Neuströssli - Limpachtal
Ein Erlebnis
25. Oktober 03, Samstag vormittag, mit dem Auto unterwegs Richtung Bätterkinden, Nebelschwaden, zeitweise ist die Sonne sichtbar, noch zusätzlich abgedunkelt durch die grüne Färbung oben in der Frontscheibe. Da plötzlich, was sind denn das für Flecken vor der Sonne, Fliegendrecke auf der Frontscheibe? Nein, die sind ja auf der Sonne! Das müssen ja wirklich Sonnenflecken sein! Das gibt's doch nicht, solche Prachtsflecken, und von blossem Auge! Zuhause sofort auf dem Internet geschaut, und wirklich. ... "Ein Astronom erinnerte sich nicht, schon je so grosse Flecken gesehen zu haben, ..."
Hier eine Warnung: Normalerweise darf man keinesfalls direkt oder gar mit einem Feldstecher in die Sonne schauen, wenn einem das Augenlicht heilig ist! Wer Sonnenflecken beobachten will, verwende eine Methode der Projektion auf Papier,siehe zum Beispiel oder eine Art Loch-Kamera oder ein ausreichend geschwärztes Glas wie einen Schweissschild zum elektrisch Schweissen.
In den Nachrichten ist bald auch von den möglichen Auswirkungen auf Funk und Stromversurgung die Rede. So gut wie nichts ist aber über die Vorgänge am Ort des Geschehens auf der Sonne zu hören. Wäre es nicht interessant, sich bei dieser Gelegenheit mal ein wenig mit unserer Sonne, einem höchst bedeutenden Objekt zu beschäftigen, das uns täglich leuchtet, das uns eigentlich auch die Nahrung verschafft, ja das unsere Existenz erst ermöglichte, und an dem wir dennoch immer vorbei schauen. Wir interessieren uns für Sport, Konsalik, Prinz Charles, Wetten Dass das das alles nicht wirklich weltbewegend ist. Unsere Sonne hingegen, die ist es!
Die Sonne, nicht ein Thema für eine Gemeinde-Homepage? Warum denn nicht, ist sie doch auch hier im Bucheggberg geschätzt, und dies gerade im November. Warum also nicht einmal einen Blick sozusagen hinter den Schirm dieser lebensspendenden Lampe werfen. Es ist eine faszinierende Welt, die sich uns da dank Teleskopen und anderen Instrumenten öffnet, und dies nicht nur der schieren Grösse wegen. Je länger man sich in die Materie vertieft, umso mehr Bewunderung und Ehrfurcht empfindet man vor dieser Schöpfung.
Wo stehen wir eigentlich?
Zwar entwickeln wir immer grössere Fähigkeiten, auf unsere Umwelt Einfluss zu nehmen, und wir gewinnen immer tiefere Einblicke in die Zusammenhänge. Aber gerade darin müssen wir Schritt für Schritt zunehmend erkennen, wie unbedeutend wir in diesem Grossen und Ganzen sind. In ihren Weltvorstellungen musste die Menschheit sich mehr und mehr bescheiden: "Was, hinter den Bergen existieren auch noch Leute, auch wenn sie nicht die selbe Sprache sprechen wie unsere Sippe?" Und dann irgendwann entdeckte Columbus, dass es ein Jenseits des Atlantiks gibt. Und dass wir dieses Ereignis heute noch gemeinhin als die Entdeckung Amerikas bezeichnen, zeugt gleichfalls von mangelnder Bescheidenheit. Vor Kolumbus waren schon die Vikinger dort, und was ist mit den Indianern, die schon dort lebten? Nicht zuletzt die Kirche hat immer wieder Mühe mit der angezeigten Bescheidenheit, was die Stellung des Menschen, vornehmlich der eigenen Religion, in der Welt betrifft. Schon Gallilei musste dies schmerzlich erfahren, als er aus seinen Beobachtungen den einzig vernünftigen Schluss zog und verkündete: Es dreht sich nicht die Sonne um die Erde, sondern umgekehrt.
