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Sonne,

 

1) Astronomie: astronomisches Zeichen ○, der Zentralkörper des Sonnensystems; mit einer mittleren Entfernung von 149,6 Mio. km (eine Astronomische Einheit) der erdnächste Stern. Die Sonne ist mit ihrer Strahlung maßgebend für den Wärmehaushalt der Erde und damit für Klima und Wetter, sie ist die Energiequelle für das irdische Leben (Sonnenenergie).

 

Die Sonne ist eine Gaskugel mit einer von innen nach außen stetigen Dichteabnahme. Dennoch erscheint sie scharf begrenzt, weil der größte Teil der Sonnenstrahlung aus einer Kugelschale, der Photosphäre, mit einer Dicke von etwa 300 km kommt, die nur etwa 0,02 % ihres Durchmessers beträgt und von der Erde aus unter einem Winkel von weniger als 0,5'' erscheint. Die Photosphäre kann daher bei vielen Problemen als »Oberfläche« der Sonne angesehen werden. Auf sie bezieht man sich z. B., wenn man vom Durchmesser der Sonne spricht. Von der Erde aus erscheint dieser unter einem Winkel von im Mittel 31'59''; die Sonnenscheibe erscheint so groß, dass - wie bei keinem anderen Stern - Detailuntersuchungen möglich sind. Die Masse der Sonne ist rd. 750-mal größer als die Masse aller anderen Körper des Sonnensystems zusammen. Infolge ihrer Gesamtstrahlungsleistung (der Leuchtkraft) von 3,847 · 10²⁶ W, die sich aus der Entfernung der Sonne und der Solarkonstante errechnet, verliert die Sonne wegen der Masse-Energie-Äquivalenz eine Masse von 4,3 · 10⁹ kg/s. In 1 Mrd. Jahren beträgt der Verlust infolge der Ausstrahlung 0,007 % der gegenwärtigen Masse, der direkte Masseverlust infolge des Sonnenwindes nur etwa 25 % davon. Die Strahlungsleistung der Photosphäre je Flächeneinheit (spezifische Ausstrahlung) entspricht der eines schwarzen Strahlers von 5 770 K; dies ist die Effektivtemperatur der Sonne. Durch sie und die Leuchtkraft ist die Lage des Bildpunktes der Sonne im Hertzsprung-Russell-Diagramm festgelegt: Danach gehört die Sonne zu den Hauptreihensternen, ihr Spektraltyp ist G 2V.

 

Die scheinbare tägliche Bewegung der Sonne am Himmel wird durch die Rotation der Erde verursacht (Tag), die scheinbare jährliche Bewegung relativ zu den Sternen durch den Umlauf der Erde um die Sonne (Jahreszeiten). Die Sonne hat eine differenzielle Rotation: Am Sonnenäquator beträgt die siderische Rotationsperiode 25,02 Tage, in 16º heliographische Breite 25,38 Tage.

 

Die äußeren Gebiete der Sonne, aus denen elektromagnetische Strahlung unmittelbar in den Raum gelangen kann und die folglich direkt beobachtbar sind, bezeichnet man als Sonnenatmosphäre, die auf diese Weise nicht direkt beobachtbaren als das Sonneninnere. In ihm ist nahezu die gesamte Masse vereinigt, die Atmosphäre enthält nur den 10^-9ten Teil davon. Aussagen über das Sonneninnere sind allein aufgrund theoretischen Untersuchungen möglich. Danach herrscht im Sonnenzentrum eine Temperatur von etwa 16 · 10⁶ K, eine Dichte von etwa 160 g/cm³ und ein Druck von rd. 2,5 · 10¹⁶ Pa. Trotz der hohen Dichte (rd. das 14fache von Blei) verhält sich die Materie infolge ihrer praktisch vollständigen Ionisation wie ein ideales Gas. Nach außen hin nehmen Temperatur, Dichte und Druck stetig ab. Die von der Sonne ausgestrahlte Energie wird in den zentrumsnahen Bereichen innerhalb einer Kugel mit etwa 33 % des Gesamtradius und rd. 55 % der Gesamtmasse bei thermonuklearen Fusionsprozessen, v. a. der Proton-Proton-Reaktion, freigesetzt. Dabei wird Wasserstoff in Helium umgewandelt (Kernfusion). Bei der Bildung eines Heliumkerns werden außer Energie auch zwei Neutrinos frei. Deren Wechselwirkung mit Materie ist so gering, dass sie ungehindert die Sonne verlassen können und Auskunft über den physikalischen Zustand im Sonneninnern geben. Bis zu einer Zentrumsentfernung von etwa 500 000 km wird die Energie in Form von Strahlung nach außen transportiert, weiter außen im Wesentlichen durch Konvektion. Die obere Grenze der Konvektionszone befindet sich in der unteren Photosphäre, von wo Strahlung direkt in den Weltraum gelangen kann. Die Temperatur ist dort auf etwa 7000 K, die Dichte auf etwa 4 · 10^-7 g/cm³ und der Druck auf rd. 1,4 · 10⁴ Pa gesunken.

