem ermöglichen von dieser Plattform aus die Schwächen in diesen Artikeln anzugehen. Solange aber aus dieser Portalfunktion keine interne Linksammlung wird finde ich den Status der Exzellenz eigentlich gerechtfertigt. --Saperaud 11:34, 27. Feb 2005 (CET)

• Contra. Schließe mich Sigune an. Kulturgeschichte der Sonne, Sonne als Ziel religiöser Verehrung, Einfluss der Sonne auf die Erde, Sonnensystem... Da fehlt noch einiges, auch wenn das Vorhandene schon recht gut ist. Für mich ein klarer Reviewkandidat. -- Carbidfischer 12:06, 27. Feb 2005 (CET)

• Contra siehe oben. Ich erwarte keine abschließende Behandlung der Kulturgeschichte. Aber ein paar Absätze sollte sie schon wert sein. Übrigens stört es nur mich, dass zwar das Ende der Sonne liebevoll in Kleinigkeiten geschildert wird, sich der Anfang aber liest wie "und er sprach es werde Licht und da war sie"? -- Southpark 13:45, 28. Feb 2005 (CET)

• Pro. Der Artikel ist sehr gut, vor allem gefällt mir, dass er auch für Laien relativ leicht verständlich ist. Ein kleiner Kritikpunkt: Der kleine Absatz Die Sonne vollzieht am Äquator in 25,4 Tagen einen Umlauf, in der Umgebung der Pole dauert es 36 Tage. sollte irgendwie einmal erklärt werden. Warum ist der Umlauf am Äquator kürzer als an den Polen? Aber sonst: exzellent. --AlphaCentauri 16:17, 3. Mär 2005 (CET)

• Pro. Ein herausragender Artikel! --Zahnstein 10:17, 7. Mär 2005 (CET)

(Hier hat Zahnstein (versehentlich?) zum 2. mal abgestimmt. --Wolfgangbeyer 09:09, 8. Mär 2005 (CET))

• contra Sicher exzellent, wenn nur die Naturwissenschaft gefragt wäre. Aber ohne Kulturgeschichte sinnlos. Ulme 11:44, 7. Mär 2005 (CET)

Suggestion

Please excuse my english. I'm just wondering if you guys mind translating what looks like a very extensive and well organized article into english? The english article for the Sun doesnt even touch some of the details you talk about here. I wish I could do the translation but my German is not very strong. Regards! --Smartech 20:53, 13. Mär 2005 (CET) (in en: and bg:) 20:50, 13. Mär 2005 (CET)

Hello - Verzeihen Sie bitte meinem Englisch, es ist besser als meine Deutsche. Smartech noticed that you have a very good article, so I had to take a look. I noticed an error on the German page that we once had on the English page and corrected. (please see [LINK])

I corrected the value of the solar rotation period at the equator (Rotationsdauer am Äquator)

from Synodic Rotationsdauer = 27 d 6 h 36 m (27,35 Tage)

to Siderial Rotationsdauer = 25 d 9 h 7 min (25,38 Tage)

Sidereal is rotation period with respect to the fixed stars, synodic is with respect to the earth, which is not in the same position when one sidereal rotation is completed. I hope my poor German has not caused me to make an error. If it is a good edit, I think that Rotationsgeschwindigkeit]] am Äquator will need to be changed as well. (PAR) 69.143.60.69 00:19, 14. Mär 2005 (CET)

Spektiv

Super-Artikel! IMHO ist er exzellent, ich kenn die genauen Kriterien allerdings nicht.(ich hab mal Spektiv im Bildtext zur Projektionsmethode verlinkt.) --Pik-Asso 11:16, 5. Apr 2005 (CEST)

Lesenswert-Diskusion

• pro Gute Darstellung der Sonnenphysik --Saum 05:34, 4. Apr 2005 (CEST)
• pro Die Darstellung der Kulturgeschichte müsste noch etwas ausgebaut werden. Wenn das aber geschehen ist und vielleicht noch ein paar kleine Schwächen in Stil und Gliederung ausgebügelt sind, ist das sogar ein Kandidat für einen exzellenten Artikel. --Legalides 10:14, 4. Apr 2005 (CEST)
• pro Ein toller Fachartikel! --Zahnstein 11:14, 4. Apr 2005 (CEST)
• pro eindeutig Lesenswert, die Kulturgeschichte war ja der einzige Kritikpunkt bei der Exzellentenabstimmung! --Telcontar 12:04, 4. Apr 2005 (CEST)
• pro ziemlich eindeutig, potentieller Kandidat, "der wird noch exzellent" --Roger Zenner Roger Zenner 22:58, 4. Apr 2005 (CEST)
• pro sehr kompetent geschrieben! --Pik-Asso [[Benutzer Diskussion:Pik-Asso|[ x ]]] 11:19, 5. Apr 2005 (CEST)
• Pro. An der Exzellenz nur knapp vorbei wegen der Physiklastigkeit, klar lesenswert. -- Carbidfischer 13:13, 7. Apr 2005 (CEST)