Die Sonne "hält sich ihre" Planeten und beleuchtet sie über sehr lange Zeit konstant. Dies wiederum hat auf einem derselben die Entstehung von Leben ermöglicht. Wir wissen auch, dass selbst unsere Sonne nichts Zentrales und Aussergewöhnliches ist. Sie ist ein durchschnittlicher Stern unter vielen andern. Zur Unterscheidung von diesen nennen wir sie deshalb gerne unsere Sonne. Milliarden ihrer Kolleginnen, grössere und kleinere, bevölkern daneben unsere Galaxie, die Milchstrasse.
Noch weiter draussen gibt es ungezählte weitere solche Galaxien. Ja, man erkennt Haufen von Galaxien, zu einem derselben auch wir gehören. Und schliesslich gibt es Haufen von Haufen. Dieses ungeheuer grosse Ganze nennen wir gemeinhin das Universum. Heute sprechen die Kosmologen aber bereits von unserem Universum! Weshalb wohl?
Der Stern vor unserer Tür
Zur genaueren Beobachtung des Wesens von Sternen bietet sich unsere Sonne an, weil sie uns am nächsten liegt. Was aber heisst nahe? Es sind immerhin 150 Mio km. Das Licht der Sonne erreicht uns in 8 Minuten. Das ist astronomisch "nahe". Der nächst weitere Stern ist bereits 4 Lichtjahre entfernt, das heisst, sein Licht benötigt 4 Jahre, um die Distanz zu uns zurückzulegen. Die nächste Galaxie liegt in 2 Millionen Lichtjahren Entfernung und die entferntesten Objekte, die wir noch ausmachen können in ca 10 Milliarden Lichtjahren. Das bedeutet übrigens auch, dass wir diese so sehen, wie sie vor 10 Milliarden Jahren ausgesehen haben. Möchte man noch weiter hinaus und damit zurück in die Vergangenheit schauen, kommt man langsam in die Problematik, dass diese Objekte damals noch gar nicht stark genug mit Leuchten begonnen haben. Man würde also in das damals noch dunkle Universum zurück blicken. Der Bibelwort "Es werde Licht" bekommt da vielleicht eine sehr konkrete Bedeutung.
Die Geburt der Sonne
Zurück zu unserer Sonne. Sie dürfte vor ca 5 Milliarden Jahren zusammen mit ihren Planeten aus den Gas- und Staubtrümmern anderer Sterne entstanden sein, die an ihrem Lebensende explodiert sind und dabei einen Teil ihrer erbrüteten chemischen Elemente abgegeben haben. Aus diesem Recycling-Material früherer Sterne besteht auch die Erde und damit wir Menschen. Seit 3-4 Milliarden Jahren gibt es auf dieser Erde biologisches Leben, anfänglich als ..., ja das ist eben nicht absolut gesichert, dann einzellige Wesen bis heute zu hochentwickeltem Leben, wie den Blütenpflanzen, uns Säugetieren und den Vögeln, um nur ein paar Bekannte zu nennen. Und – das übersieht man leicht – die Entwicklung ist damit nicht abgeschlossen, wir kennen sie einfach nur bis hierher.
Zurück zur Geburt unseres Sonnensystems damals vor Milliarden Jahren: Am meisten Material konzentrierte sich schliesslich in der Mitte dieser langsam rotierenden Staub- und Gas-Scheibe. Dieses Gas fiel unter der eigenen Schwerkraft zu einem riesigen Gasball zusammen, der Sonne. Weiter aussen klumpte sich ebenfalls in steter Drehung Staub und Gas zu Planeten zusammen, z.B. zu unserer Erde. Da sie aber zu klein war, um mit ihrer Schwerkraft die leichten Gase dauerhaft an sich zu binden, verlor sie diese fast vollständig an die grossen Planeten und an die riesige Sonne in der Mitte. Das ist der Grund, weshalb unsere Erde heute relativ viel schwere Elemente wie Sauerstoff, Kohlenstoff und Kalzium bis Eisen enthält, aber fast kein Helium. Die Sonne hingegen besteht grösstenteils aus Wasserstoff und Helium.
Die Energie-Quelle der Sonne
Im Sonnen-Zentrum stieg nun unter ihren eigenen Schwerkraft durch die Kompression Druck und Hitze so weit an, dass die Kernfusion, vor allem von Wasserstoff einsetzte. Siehe Bild.