 

Die Sonnenatmosphäre, aus der alle elektromagnetische Strahlung der Sonne stammt, ist der direkten Beobachtung zugänglich. Sie gliedert sich aufgrund der unterschiedlichen thermischen und Strahlungseigenschaften (von innen nach außen) in die Photosphäre, Chromosphäre, Übergangsschicht und Sonnenkorona (Korona). In ihnen nehmen Druck und Dichte weiter stetig ab, die Temperatur nur in der Photosphäre und der unteren Chromosphäre, danach steigt sie wieder an und erreicht in der Korona Werte von einigen Mio. K. Die sichtbare Strahlung der Sonne stammt praktisch nur aus der Photosphäre, daher ist die sichtbare Sonnenscheibe ihr projiziertes Bild. Deren Flächenhelligkeit nimmt vom Zentrum zum Rand hin stetig ab (Mitte-Rand-Variation), was auf die Temperaturschichtung in der Photosphäre zurückgeht: Im Scheibenzentrum stammt das Licht aus tiefer liegenden, höhertemperierten Schichten als am Sonnenrand. Die Sonnenscheibe hat im sichtbaren Spektralbereich eine »körnige« Struktur, die Granulation, was durch die obersten Konvektionsschichten bedingt ist. Das Sonnenspektrum gibt Auskunft über den physikalischen Zustand der Photosphäre und deren chemische Zusammensetzung: Wasserstoff ist mit einem Masseanteil von etwa 74 % am häufigsten, der Heliumanteil beträgt etwa 25 %, der Rest entfällt auf alle übrigen Elemente. Im Sonnenzentrum ist infolge der seit 4,6 Mrd. Jahren anhaltenden Kernprozesse der Wasserstoffanteil auf etwa 35 % reduziert, der Heliumanteil entsprechend erhöht. Während die Granulation eine permanente Erscheinung der Photosphäre ist, sind die Sonnenflecken und Sonnenfackeln charakteristische Erscheinungen der Sonnenaktivität. - Die Chromosphäre ist mit einer Dicke von rd. 10 000 km viel mächtiger als die Photosphäre, ihre Ausstrahlung aber infolge einer Dichte von rd. 10^-12 g/cm³ wesentlich kleiner, sodass sie im Allgemeinen von der Photosphäre völlig überstrahlt wird. Bei totalen Sonnenfinsternissen wird sie für Sekunden kurz vor beziehungsweise nach der Totalität sichtbar, wenn die Photosphäre vom Mond schon beziehungsweise noch abgedeckt ist. Sie erscheint dann als sichelförmiger Lichtsaum am dunklen Mondrand. Vor der Sonnenscheibe kann die Chromosphäre unter Verwendung sehr schmalbandiger Filter im Lichte bestimmter Spektrallinien untersucht werden. Chromosphärische Erscheinungen der Sonnenaktivität sind die Sonneneruptionen (Flares) und die damit verbundenen Strahlungsausbrüche im Radiofrequenzbereich (Bursts). - Über der Chromosphäre liegt die Übergangsschicht mit einer Dicke von wenigen 1 000 km, die wesentlich durch einen Temperaturanstieg von etwa 25 000 K auf einige 10⁶ K und einen entsprechenden Dichteabfall gekennzeichnet ist. - Die äußerste Schicht der Sonnenatmosphäre, die Korona, ist bei totalen Sonnenfinsternissen in Form eines weißlich leuchtenden Strahlenkranzes sichtbar. Außerhalb totaler Finsternisse ist sie im sichtbaren Spektralbereich mithilfe von Koronographen beobachtbar. Außerdem sind Untersuchungen im Röntgen- und Radiofrequenzbereich möglich, da Strahlung dieser Spektralbereiche ihren Ursprung im Wesentlichen in der Korona hat. Koronale Erscheinungen der Sonnenaktivität sind die Protuberanzen und der nichtthermische, stark variierende Anteil der Radiofrequenzstrahlung. Aus der Korona fließt ständig Materie in Form des Sonnenwindes ab, sodass sie - wie die gesamte Sonne - keine wohldefinierte obere Begrenzung hat, sondern die gesamte Heliosphäre erfüllt.