Paar kleine Kritikpunkte

Hallo, beim Lesen des Artikels sind mir ein Paar kleine Kritikpunkte aufgefallen. Mir fehlt allerdings an manchnen Stellen das nötige Fachwissen, um die Korrekturen selbst in die Hand zu nehmen.

• Der wichtigste Punkt sind die Abbildungen: der Artikel ist zwar sehr gut bebildert, allerdings sind fast alle Bilder extrem niedrig aufgelöst. Außerdem sind keine genaueren Quellen angegeben (sonst hätte ich bereits entsprechende höheraufgelöste Bilder hochgeladen, soweit welche existieren). Das wäre insbesondere bei einer eventuellen Druckausgabe ein wichtiger Punkt.

Nun zum Text:

• Ihre Masse beträgt etwa das Doppelte des geschätzten Mittelwertes der Sterne in der Milchstraße - Kann man das anders ausdrücken, etwas weniger mathematisch? Zum Beispiel: Ihre Masse beträgt etwa das Doppelte der geschätzten Durchschnittsmasse eines Sterns der Milchstraße.
• Erster Satz des Aufbau-Abschnitts Die Sonne besteht aus verschiedenen Zonen mit schalenförmigem Aufbau. Eine Ergänzung um wobei die Übergänge (nicht) streng voneinander abgegrenzt sind oder etwas ähnliches wäre sinnvoll.
• Die erzeugten Heliumkerne haben eine geringfügig geringere Masse als die ursprünglichen Wasserstoffkerne. - Bitte präziser formulieren, damit man sofort versteht, dass ein He-Kern nicht leichter als ein einzelner H-Kern, sondern leichter als zwei H-Kerne ist.
• Letzter Satz des Oberfläche-Abschnitts Im Maximum verlaufen die Strahlen nach allen Seiten, im Minimum verlaufen sie stark verkürzt zu den Polen. Was bedeuten hier Maximum und Minimum? Ist das die maximale/minimale Ausdehnung der Korona? Auch hier sollte eine Präzisierung in den Text rein.
• Bei Erforschung der Sonne wären 1-2 Sätze mehr zum Thema Neutrino-Detektoren wünschenswert, zudem das Thema sehr interessant ist und der Leser nicht unbedingt den wiki-Link zum entsprechenden Artikel befolgen wird.
• Außerdem sollte der Artikel, wie bereits in der Exzellenz-Abstimmung von Saperaud angemerkt, über eine Portalfunktion zu weiteren sonnebezogenen Themen verfügen. Das heißt, die Links zu weiteren Artikeln müssen an einer zentralen Stelle zu finden sein und nicht nur über den gesamten Text zerstreut liegen. Am besten ist keine Siehe auch-Aufzählung, sondern eine Auflistung der weiterführenden Artikel mit ein/zwei kleinen Einleitungssätzen dazu.

So, hoffe jemand kann was draus machen ;-) Gruß --Bricktop1 07:43, 18. Apr 2005 (CEST)

Hallo Bricktop, ich habe Deine Anregungen zum Text mal eingebaut. Allerdings ist das Feld der Neutrinodetektoren ein sehr weites (deshalb habe ich dazu erst mal nix ergänzt). Die bestehenden Artikel zum Thema sind dagegen noch sehr ausbaufähig. --Alkuin 09:17, 18. Apr 2005 (CEST)

Hallo Alkuin, wie ist das denn mit den Bildern? Da Du ja die meinsten Bilder hochgeladen hast, kannst Du Dich vielleicht noch an die genaueren Quellen errinern. Habe eben bei der NASA gesucht, konnte aber Deine Bilder nicht finden. Übrigens ist dieses Bild :Bild:Solarspectrum.jpg in der englischen Wikipedia als copyrighted markiert (siehe :Image:High Resolution Solar Spectrum.jpg), allerdings gibt es auch da keine genauen Quellenangaben. Und wenn dieser Artikel als exzellent gewählt werden sollte (irgendwann mal, aber hoffentlich bald), müssen alle Bilder (nachweisbar) unter einer freien Lizenz stehen.--Bricktop1 16:32, 18. Apr 2005 (CEST)

