Sonne

  Die Sonne
Beobachtungsdaten
Mittlerer Abstand von
Erde
149,6 × 10 6 km
(92,95 × 10 6 mich)
(8.31 Minuten bei der Lichtgeschwindigkeit )
Visuelle Helligkeit ( IN ) −26.8 m
Absolute Größe 4.8 m
Spektrale Klassifizierung G2V
Orbitale Eigenschaften
Mittlerer Abstand von
Milchstraße Ader
~2,5 × 10 17 km
(26.000-28.000 Lichtjahre)
Galaktisch Zeitraum 2,25-2,50 × 10 8 a
Geschwindigkeit Umlaufgeschwindigkeit von 217 km/s um das Zentrum der Galaxie, 20 km/s relativ zur Durchschnittsgeschwindigkeit anderer Sterne in der Nachbarschaft der Sterne
Physikalische Eigenschaften
Mittlerer Durchmesser 1.392 × 10 6 km
(109 Erddurchmesser)
Umfang 4.373 × 10 6 km
(342 Erddurchmesser)
Oblate 9×10 −6
Oberfläche 6,09 × 10 12 km²
(11.900 Erden)
Volumen 1,41 × 10 18 km³
(1.300.000 Erden)
Masse 1988 435×10 30 kg

(332.946 Erden)

Dichte 1,408 g/cm³
Auftauchen Schwere 273,95 ms -zwei

(27.9 g )

Fluchtgeschwindigkeit
von der Oberfläche
617,54 km/s

(55 Erden)

Oberflächentemperatur 5785 K
Koronatemperatur 5  MK
Kerntemperatur ~13,6 MK
Leuchtkraft ( L Sonne ) 3.827 × 10 26 Im
~3,75 × 10 28 lm
(~98 lm/W Effizienz)
Mittlere Intensität ( ich Sonne ) 2009×10 7 W m -zwei sr -1
Rotationseigenschaften
Schräglage 7,25°
(zur Ekliptik)
67,23°
(zum galaktische Ebene )
Rektaszension
des Nordpols
286,13°
(19 Std. 4 Min. 30 Sek.)
Deklination
des Nordpols
+63,87°
(63°52' Nord)
Rotationszeitraum
am Äquator
25.3800 Tage
(25 Tage 9 Stunden 7 Minuten 13 Sekunden)
Rotationsgeschwindigkeit
am Äquator
7174 km/h
Photosphärische Zusammensetzung (nach Masse)
Wasserstoff 73,46 %
Helium 24,85 %
Sauerstoff 0,77 %
Kohlenstoff 0,29 %
Eisen 0,16 %
Neon 0,12 %
Stickstoff 0,09 %
Silizium 0,07 %
Magnesium 0,05 %
Schwefel 0,04 %

Das Sonne ist der Stern unserer Sonnensystem . Die Erde und andere Materie (einschließlich anderer Planeten , Asteroiden , Meteoroiden, Kometen und Staub) umkreisen die Sonne, die allein mehr als 99 % der Masse des Sonnensystems ausmacht. Energie von der Sonne – in Form von Sonneneinstrahlung von Sonnenlicht —unterstützt fast alles Leben auf der Erde über Photosynthese , und treibt die Erde an Klima und Wetter.

Die Sonne wird manchmal mit ihrem bezeichnet Latein Name Sonne oder mit seinem griechischen Namen Helios . Es ist astrologische und astronomisches Symbol ist ein Kreis mit einem Punkt in der Mitte: . Einige alte Völker der Welt hielten es für eine Planet vor der Annahme von Heliozentrismus .

Überblick

  Die Sonne, wie sie durch ein Kameraobjektiv von der Erdoberfläche erscheint.   Vergrößern Die Sonne, wie sie durch ein Kameraobjektiv von der Erdoberfläche erscheint.