Diese Reaktion verbraucht Wasserstoff-Kerne (die 4 +Kerne oben) und erzeugt neben anderen Teilchen Helium-Kerne (der 4-fach-Kern unten) und die Energie, die die Sonne seit nunmehr 4.5 Milliarden Jahren abstrahlt und noch etwa weitere 5 Milliarden Jahre abgeben wird. Hier wird nach der berühmten Gleichung von Einstein, E = mc2 Masse in Energie umgewandelt. D.h. Zur Erzeugung der Energie E, die die Sonne schliesslich abstrahlt, wird die Masse m verbraucht (c ist die Lichtgeschwindgkeit). In der nebenstehenden Zeichnung heisst das, dass die obigen 4 Wasserstoffkerne zusammen schwerer sind als alle daraus hervorgehenden Teilchen in der unteren Zeile. Die Massendifferenz wurde eben in Energie umgewandelt. In jeder Sekunde "verbrennt" die Sonne ca 4 Millionen Tonnen Masse. Um allen Missverständnissen vorzubeugen: Diese Masse wird nicht einfach in einen anderen Stoff umgewandelt, z.B in Kohlendioxid, wie bei einer chemischen Verbrennung, sondern diese Masse verschwindet vollständig in Energie. Aber keine Bange, dieser Verlust hat die Sonne bisher erst 0.03% ihrer Masse gekostet, und sie hat noch für ca 5 Milliarden Jahre Wasserstoff, den sie unter Masseverlust in Helium umwandeln kann.
Ist das der selbe Prozess, mit dem wir Menschen im Fusionsreaktor Energie zu gewinnen suchen? Im Prinzip ja, aber siehe Fusion im Reaktor.
Die Anatomie der Sonne
Im Zentrum der Sonne herrscht eine Temperatur von 14 Millionen °C. Nach aussen transportiert wird die Wärme von da zuerst als Strahlung und weiter aussen bei tieferer Temperatur durch Konvektion, also aufsteigende heisse Blasen.
Aussen, in der sogenannten Photosphäre ist die Temperatur noch ca 5'800°C. Von dieser Schicht aus kann nun das Licht bzw die Wärme in den Weltraum abgestrahlt werden, dazu ist das Gas hier dünn genug und optisch durchlässig. Diese Schicht bildet also das, was wir als Rand bzw Oberfläche der Sonne wahrnehmen.
Darüber liegen aber noch die ca 2'000 km dicke Chromosphäre und die bis weit in den interplanetaren Raum hinaus ragende Corona, die bei Sonnenfinsternis als ein leuchtender Schleier wahrgenommen werden kann. Die Temperatur nimmt übrigens da nach aussen hin wieder zu und zwar bis ca 1 Million °C. Wie es zu dieser Erhitzung kommt, ist noch nicht restlos klar.
Soweit zur ruhigen Sonne. Was aber hat sie denn gegenwärtig für Launen, dass sie unseren irdischen Funkverkehr stört? Grundlage dazu bilden die zwei folgenden Punkte:
1. Der Stoff, aus dem die Sonne ist
Das Gas, aus dem die Sonne besteht, befindet sich sozusagen in einem 4. Aggregatszustand. Es ist nicht fest, nicht flüssig und auch nicht einfach gasförmig, es ist im Plasma-Zustand. Elektronen und Atomkerne bilden nicht, wie in den andern 3 Aggregatszuständen neutrale Atome oder grössere fixe Strukturen. Sie haben wegen der hohen Temperatur, dh. wegen des schnellen Durcheinander-Wirbelns nicht zu einander gefunden. Elektronen (leichte negative Teilchen) und Atomkerne (schwere postive Teilchen) gehen eigene Wege. Das bedeutet, dass diese Materie, eben das Plasma elektrisch sehr gut leitet, je nach Dichte sogar besser als das Metall Kupfer.