Übrigens, hier [LINK] sind viele sehr schöne Aufnahmen der Sonne (Vorsicht, sind mehrere Hundert Bilder!). Bilder stehen in PD, siehe Anmerkung [LINK]. Könnte man hier im Artikel und in den weiterführenden Artikeln nutzen --Bricktop1 02:29, 20. Apr 2005 (CEST)

Energie!

Also, Energie wird jetzt aber sicher nicht auf einmal ERZEUGT. ;-) Das sollte schon dringend nochmals überarbeitet werden, oder?

--ForrestFunk 23:08, 18. Apr 2005 (CEST)

so, du spielst also auf Energieerzeugung an :-) -- Schusch 23:21, 18. Apr 2005 (CEST)

OH mein Gott, ein ganzer Artikel zur ENERGIEERZEUGUNG. :-)
Ist mir schon klar, was hier damit gemeint ist. Trotzdem denke ich, man sollte (gerade hier) auch physikalisch weniger versierten zu verstehen geben, dass aus der Sonne keine neue Energie kommt, sondern "lediglich" eine Umwandlung stattfindet. Das ist doch ein ganz wesentlicher Punkt, den sich jeder einmal überlegt haben sollte oder?

PS: Es gibt mindestens 1 Person die durch diesen Artikel das gefährliche Halbwissen der Energieerzeugung in der Sonne erlangt hat. Diese Person hat mir davon erzählt, deswegen bin ich auch erst auf den Sonnen wiki gekommen... --ForrestFunk 18:11, 20. Apr 2005 (CEST)

na, dann gilt Sei mutig und formuliere es um :-) - der angesprochene Artikel ist ja auch glücklicherweise zur Stromerzeugung (Energieerzeugung ist eine Weiterleitung) - vom physikalischen Standpunkt aus vielleicht nicht viel besser, aber das berücksichtigt halt den "Volksmund" ... -- Schusch 21:04, 20. Apr 2005 (CEST)

Ich bin einfach viel zu feige... :-)
Nein, ich werds mir weiterhin merken und es umändern! Kann aber noch eine Woche dauern (Riesenstress zur Zeit). Aber der geht vorbei und dann werd ich mich mal ausführliche diesem und auch noch ein zwei anderen Artikel widmen!!! --ForrestFunk 08:52, 21. Apr 2005 (CEST)

Habe mal schnell Energieumwandlung und Energieerzeugung geschrieben um die beiden Sachverhalte mal gegeneinander zu positionieren. --Saperaud [ @] 12:30, 21. Apr 2005 (CEST)

Was hat's eigentlich mit den 99,998% auf sich, die von der Sonne stammen (Einleutung). Hab heute als Gegenstück gehört, dass rund 70% der Energie nicht direkt von der Sonne kommt, sondern sie lediglich "besucht" und danach zur Erde weitertuckert. Der Wert stimmt also insofern, dass die 99,998% von der Sonne stammen, aber nicht 100%ig von ihr erzeugt wurden. -- Platte 18:42, 5. Dez 2005 (CET)

Kulturgeschichte

Die Kulturgeschichte hängt m.E. am falschen Platz. Entweder sollte sie hinter die Entwicklungsgeschichte oder vor den Aufbau. Jetzt hängt sie mitten in der Physik. Hat jemand was gegen eine Verschiebung und hat jemand eine Meinung dazu, wo die Kulturgeschichte hin sollte?--CWitte 14:28, 22. Apr 2005 (CEST)

Ich habe das jetzt gemacht. Ich habe mich an die Reihenfolge im Artikel Mond gehalten, der ja als exzellent bewertet ist, gehalten.--CWitte 10:45, 25. Apr 2005 (CEST)

Massenverhältnis Sonne/Erde

Die Werte beim Schwarzschildradius und bei der Masse müssen natürlich identisch sein, habe sie korrigiert. Sie stimmen jetzt mit den Daten auf der JPL-Seite überein. 193.171.121.30 01:17, 24. Apr 2005 (CEST)

Entwicklungsgeschichte?