 

Die Sonne besitzt ein globales, angenähert als Dipolfeld beschreibbares Magnetfeld mit einer Feldstärke von 1 · 10^-4 bis 2 · 10^-4 T, das wahrscheinlich durch einen Dynamoeffekt verursacht wird. Wesentlich stärkere lokale Felder (rd. 0,15 T) treten im Zusammenhang mit den Erscheinungen der Sonnenaktivität z. B. der Sonnenflecken auf. - Die Sonnenaktivität verursacht u. a. auch Phänomene auf der Erde beziehungsweise in der Erdatmosphäre, die solarterrestrische Erscheinungen genannt werden.

 

Sonnenbeobachtungen

 

im sichtbaren Spektralbereich werden in Sonnenobservatorien (z. B. dem Osservatorio del Teide, Teneriffa) ausgeführt. Das Sonnenlicht wird im Allgemeinen durch ebene Spiegel (angeordnet als Siderostat oder als Zölostat) in ein Fernrohr geleitet, das bei großen Instrumenten als Turmteleskop gebaut ist, in dessen Brennebene sich u. a. Photometer, Spektrographen oder Magnetographen befinden. Zu Beobachtungen im Radiobereich dienen u. a. Radioheliographen mit einem hohen Winkelauflösungsvermögen (z. B. in Culgoora, Australien). Raumsonden wie Helios und Ulysses ermöglichen außer streulichtfreien Beobachtungen im visuellen auch Beobachtungen im Röntgenbereich und, wie die als Gemeinschaftsprojekt von ESA und NASA 1995 gestartete Sonde SOHO, die direkte Untersuchung des Sonnenwindes. Zur Untersuchung der solaren Neutrinostrahlung müssen die Detektoren hingegen tief unter der Erdoberfläche stationiert werden (Neutrinoastronomie).

 

Die Sonne gehört mit einigen 100 Mrd. anderen Sternen zum Milchstraßensystem, in dem sie keinerlei bevorzugte Stellung einnimmt. Sie bewegt sich mit einer Geschwindigkeit von circa 20 km/s relativ zu den Sternen ihrer Umgebung auf das Sternbild Herkules zu (Pekuliarbewegung); gemeinsam mit den benachbarten Sternen umläuft sie in etwa 240 Mio. Jahren das Zentrum des Milchstraßensystems. Bei diesen Bewegungen führt sie alle anderen Körper des Sonnensystems mit. Die Sonne ist vor 4,6 Mrd. Jahren zusammen mit dem gesamten Planetensystem entstanden (Planetenentstehung).