Etwa 74% der Masse der Sonne ist Wasserstoff , 25 % sind Helium , und der Rest besteht aus Spuren von schwereren Elementen. Die Sonne hat eine Spektralklasse von G2V. 'G2' bedeutet, dass es eine Oberflächentemperatur von etwa 5.500 K hat, was ihm eine weiße Farbe verleiht, die aufgrund atmosphärischer Streuung gelb erscheint. Sein Spektrum enthält Linien ionisierter und neutraler Metalle sowie sehr schwache Wasserstofflinien. Das Suffix „V“ zeigt an, dass die Sonne, wie die meisten Sterne, ein Hauptreihenstern ist. Das bedeutet, dass es seine Energie durch Kernfusion erzeugt Wasserstoff Kerne hinein Helium und befindet sich in einem Zustand des hydrostatischen Gleichgewichts, das sich im Laufe der Zeit weder zusammenzieht noch ausdehnt. Es gibt mehr als 100 Millionen Sterne der Klasse G2 in unserer Galaxie. Aufgrund der logarithmischen Größenverteilung ist die Sonne tatsächlich heller als 85 % der Sterne in der Galaxie, von denen die meisten Rote Zwerge sind.

Die Sonne umkreist das Zentrum der Milchstraße Galaxis in einer Entfernung von etwa 25.000 bis 28.000 Lichtjahren vom galaktischen Zentrum und vollendet eine Umdrehung in etwa 225–250 Millionen Jahren. Die Umlaufgeschwindigkeit beträgt 217 km/s, was einem Lichtjahr alle 1.400 Jahre und einer AE alle 8 Tage entspricht.

Die Sonne ist ein Stern der dritten Generation, dessen Entstehung möglicherweise durch Schockwellen einer nahe gelegenen Supernova ausgelöst wurde. Dafür spricht ein hohes Vorkommen an schweren Elementen wie z Gold und Uran im Sonnensystem; Diese Elemente könnten am plausibelsten durch endergonische Kernreaktionen während einer Supernova oder durch Transmutation über produziert worden sein Neutron Absorption in einem massereichen Stern der zweiten Generation.

Sonnenlicht ist die wichtigste Energiequelle nahe der Erdoberfläche. Die Solarkonstante ist die Energiemenge, die die Sonne pro Flächeneinheit abgibt, die direkt dem Sonnenlicht ausgesetzt ist. Die Solarkonstante entspricht etwa 1.370 Watt pro Quadratmeter Fläche in einem Abstand von einer AE von der Sonne (d. h. auf oder in der Nähe der Erde). Sonnenlicht auf der Erdoberfläche wird von der Erdatmosphäre gedämpft, sodass weniger Leistung an der Oberfläche ankommt – näher an 1.000 Watt pro direkt belichtetem Quadratmeter bei klaren Bedingungen, wenn sich die Sonne in der Nähe des Zenits befindet. Diese Energie kann über eine Vielzahl natürlicher und synthetischer Prozesse genutzt werden – Photosynthese von Pflanzen fängt die Energie des Sonnenlichts ein und wandelt sie in chemische Form (Sauerstoff und reduzierte Kohlenstoffverbindungen) um, während direkte Erwärmung oder elektrische Umwandlung durch Solarzellen von Solaranlagen zur Erzeugung verwendet werden Elektrizität oder um andere nützliche Arbeiten zu erledigen. Die darin gespeicherte Energie Petroleum und andere fossile Brennstoffe wurde ursprünglich in ferner Vergangenheit durch Photosynthese aus Sonnenlicht umgewandelt.

Sonnenlicht hat mehrere interessante biologische Eigenschaften. Ultraviolett Licht der Sonne hat antiseptische Eigenschaften und kann zum Sterilisieren von Werkzeugen verwendet werden. Es verursacht auch Sonnenbrand und hat andere medizinische Wirkungen wie die Produktion von Vitamin-D . Ultraviolettes Licht wird durch die Erdatmosphäre stark gedämpft, so dass die UV-Menge aufgrund des längeren Durchgangs des Sonnenlichts durch die Atmosphäre in hohen Breiten stark mit dem Breitengrad variiert. Diese Variation ist für viele biologische Anpassungen verantwortlich, einschließlich Variationen der menschlichen Hautfarbe in verschiedenen Regionen der Welt.