Kann man eigentlich von der Entwicklungsgeschichte reden, wenn es um die Zukunft der Sonne geht? Sollte man das nicht anders nennen, z.B. zukünftige Entwicklung? --CWitte CWitte 18:44, 30. Apr 2005 (CEST)

Da es dort auch um die Vorgeschichte der Sonne geht, wäre imho Etwicklung der Sonne als Überschrift angebrachter --Bricktop1 18:48, 30. Apr 2005 (CEST)

Hab's gändert. Da fällt mir ein: Wäre Entwicklungsphasen der Sonne oder Phasen der Sonnenentwicklung noch besser? --Wolfgangbeyer 19:45, 30. Apr 2005 (CEST)

Hab auch schon daran gedacht, aber erschien mir irgendwie unnötig kompliziert --Bricktop1 20:18, 30. Apr 2005 (CEST)

Fehler in der Beschreibung des 1. Bildes

Hierbei kann es sich nicht um eine Aufnahme in ionisiertem Kalzium handeln; dann wäre die Protuberanz kaum zu sehen, die koronalen Löcher gar nicht, die sonstige Struktur wäre ganz anders. Außerdem sind die starken Ca-Linien schon vom Boden aus zu beobachten; dafür bräuchte man keinen Satelliten. Stattdessen handelt es sich bei dem Bild um eine Aufnahme in der Resonanzlinie des ionisierten Heliums bei 304 Angstroem (30.4 nm), aufgenommen mit dem Instrument EIT auf SOHO. Siehe 3. Bild der ersten Reihe unter http://sohowww.nascom.nasa....

habe es entsprechend geändert --Kookaburra 12:52, 19. Mai 2005 (CEST)

Das Bild wurde aus lizensrechtlichen Gründen gelöscht (es war ein ESA-Bild und die sind fast nie PD). Hat jemand einen Vorschlag für einen Ersatz?--CWitte CWitte 12:22, 11. Jun 2005 (CEST)

ich weiß ja nicht, was für ein Bild da war, aber tolle Sonnenbilder (auch im h-alpha-Licht) macht die Birgit K. in Spanien, Birgit stellt sicher gerne was zur Verfügung, die könnte man ja mal anmailen, ich schick ihr mal ne Email siehe: http://www.astrotreff.de/to... StephanPsy 18:04, 11. Jun 2005 (CEST)

Hallo Stephan, alter Psycho und Mit-Albireo-Nichtmitglied. Das ist mit Sicherheit eine gute Idee, ich kenne die Qualität von Birgits Bildern. Eins davon ist sicher hier sehr gut aufgehoben.--Wikipediaphil 14:29, 11. Jun 2005 (CEST)(Yeti)

huch, ich bin enttarnt, nur wüsste ich jetzt doch auch zu gerne, welcher albireotischer Markus Du bist, isse Markus philemou me orea gynäka Bärbel kai me mikri kouriza ? Oder ein anderer ? Wenn Du als Antwort "ne" schreibst, dann schreib dazu obs ein bayrisches oder griechisches "ne" ist, hihi ... StephanPsy 18:04, 11. Jun 2005 (CEST)

Der mit dem 'yeti' im Namen bin ich...

Ach Leute, das ist hier doch kein Chatroom.... Sind die Bilder, über die ihr sprecht, gemeinfrei? --CWitte CWitte 13:33, 12. Jun 2005 (CEST)

Ja, die Bilder sind gemeinfrei, denn sie sind von 'Birgit' selbst gemacht. Und jemanden in seinem Vorhaben hier zu bestärken, dafür sind Diskussionsseiten ja wohl gedacht und was spricht dagegen, jemanden entsprechend zu begrüssen, wenn man ihn kennt?--Wikipediaphil 19:14, 12. Jun 2005 (CEST)

ja, ja ist ja schon gut. Dann freue ich mich schon auf die Bilder von Birgit. Wäre schön, wenn jemand die in die Commons in die Kategorie sun uploaden könnte. Nix für ungut, --CWitte CWitte 19:37, 12. Jun 2005 (CEST)

neue Bilder - Formatierung

ich habe die von Birgit K. zur Verfügung gestellten Fotos (Sonne im h-alpha-Licht, Sonnenfleck, Protuberanz) hochgeladen und in den Artikel eingebunden. Allerdings passt jetzt die Formatierung des Artikels beim Absatz "Magnetfelder" nicht mehr so ganz (leere Stelle), vielleicht kann das bitte jemand ändern, der sich damit auskennt StephanPsy 20:50, 13. Jun 2005 (CEST)

habs selber versucht, das mit der Formatierung, wenns jemand besser kann, bitte ich um Korrektur StephanPsy 21:10, 13. Jun 2005 (CEST)