2. Magnet-Felder
Wo elektrische Ströme so leicht fliessen können, sind auch Magnetfelder nicht weit. Etwas weniger salopp: Wo ein Strom fliesst, wird er durch ein Magnetfeld umringt. Und umgekehrt, wo ein Magnetfeld ist, muss ein Strom ringsherum fliessen. Tatsächlich wird die Atmosphäre der Sonne, also die dünnen Schichten über der Photosphäre stark durch magnetische Kräfte beeinflusst. Physik dazu: Einerseits erzeugt ein Strom geladener Teilchen, eben ein elektrischer Strom ein ihn umkreisendes Magnetfeld. Anderseits wird ein bewegtes elektrisch geladenes Teilchen vom Magnetfeld abgelenkt auf eine Kreisbahn um das Magnetfeld herum, bzw auf eine Schraubenlinie. Vereinfacht gesagt, geladene Teilchen können sich nicht quer zum magnetischen Feld bewegen, sondern nur längs dazu, also den Feldlinien entlang wie an Drähten. Dominiert kräftemässig das Magnetfeld, dann kann sich das Plasma nur in seiner Richtung bewegen. Dominiert hingegen das Plasma, dann muss sich das Magnetfeld der Plasma-Strömung anpassen.
Magnetische Felder sieht man direkt nicht. Man muss sie sich denken, bzw sie aus andern Beobachtungen berechnen, Bild (c) von oben auf der Sonne, Bild (d) von der Seite am Sonnenrand. In Röntgen-Aufnahmen der Sonne kann man sie aus den abstrahlenden Strukturen teilweise sogar erahnen, Bild (a). Fotographiert man den selben Sonnenausschnitt im sichtbaren Licht, dann beobachtet man da im Bereich des stärksten Magnetfeldes die Sonnenflecken, Bild (b).
In diesem Bild wurden die Magnetfelder auf der Sonne sichtbar dargestellt: Magnetische Nordpole in Blau bis Grün. Südpole in Rot bis Gelb.
Sonnenflecken
Sonnenflecken sind Gebiete innerhalb der 5'800°C heissen Photosphäre, die nur etwa 3'800°C heiss sind. Deshalb leuchten diese Flächen weniger stark und erscheinen uns dunkel. Man täusche sich aber nicht über deren Helligkeit. Die Intensität ist immer noch etwa 3 mal so hoch wie die der Oberfläche des Glühfadens in der Glühlampe mit ca 2'800°C
Was hat das nun mit den Magnetfeldern zu tun? Wie weiter oben beschrieben steigt die Wärme in Form von heissen Blasen von ca 1000km Durchmesser an die sichtbare Oberfläche. Im obigen Bild sind diese als helle Körner sichtbar. Dazwischen, etwas dunkler erscheinend, sinkt das leicht abgekühlte Plasma wieder in die Tiefe. Diese Bewegung von Plasma, also von frei beweglichen, elektrisch geladenen Teilchen wird nun vom Magnetfeld beeinflusst und beeinflusst ihrerseits das Magnetfeld. Zwar hebt sich die Wirkung von positiv und negativ geledanen Teilchen weitgehend auf, aber eben nicht ganz, weil die negativ geladenen leichten Elektronen viel beweglicher sind als die positiv geladenen, schweren Atomkerne. Beide Teilchenarten vollführen deswegen nicht genau die gleiche, gekoppelte Bewegung. Aus dem Unterschied resultiert ein Magnetfeld. Tief in der Sonne, wo das Pasma dichter ist, dominiert und beherrscht die Plasma-Strömung die Magnetfelder. Diese Felder reichen aber hoch hinauf bis in die Atmosphäre, wo das Plasma dünn und schwach ist. Hier beherrscht nun umgekehrt das Magnetfeld die Bewegung des Plasmas:
Im Bereich der Sonnenflecken ist das Magnetfeld so stark, dass es die Strömung des Plasmas behindert. Dieses kühlt aus auf die erwähnten 3'800°C und leuchtet deshalb weniger stark. Neues heisses Plasma kann nicht frei nachströmen.
| Auf diesem Bild ist zum (Bild von: Je nach Entwicklung des Feldes, (Original von |  |
Man geht heute davon aus, dass sich infolge der darunter liegenden Plasmaströme das Magnetfeld mehr und mehr verdreht und damit verdichtet, bis eine Art "Durchbruch" erfolgt und sich die Energie frei setzt, unter anderem in Form von allerlei Plasma-Wellen und von schnellen Teilchenströmen, welche beide die Energie weiter tragen. Die umliegende Materie leuchtet hell auf, hoch oben in der Korona werden Radiowellen ausgesendet.