Von der Erde aus betrachtet variiert die Bahn der Sonne am Himmel das ganze Jahr über. Die durch die Position der Sonne beschriebene Form, die ein ganzes Jahr lang jeden Tag zur gleichen Zeit betrachtet wird, wird Analemma genannt und ähnelt einer Figur 8, die entlang einer Nord-Süd-Achse ausgerichtet ist. Während die offensichtlichste Variation in der scheinbaren Position der Sonne im Laufe des Jahres eine Nord/Süd-Schwenkung über einen Winkel von 47 Grad ist (aufgrund der 23,5-Grad-Neigung der Erde in Bezug auf die Sonne), gibt es eine Ost/West-Komponente wie Gut. Die Nord/Süd-Schwenkung im scheinbaren Winkel ist die Hauptquelle der Jahreszeiten auf der Erde.

Die Sonne ist ein magnetisch aktiver Stern; es unterstützt ein starkes, sich änderndes Magnetfeld, das von Jahr zu Jahr variiert und etwa alle elf Jahre die Richtung umkehrt. Das Magnetfeld der Sonne führt zu vielen Effekten, die zusammen als Sonnenaktivität bezeichnet werden, einschließlich Sonnenflecken auf der Sonnenoberfläche, Sonneneruptionen und Schwankungen des Sonnenwinds, die Material durch das Sonnensystem tragen. Zu den Auswirkungen der Sonnenaktivität auf der Erde gehören Polarlichter in mittleren bis hohen Breiten sowie die Unterbrechung der Funkkommunikation und der Stromversorgung. Es wird angenommen, dass die Sonnenaktivität eine große Rolle bei der Entstehung und Entwicklung des Sonnensystems gespielt hat Sonnensystem , und beeinflusst stark die Struktur der äußeren Atmosphäre der Erde.

Obwohl sie der erdnächste Stern ist und von Wissenschaftlern intensiv untersucht wurde, bleiben viele Fragen über die Sonne unbeantwortet, beispielsweise warum ihre äußere Atmosphäre eine Temperatur von über einer Million K hat, während ihre sichtbare Oberfläche (die Photosphäre) eine Temperatur von hat weniger als 6.000 K. Aktuelle Themen der wissenschaftlichen Forschung umfassen den regelmäßigen Zyklus der Sonnenfleckenaktivität der Sonne, die Physik und den Ursprung von Sonneneruptionen und -vorsprüngen, die magnetische Wechselwirkung zwischen der Chromosphäre und der Korona und den Ursprung des Sonnenwinds.

Lebenszyklus

Das aktuelle Alter der Sonne, das mithilfe von Computermodellen der Sternentwicklung und der Nukleokosmochronologie bestimmt wurde, wird auf etwa 4,57 Milliarden Jahre geschätzt.

  Lebenszyklus der Sonne   Vergrößern Lebenszyklus der Sonne

Die Sonne befindet sich etwa in der Mitte ihrer Hauptreihenentwicklung, während der Kernfusionsreaktionen in ihrem Kern Wasserstoff zu Helium verschmelzen. Jede Sekunde werden mehr als 4 Millionen Tonnen Materie im Kern der Sonne in Energie umgewandelt, wodurch Neutrinos und Sonnenstrahlung entstehen. Die Sonne wird insgesamt etwa 10 Milliarden Jahre als Hauptreihenstern verbringen.

Die Sonne hat nicht genug Masse, um als Supernova zu explodieren. Stattdessen wird es in 4-5 Milliarden Jahren eintreten roter Riese Phase, seine äußeren Schichten dehnen sich aus, wenn der Wasserstoffbrennstoff im Kern verbraucht wird, und der Kern zieht sich zusammen und erwärmt sich. Die Heliumfusion beginnt, wenn die Kerntemperatur etwa 3 × 10 erreicht 8 K. Während es wahrscheinlich ist, dass die Ausdehnung der äußeren Schichten der Sonne die aktuelle Position der Erdumlaufbahn erreichen wird, deuten neuere Forschungsergebnisse darauf hin, dass Masse, die von der Sonne früher in ihrer Roten-Riesen-Phase verloren geht, dazu führen wird, dass sich die Erdumlaufbahn weiter nach außen bewegt, verhindert, dass es verschlungen wird. Das Wasser der Erde und der größte Teil der Atmosphäre werden jedoch verkocht.