Ich werd's mal versuchen. Übrigens: tolle Bilder!--CWitte CWitte 10:20, 14. Jun 2005 (CEST)

Ich sehe gerade, dass die Formulierung der Lizenzangabe der Bilder etwas uneindeutig ist. Da steht, dass Birgit K. die Bilder für Wikipedia zu Verfügung gestellt hat. Das reicht nicht. Sie muss die unter freier Lizenz freigeben (nicht Du, StephanPsy) und damit für jeden Zweck. Da muss man ein bisschen vorsichtig sein, denn in letzter Zeti sind viele Bilder mit dubioser Lizenz rausgeflogen.--CWitte CWitte 10:25, 14. Jun 2005 (CEST)

danke für den Hinweis, ja, Birgit selber hat sie freigegeben, ich werds umformulieren StephanPsy 11:16, 14. Jun 2005 (CEST)

Ich habe das eine Bild vom einzelnen Fleck in eine andere Sektion verschoben. Nebenbei habe ich ein bisschen an der Einleitung rumgefrickelt, da die m.E. mehr Überblick für den Laien bieten sollte. Ich hoffe das gefällt so einigermaßen.--CWitte CWitte 12:02, 14. Jun 2005 (CEST)

Kern oder Zentralgebiet

Das hatte jemand geändert. Ich fand die Änderung ok. Da Kern eigentlich was festes assoziert, was bei der Sonne nun wirklich nicht der Fall ist. Daher bin ich für diese Änderung. Sollte dann aber auch erklärt werden.--Case-Berlin 23:00, 23. Jun 2005 (CEST)

Hi, ich habe diese Änderung damals revertiert und zwar aus dem Grund, da ich die Überschrift Kern oder Zentralgebiet (damals als Kern/Zentralgebiet glaube ich) für den Leser als zu verwirrend fand. Der Leser muss sich schon beim Lesen der Überschrift Gedanken machen, und zwar ob z.B. Kern und Zentralgebiet das gleiche sind, oder ob es in diesem Abschnitt um Kern und Zentralgebiet geht usw. Wenn aber niemand sonst Einwände hat, kannst Du gerne die Überschrift ändern. Gruß --Bricktop1 00:42, 24. Jun 2005 (CEST)

In der Astronomie wird üblicherweise der Begriff "Kern" für den innersten Bereich eines Sterns verwendet. --Alkuin 13:06, 24. Jun 2005 (CEST)

en WP

Was ist eigentlich ? Als Inspirationsquelle ja vielleicht dienlich, jedoch auch sicher nicht komplett. --Saperaud ☺ 03:23, 24. Jun 2005 (CEST)

Die Timeline wurde als Inspirationsquelle bei der Erstellung des Sonnenartikels genutzt - vollständig ist sie tatsächlich nicht. --Alkuin 13:10, 24. Jun 2005 (CEST)

Gefahrloses Gucken?

1. Lediglich während der totalen Phase einer totalen Sonnenfinsternis kann auf den Schutz verzichtet werden, da die Helligkeit der Korona und der Protuberanzen um mehrere Größenordnungen schwächer als die der Photosphäre (und damit durch ein Sonnenfilter auch kaum erkennbar) ist.#

Bei der Sonnenfinsternis 1999 haben sie alle und immer wieder gesagt, man müsste Schutzbrillen aufsetzen. Ich denke mal, das kommt nicht von ungefähr. Ich kann's nicht wissenschaftlich erklären, aber das sollte geändert werden. Ich lösche es. Corporate world 12:52, 12. Jul 2005 (CEST)

Der von Dir gelöschte Satz ist inhaltlich zwar richtig, trotzdem stimme ich der Löschung nicht nur zu, sondern meine, dass die Löschung dringend angezeigt ist um Mißverständnisse und daraus möglicherweise folgende schwere Augenverletzungen zu vemeiden: Auch wenn während der Totalitäsphase die Sonne ohne Schutzbrille beobachtet werden kann, ist die Gefahr groß, den exakten Zeitpunkt des Endes der Totalität nicht genau mitzubekommen und weiter ungeschützt zu beobachten, was schon nach sehr kurzer Zeit zu Augenschädigungen führen kann, gerade bei der Beobachtung mit einem Feldstecher oder Teleskop ohne spezielle Objektiv-Sonnen-Filter (Okularsonnenfilter sind generell total ungeeignet !) ist das extrem gefährlich. Die Gefahr wird von Laien oft unterschätzt und es ist daher in Astronomenkreisen üblich, beim Thema Sonnenbeobachtung immer wieder auf diese Gefahr ausdrücklich hinzuweisen. StephanPsy 21:29, 12. Jul 2005 (CEST)