Die innert Minuten freigesetzte Energie entspricht derjenigen von Millionen von Atombomben. Ich bitte den unsympatischen Vergleich zu entschuldigen. Und doch ist diese Flare-Energie kein Prozent dessen, was die Sonne in jeder Sekunde ohnehin in den Weltraum abstrahlt !
Vergleich mit Gewittern auf der Erde
Man kann die Flares entfernt mit den Gewittern in der irdischen Atmosphäre vergleichen, obwohl die Phänomene sich eigentlich gerade gegenteilig verhalten. Unsere Atmosphäre, die Luft, besteht aus neutralen Teilchen (Stickstoff- und Sauerstoff-Moleküle). Elektrischer Strom kann nicht fliessen. Dafür können sich bei der Bewegung von Wolken grosse elektirsche Ladungen ansammeln und damit riesige elektrische Spannungen aufbauen. Die Ladungen, eine Wolke positiv, die andere noch positiver, die Erde vielleicht negativ, möchten sich ausgleichen. Doch dafür müssten sie fliessen können. Die Luft isoliert aber. Wenn schliesslich die Spannung zu gross geworden ist, geschieht auch eine Art Durchbruch. Ein paar Elektronen bahnen sich einen Weg, schlagen den neutralen Molekülen weitere Elektronen ab, bis auf diese Weise in Stufen ein Kanal von Elektronen (-) und "amputierten" Molekülen (+) geschaffen ist. Das ist wiederum ein Plasma, das nun den Strom leitet. Lawinenartig jagt jetzt die Ladung der ganzen Wolke durch diesen Kanal. Die Moleküle darin leuchten hell auf, ein Blitz. Vom erhitzten und gleich wieder ausgekühlten Kanal geht eine Schalldruckwelle aus, der Donner.
Gerade umgekehrt verhält es sich eben beim Flare auf der Sonne. Hier kann sich keine Spannung aufbauen, das Plasma leitet, alle Spannungsunterschiede würden sich sofort ausgleichen. Aber Ströme können sich aufbauen und sich in Form von Magnetfeldern zeigen. Wenn diese Magnetfelder irgendwo zu stark oder zu komplex werden, findet auch eine Art Durchbruch statt, der das Magnetfeld abbaut, bzw vereinfacht und via beschleunigter Teilchen Gas zum Aufleuchten bringt.
Beide Phänomene haben mit Feldern zu tun, hier elektrische, dort magnetische, und beide laufen wie eine Kettenreaktion ab. Diese braucht auf der Sonne deshalb länger, weil sie sich über sehr grosse Distanzen erstreckt, grösser als die ganze Erde.
Die "Periode" der Sonne
Die beschriebene Aktivität der Sonne ist nicht immer gleich stark. Einige Jahre ist nicht viel zu beobachten, dann erscheinen immer häufiger Flares und grössere Sonnenflecken, bis das Phänomen ein paar Jahre später wieder vorübergehend abklingt. Die Aktivität folgt dabei offenbar einem 11 jährigen Zyklus. Gegenwärtig klingt ein Maximum aus. Siehe untenstehendes Diagramm mit der Anzahl beobachteter Sonnenflecken über die letzten Jahre. Diese regelmässigen Schwankungen lassen sich aufgrund von Aufzeichnungen systematisch zurück verfolgen bis ca 1750. Aber schon von Gallilei (1564 – 1642) existieren Aufzeichnungen und Skizzen von Sonnenflecken.
Rotation der Sonne
| So wie sich die ursprüngliche Staub- und Gaswolke gedreht hat, aus der sich damals Sonne und Planeten gebildet haben, drehen sich heute noch die Planeten um das Zentrum, und zwar alle im gleichen Drehsinn. Aus dem selben Grund dreht sich in der Mitte des Sonnensystems auch die Sonne selbst, einmal in ca 27 Tagen. Man erkennt das an der Position der Sonnenflecken. JedenTag erscheinen sie etwas weiter rechts, bis sie eines Tages am rechten Rand verschwinden. | 25. Oktober. 2003 |
 Zur Veranschaulichung ein animiertes Bild der rotierenden Sonne, aufgenommen im Röntgenlicht. |  1. November 2003 |
Woher weiss man das alles?