Nach der Phase des roten Riesen werden intensive thermische Pulsationen dazu führen, dass die Sonne ihre äußeren Schichten abwirft und eine bildet Planetennebel . Das einzige Objekt, das nach dem Auswurf der äußeren Schichten übrig bleibt, ist der extrem heiße Sternkern, der über viele Milliarden Jahre langsam abkühlt und als Weißer Zwerg verblasst. Dieses Sternentwicklungsszenario ist typisch für Sterne mit geringer bis mittlerer Masse.

Struktur

  Die Sonne's diameter is about 110 times that of the Earth.   Vergrößern Der Durchmesser der Sonne beträgt etwa das 110-fache des Durchmessers der Erde.

Obwohl die Sonne ein Stern mittlerer Größe ist, enthält sie ungefähr 99 % der Gesamtmasse des Sonnensystems. Die Sonne ist nahezu perfekt Kugel , mit einer Abflachung, die auf etwa 9 Millionstel geschätzt wird, was bedeutet, dass sich sein Poldurchmesser nur um 10 km von seinem äquatorialen Durchmesser unterscheidet. Während sich die Sonne nicht als fester Körper dreht (die Rotationsperiode beträgt 25 Tage am Äquator und etwa 35 Tage an den Polen), dauert es ungefähr 28 Tage, um eine vollständige Umdrehung zu vollenden; Der Zentrifugaleffekt dieser langsamen Rotation ist 18 Millionen Mal schwächer als die Oberflächengravitation am Äquator der Sonne. Gezeiteneffekte von den Planeten beeinflussen die Form der Sonne nicht wesentlich, obwohl die Sonne selbst den Massenmittelpunkt des Sonnensystems umkreist, der sich hauptsächlich wegen der großen Masse fast einen Sonnenradius vom Sonnenmittelpunkt entfernt befindet Jupiter.

Die Sonne hat keine bestimmte Grenze wie Gesteinsplaneten; die Dichte seiner Gase nimmt mit zunehmender Entfernung vom Zentrum der Sonne etwa exponentiell ab. Trotzdem hat die Sonne eine gut definierte innere Struktur, die unten beschrieben wird. Der Radius der Sonne wird von ihrem Mittelpunkt bis zum Rand der Photosphäre gemessen. Dies ist einfach die Schicht, unter der die Gase dick genug sind, um undurchsichtig zu sein, aber über der sie transparent sind; Die Photosphäre ist die mit bloßem Auge am besten sichtbare Oberfläche. Der größte Teil der Sonnenmasse liegt innerhalb von etwa 0,7 Radien um das Zentrum.

Das Sonneninnere ist nicht direkt beobachtbar, und die Sonne selbst ist undurchlässig für elektromagnetische Strahlung. Genau wie die Seismologie verwendet jedoch Wellen, die von erzeugt werden Erdbeben Um die innere Struktur der Erde aufzudecken, nutzt die Disziplin der Helioseismologie Druckwellen (Infraschall), die das Innere der Sonne durchqueren, um die innere Struktur der Sonne zu messen und sichtbar zu machen. Computermodelle der Sonne werden auch als theoretisches Werkzeug verwendet, um ihre tieferen Schichten zu untersuchen.

Kern

Es wird angenommen, dass sich der Kern der Sonne vom Zentrum bis zu etwa 0,2 Sonnenradien erstreckt. Es hat eine Dichte von bis zu 150.000 kg/m 3 (150-fache Dichte des Wassers auf der Erde) und eine Temperatur von fast 15.000.000 Kelvin (im Gegensatz dazu hat die Oberfläche der Sonne fast 6.000 Kelvin). Energie wird durch exotherme thermonukleare Reaktionen (Kernfusion) erzeugt, die sich hauptsächlich umwandeln Wasserstoff hinein Helium , Helium hinein Kohlenstoff , Kohlenstoff hinein Eisen . Der Kern ist der einzige Ort in der Sonne, der eine nennenswerte Menge an produziert Wärme durch Fusion: Der Rest des Sterns wird durch Energie erhitzt, die vom Kern nach außen übertragen wird. Die gesamte durch Fusion im Kern erzeugte Energie muss durch viele aufeinanderfolgende Schichten zur solaren Photosphäre wandern, bevor sie in den Weltraum entweicht Sonnenlicht oder kinetische Energie von Teilchen.