 

Geschichte:

 

Von den Babyloniern ist die älteste sicher datierte Beobachtung einer Sonnenfinsternis überliefert (15. 6. 763 v. Chr.). Um 265 v. Chr. unternahm Aristarchos von Samos den Versuch, die Entfernung der Sonne zu bestimmen. Außerdem stellte er (um 275 v. Chr.) die Hypothese auf, dass die Sonne ruhendes Zentrum der sie umlaufenden Planeten sei (heliozentrisches Weltsystem). 1843 entdeckte H. Schwabe die Periodizität der Sonnenfleckenhäufigkeit und 1868 J. N. Lockyer im Sonnenspektrum das Helium. Nils Christofer Dunér (* 1839, ✝ 1914) gelang 1888-1901 spektroskopisch die Bestimmung der differenziellen Rotation der Sonne 1908 wies G. E. Hale die Existenz von Magnetfeldern in den Sonnenflecken nach.

 

Kulturgeschichte:

 

Im Denken der Menschheit hat die Sonne immer eine große Rolle gespielt: als beherrschende Naturerscheinung, als Erzeugerin des Lichtes, des Lebens, der Fruchtbarkeit, als Teilerin der Zeit, als Weiserin der Wege, als Objekt kultischer Handlungen. Man stellte sich die Sonne als Ball, Rad oder Scheibe vor, von Tieren getragen oder in einem Wagen oder Schiff gefahren. Im Tageslauf der Sonne sah man häufig folgendes Schicksal: Die Sonne geht aus einer weiblich gedachten Tiefe hervor, fliegt oder fährt am Himmel hin, steigt, gelockt oder gezwungen, wieder hinab, fährt durch die Unterwelt, durch das Meer in einem goldenen Nachen nach Osten, wo sie neu geboren wird.

 

In vielen Religionen gilt die Sonne als der Held, der siegreich gegen die Finsternis und ihre Dämonen kämpft. Die tägliche und jahreszeitliche Wiederkehr der Sonne wird ängstlich erwartet und mit kultisch-magischen Mitteln gefördert (Sonnenkult).

 

Als politisches Symbol kennzeichnete die Sonne im französischen Absolutismus die allgewaltige, zentrale Stellung des Monarchen (z. B. »Sonnenkönig« Ludwig XIV.); Anfang des 19. Jahrhunderts wurde sie in Südamerika zum republikanischen Freiheitssymbol, später auch in anderen Kontinenten. In der Arbeiterbewegung ist die Sonne Symbol für Freiheit, Fortschritt und Zukunft.

 

Literatur:

 

H. Zirin: Astrophysics of the sun (Cambridge 1988);

 H. Scheffler u. H. Elsässer: Physik der Sterne u. der S. (²1990);

 M. Stix: The sun (Berlin ²1991);

 K. R. Lang: Die S., Stern unserer Erde (1996);

 U. Hess: Die S. Quelle u. Urkraft des Lebens (1997).

 

Hier finden Sie in Überblicksartikeln weiterführende Informationen:

 

Sonne: Ihr Lebensweg vom Protostern zum Weißen Zwerg

 

Erdgeschichte: Das Ende des Lebens

 

Sonne im Mittelpunkt: Umwälzungen des Weltbildes

 

 2) Meeresforschung: deutsches Forschungsschiff, 1969 als Hecktrawler gebaut, 1977 zum Forschungsschiff umgerüstet, 1991 verlängert und modernisiert: 97,6 m lang, 14,2 m breit, Wasserverdrängung 4 734 t, dieselelektrische Fahranlage, bietet Platz für 30 Besatzungsmitglieder und 25 wissenschaftliche Fahrtteilnehmer; 21 Laborräume (425 m²), moderne hydroakustische und geophysikalische Ausrüstung sowie Winden und Hebezeuge, Grundausrüstung an wissenschaftlichen Instrumenten verschiedener Disziplinen. Einsatzgebiete: Zentralpazifik, schwerpunktmäßig indonesische Gewässer, Atlantik, Indischer Ozean und Rotes Meer (seit Indienststellung bis 1997 123 Expeditionen). Eigentümer ist die Partenreederei Sonne, Korrespondentreeder die RF Reedereigemeinschaft Forschungsschiffahrt GmbH. Die Sonne wird von Forschungseinrichtungen gechartert. Die Finanzierung erfolgt überwiegend durch das Bundesministerium für Bildung, Wissenschaft, Forschung und Technologie.