Zum einen beobachtet man die Sonne mit Teleskopen in "mehr als einem Licht". Genauer gesagt: die Sonne sendet Licht verschiedener sichtbarer Farben aus, dem ganzen Regenbogen. Die ganze Mischung erscheint und als weiss. Das sogenannte elektromagnetische Spektrum der Sonnenstrahlung reicht aber noch viel weiter. Unterhalb des sichtbaren Lichtes sendet die Sonne als längere Wellenlängen auch Infrarot aus, was wir als Wärme empfinden, aber noch tiefer die Mikrowellen und Radiowellen. Oberhalb des sichtbaren Lichtes, als kürzere Wellenlängen kommt das Ultraviolett-Licht daher, das unsere Haut schädigen kann, und noch weiter oben das Röntgenlicht, das zum Glück von der Erdatmosphäre aufgehalten wird.
Mit verschiedenen Instrumenten wird nun die Sonne in all diesen Wellenlängenbereichen beobachtet, vom Radioteleskop bis zur Röntgen-Kamera, was jeweils ein anderes Erscheinungsbild der gleichen Sonne ergibt. Im Bild
Links oben: gewöhnliches sichtbares Licht
Rechts oben: in einer bestimmten roten Leuchtfarbe des Wasserstoffs.
Unten: Im Ultraviolett- oder Röntgen-Licht. Die Farbe Orange ist hier künstlich. Weder Ultraviolett noch Rötgen kann man natürlicherweise sehen.
Zum andern werden diese Beobachtungen in Vergleich gebracht mit theoretischen Berechnungen und Labor-Experimenten, z.B. der Teilchenbeschleuniger im CERN bei Genf. Auf diese Weise erkundete man z.B. das Wesen der Atomkerne und konnte sich damit endlich die Energie-Quelle in der Sonne erkären. Ja man weiss damit heute auch bei welcher Temperatur und welchem Druck in der Sonne die Fusion von Wasserstoff zu Helium abläuft. Man weiss auch, mit welcher Produktionsrate Helium zu den schwereren Kernen wie Kohlenstoff, Sauerstoff bis Eisen fusioniert werden. Man weiss auch, dass die noch schwereren Elemente wie Zink, Jod oder Blei nicht auf diese Weise während des ordentlichen Lebens der Sonne bzw eines andern Sternes entstehen können. Vielmehr müssen sie während des dramatischen Endes früherer Sterne entstanden sein, der sogenannten Supernova, einer gigantischen Explosion eines alten, ausgebrannten Sternes genügender Grösse. In diesem Sinne basiert unsere Erde, unser Leben auf "Recycling-Material" früherer Sterne.
Enorm ist aber die Fülle von Informationen, die man schon aus dem Sonnenlicht alleine gewinnen kann. Sie geht weit über das eigentliche Abbild hinaus. Zentral ist hierbei der Begriff "Spektrum". Mit einem Glasprisma lässt sich weisses Licht in seine Regenbogenfarben auftrennen, eben in das Spektrum.
Hat das Licht nun auf seinem Weg ein Gas passiert, so haben dessen Atome ganz bestimmte Farbanteile des Lichtes absorbiert, aufgefressen sozusagen und anderswie wieder ausgespuckt. Diese Farben fehlen dann teilweise im Spektrum. Der Regenbogen weist schmale schwarze Lücken auf, die man Absorptionslinien nennt. Im folgenden Beispiel: die Linien von Schwefel (im Ultraviolett), einer Phosphorverbindung, Natrium (ist genau genommen eine doppelte Linie) und schliesslich im Rot das Kalium.