Ungefähr 8,9 × 10 37 Protonen (Wasserstoffkerne) werden jede Sekunde in Heliumkerne umgewandelt, wodurch Energie mit einer Materie-Energie-Umwandlungsrate von 4,26 Millionen Tonnen pro Sekunde, 383 Yottawatt (383 × 10 24 B) oder 9,15 × 10 10 Megatonnen TNT pro Sekunde. Die Kernfusionsrate hängt stark von der Dichte ab, daher befindet sich die Fusionsrate im Kern in einem selbstkorrigierenden Gleichgewicht: Eine etwas höhere Fusionsrate würde dazu führen, dass sich der Kern stärker erwärmt und sich leicht gegen das Gewicht der äußeren Schichten ausdehnt, Reduzieren der Fusionsrate und Korrigieren der Störung; und eine etwas niedrigere Rate würde dazu führen, dass der Kern abkühlt und leicht schrumpft, wodurch die Fusionsrate erhöht und wieder auf ihr gegenwärtiges Niveau zurückgesetzt wird.

Die Hochenergie Photonen (Gamma- und Röntgenstrahlen), die bei Fusionsreaktionen freigesetzt werden, brauchen lange, um die Sonnenoberfläche zu erreichen, verlangsamt durch den indirekten Weg, der eingeschlagen wird, sowie durch konstante Absorption und Reemission bei niedrigeren Energien im Sonnenmantel. Schätzungen der „Photonenlaufzeit“ reichen von 50 Millionen Jahren bis zu 17.000 Jahren. Nach einer letzten Reise durch die konvektive äußere Schicht zur transparenten „Oberfläche“ der Photosphäre entweichen die Photonen als sichtbares Licht. Jeder Gammastrahl im Kern der Sonne wird in mehrere Millionen Photonen des sichtbaren Lichts umgewandelt, bevor er in den Weltraum entweicht. Neutrinos werden auch durch die Fusionsreaktionen im Kern freigesetzt, aber im Gegensatz zu Photonen interagieren sie sehr selten mit Materie, sodass fast alle der Sonne sofort entkommen können. Viele Jahre lang waren die Messungen der Anzahl der in der Sonne produzierten Neutrinos viel geringer als von Theorien vorhergesagt, ein Problem, das kürzlich durch ein besseres Verständnis der Auswirkungen der Neutrino-Oszillation gelöst wurde.

Strahlungszone

Von etwa 0,2 bis etwa 0,7 Sonnenradien ist Solarmaterial heiß und dicht genug, dass die Wärmestrahlung ausreicht, um die intensive Wärme des Kerns nach außen zu übertragen. In dieser Zone gibt es keine thermische Konvektion; Während das Material mit zunehmender Höhe kühler wird, ist dieser Temperaturgradient langsamer als die adiabatische Abfallrate und kann daher keine Konvektion antreiben. Wärme wird durch Strahlung übertragen – Ionen von Wasserstoff und Helium senden Photonen aus, die eine kurze Strecke zurücklegen, bevor sie von anderen Ionen wieder absorbiert werden.

Konvektionszone

  Aufbau der Sonne   Vergrößern Aufbau der Sonne

Ab etwa 0,7 Sonnenradien bis zur sichtbaren Oberfläche der Sonne ist das Material in der Sonne nicht dicht genug oder heiß genug, um die Wärmeenergie des Inneren durch Strahlung nach außen zu übertragen. Infolgedessen tritt thermische Konvektion auf, da thermische Säulen heißes Material zur Oberfläche (Photosphäre) der Sonne transportieren. Sobald das Material an der Oberfläche abkühlt, stürzt es zurück nach unten zur Basis der Konvektionszone, um mehr Wärme von der Oberseite der Strahlungszone aufzunehmen. Es wird angenommen, dass ein konvektives Überschwingen an der Basis der Konvektionszone auftritt und turbulente Abwärtsströmungen in die äußeren Schichten der Strahlungszone trägt.