...und bei jeder SoFi sind Augenschäden von Leuten zu verzeichnen, die sich nicht dran gehalten haben! --Kookaburra 21:32, 12. Jul 2005 (CEST)

Ich halte die Löschung für falsch, denn von der Totalität sieht man mit Schutzbrille so gut wie nichts von der Korona, geschweige denn von den optischen Effekten auf die Landschaft. Es soll Leute geben, und es gab sie 1999 laut Berichten von Freunden durchaus, die sich auf exakt diese Weise um das Erlebnis Sonnenfinsternis gebracht haben. Da kann man genausogut dem Rat der Astrologen folgen und zuhause bleiben und die Fenster abkleben. Da hat man genausoviel von der "SoFi".

Und was die Gefahr beim Verpassen des exakten Zeitpunktes am Ende der totalen Phase angeht -- ist hier noch nie jemand von einer Sonnen-Reflexion an einer Autoscheibe, eines Spiegels oder eines blanken Scheibe geblendet worden? Der Effekt für die Netzhaut ist ungefähr vergleichbar vernachlässigbar. Gefährlich ist es, wenn man sich zwingt, für längere Zeit (> mehrere Sekunden ununterbrochen) ins gleißende Licht zu schauen. Mir ist übrigens kein einziger Bericht bekannt, wo z.B. in Hiroshima oder Nagasaki jemand durch den Lichtblitz der Atomexplosion dauerhaft blind geworden sei. Offenbar spielt die Einwirkungsdauer eine entscheidende Rolle. Kurz: O.g. Löschung beruht auf dem gleichen Sicherheitsfanatismus wie z.B. die Tatsache, dass Pommes Frites seit der Acrylamid-Affäre nur noch lau schmecken, weil irgendeine Verordnung(?) die Restaurants und Kantinen zwingt, die Temperatur runterzudrehen. So kann man sich nach und nach jeder Lebensfreude berauben. Ob das der Sinn ist (manchmal denke ich: Ja, exakt das ist der Sinn ;-/)?--SiriusB 12:13, 13. Jul 2005 (CEST)

Ich denke man muß unterscheiden zwischen der Beobachtung mit oder ohne Teleskop. Das Beobachten der Totalität mit freiem Auge ohne Instrument ist natürlich ungefährlich, und man wäre schön blöd, wenn man dies nicht täte. Aber das Diamantringphänomen im Teleskop ohne Filter abzuwarten kann sprichwörtlich ganz schön ins Auge gehen - Ich würds nicht riskieren. --Kookaburra 13:35, 13. Jul 2005 (CEST)

Ihr könnt ohnehin getrost aufhören, euch zu streiten, da die nächste totale Sonnenfinsternis in Deutschland so um 2080 herum stattfinden wird. Vielleicht sitzen wir dann alle in Rollstühlen und kriegen uns darüber in die Haare; sollten wir alle falsch liegen, kann der Artikel dann immer noch geändert werden. Schönen Abend. Corporate world 19:19, 13. Jul 2005 (CEST)

ich kann mich noch an Bublath erinnern, also er ins Mikro schrie, nehmt den Sonnenfilter ab ;) Klar kann man auch die Totalität damit beobachten, es soll ja auch Leute geben die Nachts mit ner Sonnenbrille rumrennen. Aber ich werden, falls ich es schaffe sicher keine Schutzbrille bei einer Totalität aufsetzen. Die erste Strahlen, des Diamanten sind noch so gering, dass sie keinen Schaden anrichten. Also ich würde den Satz wieder reinschreiben. Soviel von der Fachgruppe Sonne der VdS zu dem Thema. --Case-Berlin 21:08, 13. Jul 2005 (CEST)

Definition des Wortes Sonnenjahr

Die Zeit, in der die Erde einmal um die Sonne kreist, wird Jahr genannt. Wie wird die Zeit genannt, in der die Sonne einmal um das Zentrum der Galaxis kreist? Könnte man in diesem Zusammenhang nicht von einem Erdjahr und einem Sonnenjahr reden?