- Aus diesen Absorptionslinien des Sonnenlichtes kann man nun auf die Anwesenheit bestimmter chemischer Elemente in der Sonnenatmosphäre schliessen. Das Element Helium z.B. wurde zuerst im Sonnenlicht nachgewiesen, bevor man es auch hier auf der Erde gefunden und nach der Sonne genannt hat. So kann man nun z.B. bestimmen, wieviel Sauerstoff sich in der Sonnenatmosphäre befindet.
- Liegen diese absorbierenden Elemente in einem Magnetfeld, dann hinterlassen sie im Lichtspektrum nicht einzelne Linien, sondern in leicht unterschiedliche Wellenlängen aufgespaltene Doppellinien (Zeemann-Effekt). Auf diese Weise kann man aus dem Sonnenlicht auf die Magnetfelder der Sonne schliessen.
- Werden die absorbierenden Atome durch Zusammenstösse häufig und heftig gestört, dann absorbieren sie nicht mehr alle exakt die selbe Wellenlänge. Die Linien werden dann breiter. Das erlaubt Rückschlüsse auf Druck und Temperatur in der Sonnenatmosphäre.
Weitere Informationen lassen sich aus der Kombination verschiedener Beobachtungen ableiten. Hier ein kleines Puzzle-Stück als Beispiel: Von einem Flare wird die Energie in Form von Plasmawellen oder einem Teilchenstrom verbreitet. Aber was ist es genau? Mit zeitlicher Verzögerung treffen diese Wellen oder Teilchen dann hoch oben in der Korona an und erzeugen dort Radiowellen. Aus der Frequenz dieser Radiowellen, kann man auf die Dichte des Plamas schliessen und damit auf die Höhe über der Sonne, wo sie entstanden sind und damit über die Distanz, die die fragliche Energie-Welle vom Flare bis in diese Höhe zurückgelegt haben muss. Da man nun beides beobachtet hat, die Blitze des Flares und danach mit einer bestimmten Verzögerung die Radiowellen, kann man aus der Verzögerung und der Distanz die Geschwindigkeit der fraglichen Welle bestimmen und damit Rückschlüsse auf die Art dieses Energie-Transportmechanismus' machen. Solche Details seien hier nur als kleiner Einblick in das Instrumentarium und die Methoden von Sonnenphysikern erwähnt.
Was sind die Schwierigkeiten?
Vielfältig sind sie, hier eine kleine Auswahl
- Das irdische Wetter erlaubt keine Sicht auf die Sonne
- Wetter gut, aber die Sonne geruht nichts Besonderes von sich zu geben, keine Flares.
- Die Wärme der Sonne bringt die Luft über unserem Teleskop zum Flimmern. Das verschmiert die Bildaufnahmen von der Sonne.
- Die Luft lässt Röntgenlicht nicht passieren (zum Glück). Darum lässt sich Röntgen nur vom Satelliten aus beobachten.
- Der Effekt der Verbreiterung der Absorptionslinien durch Stösse vermischt sich mit der Auftrennnung durch das Magnetfeld. Vermischung der Resultate.
- Wo auf dem Weg des Lichtes fand die Absorption statt?
- ...
Einwirkungen auf der Erde
Wie im Bild angedeutet reichen die Einflüsse des Sonnenmagnetfeldes bis zur Erde und weiter in den interplanetaren Raum hinaus. Andererseits treiben Teilchen als sogenannter "Sonnenwind" mit Geschwindigkeiten von einigen 100 km/Sekunde von der Sonne weg und dringen in die Erdatmosphäre ein. Beides drückt das Magnetfeld der Erde auf der Sonnenseite zusammen. Die in der oberen Erdatmosphäre gelegene Schicht geladener Teilchen, sie sogenannte Ionosphäre schwillt an.
- Die Satelliten auf niedrigen Bahnen werden durch die angeschwollene Ionosphäre zusätzlich gebremst
- Unter dem Hagel von schnellen Teilchen und der Röntgenstrahlung leidet die empfindliche Elektronik von Satelliten. Die Solarzellen, welche der Stromversorgung der Satelliten dienen, "altern" sprunghaft, das heisst ihre Leistungsfähigkeit nimmt ab.
- Für Astronauten bedeutet dies eine zusätzliche starke Strahlenbelastung.