Die thermischen Säulen in der Konvektionszone bilden einen Abdruck auf der Sonnenoberfläche in Form der Sonnengranulation und Supergranulation. Die turbulente Konvektion dieses äußeren Teils des Sonneninneren lässt einen „kleinen“ Dynamo entstehen, der auf der ganzen Sonnenoberfläche magnetische Nord- und Südpole erzeugt.

Photosphäre

Die sichtbare Oberfläche der Sonne, die Photosphäre, ist die Schicht, unter der die Sonne für sichtbares Licht undurchlässig wird. Oberhalb der Photosphäre kann sich sichtbares Sonnenlicht frei in den Weltraum ausbreiten, und seine Energie entgeht der Sonne vollständig. Die Änderung der Opazität ist auf die abnehmende Gesamtpartikeldichte zurückzuführen: Die Photosphäre ist tatsächlich zehn bis hundert Kilometer dick und etwas weniger opak als Luft auf der Erde. Sonnenlicht hat ungefähr ein Schwarzkörperspektrum, das anzeigt, dass seine Temperatur etwa 6.000 K (10.340 °F/5.727 °C) beträgt, durchsetzt mit Atomabsorptionslinien von den dünnen Schichten über der Photosphäre. Die Photosphäre hat eine Teilchendichte von etwa 10 23 m −3 (das ist etwa 1 % der Teilchendichte von Erdatmosphäre auf Meereshöhe).

Bei frühen Untersuchungen des optischen Spektrums der Photosphäre wurden einige Absorptionslinien gefunden, die keiner entsprachen chemische Elemente dann auf der Erde bekannt. 1868 stellte Norman Lockyer die Hypothese auf, dass diese Absorptionslinien auf ein neues Element zurückzuführen seien, das er „ Helium “, nach dem griechischen Sonnengott Helios. Erst 25 Jahre später wurde Helium auf der Erde isoliert.

Atmosphäre

  Bei einer totalen Sonnenfinsternis die Sonne's atmosphere is more apparent to the eye.   Vergrößern Während einer total Sonnenfinsternis , ist die Atmosphäre der Sonne für das Auge deutlicher.

Die Teile der Sonne oberhalb der Photosphäre werden zusammenfassend als die bezeichnet solare Atmosphäre . Sie können mit Teleskopen betrachtet werden, die im gesamten elektromagnetischen Spektrum arbeiten, von Radio über sichtbares Licht bis hin zu Gammastrahlen, und umfassen fünf Hauptzonen: die Temperaturminimum , die Chromosphäre, die Übergangsregion, die Korona und die Heliosphäre. Die Heliosphäre, die als die schwache äußere Atmosphäre der Sonne angesehen werden kann, erstreckt sich nach außen über die Umlaufbahn der Sonne hinaus Pluto bis zur Heliopause, wo sie mit dem interstellaren Medium eine scharfe Stoßfrontgrenze bildet. Die Chromosphäre, die Übergangsregion und die Korona sind viel heißer als die Oberfläche der Sonne; der Grund dafür ist noch nicht bekannt.

Die kühlste Schicht der Sonne ist eine Temperaturminimumregion etwa 500 km über der Photosphäre mit einer Temperatur von etwa 4.000 K. Dieser Teil der Sonne ist kühl genug, um einfache Moleküle wie Kohlenmonoxid und Wasser zu unterstützen, die nachgewiesen werden können ihre Absorptionsspektren.

Oberhalb der Temperaturminimumschicht befindet sich eine dünne Schicht mit einer Dicke von etwa 2.000 km, die von einem Spektrum von Emissions- und Absorptionslinien dominiert wird. Es heißt die Chromosphäre von der griechischen Wurzel Chroma , was Farbe bedeutet, weil die Chromosphäre am Anfang und am Ende als farbiger Blitz sichtbar ist totale Sonnenfinsternisse . Die Temperatur in der Chromosphäre steigt allmählich mit der Höhe an und reicht bis etwa 100.000 K in der Nähe der Spitze.