Leider nicht, man unterscheidet bereits in Sonnenjahr und Sternjahr. Das Sonnenjahr beschreibt die Zeit, in der die Erde sich solange um die Sonne dreht, bis der selbe Stand erreicht wird. Das Sternenjahr nimmt dagegen Bezug auf einen weiter entfernten Stern (auf ein Jahr bezogen kann man getrost jeden nehmen, den wir sehen). -- Platte 18:44, 5. Dez 2005 (CET)

Die Zeit, die die Sonne benötigt, um die Galaxis zu umkreisen wird auch galaktisches Jahr genannt. 13:55, 10 Dez 2005

Diskussion aus dem Review (Juli 2005)

War bereits mal in der Exzellenzkandidatur, fiel jedoch wegen fehlender Kulturgeschichte durch. Die ist nun vorhanden. -- Dishayloo [ +] 20:06, 31. Jul 2005 (CEST)

Die Gliederung des Artikels ist ziemlich konfus: Erst Allgemeines (nichts-sagende Überschrift übrigens) mit astronomischen Informationen, dann Kulturgeschichte, dann astrophysikalische Abschnitte zu Aufbau, Magnetfeld, Pulsation, Sonnenwind (letzterer Abschnitt könnte etwas ausführlicher sein), dann eine lange Datentabelle, dann Forschungsgeschichte, nun kommt Praktisches zur Sonnenbeobachtung (dort bitte den fettgesetzten Vorsicht!-Hinweis rausnehmen), danach gehts wieder in die Astrophysik mit der Naturgeschichte der Sonne. Im Abschnitt "Allgemeines" irritiert mich der Satz "Dieses Faktum kann teleologisch oder durch Evolution gedeutet werden." - teleologisch kann man alles deuten, aber warum sollte man das ausgerechnet hier tun? Siehe-auch-Links in den Text einarbeiten, Weblinks durchgehen: Welche sind wirklich weiterführend?(Die ersten drei sind es jedenfalls nicht.) --Aglarech 22:40, 31. Jul 2005 (CEST)

calSky ist doch kein Spamlink

"S.K. K (→Weblinks - -Spamlink... )" - Hallo S.K., warum soll denn bitte calSky ein Spamlink sein ? Ich halte das für einen äußerst sinnvollen Link, calSky ist bei beobachtenden Astronomen (auch bei der Sonnenbeobachtung) ein Standard-Link. Gleiches gilt für den "Mond"-Artikel StephanPsy 21:19, 9. Sep 2005 (CEST)

Wachstum der Sonne und Gravitation

Eine Frage die ich mir bei dem Thema Entwicklung der Sonne immer wieder stelle (aber leider noch nie eine Antwort erhalten habe) ist die: die sonne wird sich irgendwann enorm aufblähen, es heisst dann immer sie werde merkur und venus "schlucken". Da die sonne nun aber auch viel leichter wird, ist ja auch die von ihr ausgehende Gravitationskraft entsprechend kleiner. führt das dann nicht dazu, das die Merkur- bzw. Venusbahn sich soweit nach aussen verschiebt, bis sich Gravitations- und Zentrifugalkraft wieder die Wage halten? Die Planeten sollten demnach nicht verschluckt werden. Kann mir jemand sagen wo mein Denkfehler liegt? --Wisi 18:48, 20. Sep 2005 (CEST)

Zunächst einmal ändert sich nichts an der Gravitation außerhalb der Sonne wenn sie sich aufbläht. Die Gravitationskraft hängt nur von der Masse ab, nicht von der Dichte. Die Sonne wird aber trotzdem leichter aufgrund eines extrem starken Sonnenwindes. Sie verliert im Laufe dessen 1/3 ihrer Masse. Das treibt zwar in der Tat die Planetenbahnen nach außen, da ja nun die Masse und somit Gravitationskraft der Sonne kleiner geworden ist. Für Merkur und Venus reicht diese Bahnvergrößerung aber nicht aus, bei der Erde ist man sich noch nicht ganz sicher ob sie gerade davonkommt oder verschluckt wird (interessieren tuts aber eh kein Lebewesen mehr, weil alles irdisches Leben schon lange zuvor tot ist). Arnomane 18:59, 20. Sep 2005 (CEST)

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