- Die plötzlichen Änderungen im Erdmagnetfeld, welches vom "Sonnenwetter" gerüttelt wird, induziert grosse elektrische Spannungen auf langen Stromleitungen. Im März 1989 führte dies in weiten Teilen Kanadas zu einem 9-stündigen Stromausfall.
- Die Schwankungen in der Ionosphäre stören oder unterbrechen Funkverbindungen über grosse Distanzen, weil diese die Inosphäre als eine Art Spiegel benutzen.
- Die elektrisch geladenen Teilchen des Sonnenwindes werden vom Magnetfeld der Erde abgelenkt in (schraubenförmige) Bahnen entlang der Feldlinien. Mit diesen (im Bild hellblau) dringen sie dann im Gebiet des Nord- und des Südpoles in die Erdatmosphäre ein, wo sie durch Zusammenstösse mit den Teilchen unserer Luft Lichterscheinungen erzeugen, die sogenannten Polarlichter. In Zeiten extrem starker Sonnenaktivität, wie gegenwärtig, kann sich das Gebiet, in dem Polarlichter auftreten von den Polen bis in unsere Breiten ausdehen. Bei klarem Wetter können diese wunderbaren Leuchterscheinungen dann auch bei uns beobachtet werden.
"Könnten" muss ich eigentlich sagen, denn wer sich bei uns vom Leuchten auf seiner Mattscheibe in der warmen Stube lösen kann und an einem klaren Abend draussen nach den seltenen Polarlichtern oder andern interessanten Himmelserscheinungen Ausschau halten will, der wird kaum viel mehr als die verd..., eh die verdienten Strassenlampen sehen können.
Weitere Bilder dieses Naturschauspiels:
http://science.nasa.gov/spaceweather/aurora/gallery_01oct03_page2.html
http://science.nasa.gov/spaceweather/aurora/gallery_01nov03_page11.html
http://home.c2i.net/johnskaas/Index.htm Im Garten Eden
Liebe Besucherin, lieber Besucher, es freut mich, wenn Sie meinen in vielerlei Hinsicht weit entfernten Beschreibungen bis hierher Ihre Aufmerksamkeit schenken mochten. So lassen Sie uns schliesslich zurückkehren in unser Hier und Jetzt in unser Leben, das uns die Sonne ermöglicht und zu all den Früchten, die uns die Sonne schenkt.
Quellennachweis
Die obigen Bilder sind, mit Ausnahme des ersten und des letzten allesamt aus dem Netz gefischt, "geklaut", müsste ich eigentlich sagen. Unbekannterweise ein herzliches Dankeschön an all diese Quellen. Hier sind sie, ohne Gewähr auf Vollständigkeit:
http://www.spaceweather.com/
http://solar.physics.montana.edu/YPOP/
http://solar.physics.montana.edu/YPOP/Program/hfilament.html
http://sohowww.nascom.nasa.gov/hotshots/X17
http://www.southpole.com/headlines/y2000/ast20jan_1.htm
http://www.icstars.com/HTML/SolarSection/HAlpha/OBSERVINGTHESUNHAlpha3.html
http://antwrp.gsfc.nasa.gov/cgi-bin/apod/apod_search?SOHO+prominence
http://science.howstuffworks.com/sun4.htm
http://sohowww.nascom.nasa.gov/explore/filament.html
http://home.earthlink.net/~chikadee/Solar.htm
http://antwrp.gsfc.nasa.gov/apod/ap000403.html
http://antwrp.gsfc.nasa.gov/cgi-bin/apod/apod_search?SOHO+prominence
http://www.astro.ucla.edu/~obs/cur_mag_fe1.html
http://www.hao.ucar.edu/public/research/spmf/smv_b.html#Photosph
http://www.genesismission.org/science/mod3_SunlightSolarHeat/FusionChemistry/
http://www.thursdaysclassroom.com/09mar00/hi_school/coolspots_intro.html Und wer eine Art "technische Daten" der Sonne sucht:
http://science.nasa.gov/ssl/pad/solar/default.htm My grateful appreciation to all the authors of the above links, who wrote these fine contributions for all those fascinated by our sun, such as me. Thanks for your images, I "borrowed".
Quelle: www.kyburg-buchegg.ch