Oberhalb der Chromosphäre befindet sich eine Übergangsregion, in der die Temperatur schnell von etwa 100.000 K auf koronale Temperaturen näher an einer Million K ansteigt. Der Anstieg ist auf einen Phasenübergang zurückzuführen Helium innerhalb der Region wird durch die hohen Temperaturen vollständig ionisiert. Der Übergangsbereich tritt nicht in einer wohldefinierten Höhe auf. Vielmehr bildet es eine Art Nimbus um chromosphärische Merkmale wie Nadeln und Filamente und befindet sich in ständiger, chaotischer Bewegung. Die Übergangsregion ist von der Erdoberfläche aus nicht leicht sichtbar, aber vom Weltraum aus durch empfindliche Instrumente leicht beobachtbar fernes Ultraviolett Teil des Spektrums.

Die Korona ist die ausgedehnte äußere Atmosphäre der Sonne, deren Volumen viel größer ist als die Sonne selbst. Die Korona verschmilzt nahtlos mit dem Sonnenwind, der die füllt Sonnensystem und Heliosphäre. Die niedrige Korona, die sich sehr nahe an der Sonnenoberfläche befindet, hat eine Teilchendichte von 10 14 m −3 –10 16 m −3 . (Die Erdatmosphäre nahe dem Meeresspiegel hat eine Teilchendichte von etwa 2×10 25 m −3 .) Die Temperatur der Korona beträgt mehrere Millionen Kelvin. Obwohl es noch keine vollständige Theorie gibt, die die Temperatur der Korona erklärt, ist bekannt, dass zumindest ein Teil ihrer Wärme von der magnetischen Wiederverbindung herrührt.

Die Heliosphäre erstreckt sich von etwa 20 Sonnenradien (0,1 AE) bis zu den äußeren Rändern des Sonnensystems. Seine innere Grenze ist als die Schicht definiert, in der der Sonnenwind fließt superalfvenisch – das heißt, wo die Strömung schneller wird als die Geschwindigkeit von Alfvén-Wellen. Turbulenzen und dynamische Kräfte außerhalb dieser Grenze können die Form der Sonnenkorona im Inneren nicht beeinflussen, da die Informationen nur mit der Geschwindigkeit von Alfvén-Wellen übertragen werden können. Der Sonnenwind bewegt sich kontinuierlich durch die Heliosphäre nach außen und formt das solare Magnetfeld in eine Spiralform, bis er mehr als 50 AE von der Sonne entfernt auf die Heliopause trifft. Im Dezember 2004 passierte die Sonde Voyager 1 eine Schockfront, von der angenommen wird, dass sie Teil der Heliopause ist. Beide Voyager-Sonden haben höhere Niveaus energiereicher Teilchen aufgezeichnet, als sie sich der Grenze näherten.

Sonnenaktivität

Sonnenflecken und der Sonnenzyklus

Bei der Beobachtung der Sonne mit geeigneter Filterung sind die am unmittelbarsten sichtbaren Merkmale normalerweise ihre Sonnenflecken, bei denen es sich um gut definierte Oberflächenbereiche handelt, die aufgrund niedrigerer Temperaturen dunkler erscheinen als ihre Umgebung. Sonnenflecken sind Regionen intensiver magnetischer Aktivität, in denen die Konvektion durch starke Magnetfelder gehemmt wird, wodurch der Energietransport vom heißen Inneren zur Oberfläche reduziert wird. Das Magnetfeld führt zu einer starken Erwärmung in der Korona und bildet aktive Regionen, die die Quelle intensiver Sonneneruptionen und koronaler Massenauswürfe sind. Die größten Sonnenflecken können einen Durchmesser von Zehntausenden von Kilometern haben.

  Messungen der Veränderung des Sonnenzyklus während der letzten 30 Jahre   Vergrößern Messungen der Variation des Sonnenzyklus während der letzten 30 Jahre

Die Anzahl der auf der Sonne sichtbaren Sonnenflecken ist nicht konstant, sondern variiert über einen 10-12-Jahres-Zyklus, der als Sonnenzyklus bekannt ist. Bei einem typischen Sonnenminimum sind wenige Sonnenflecken sichtbar, und gelegentlich sind überhaupt keine zu sehen. Diejenigen, die erscheinen, befinden sich in hohen Sonnenbreiten. Mit Fortschreiten des Sonnenfleckenzyklus nimmt die Anzahl der Sonnenflecken zu und sie bewegen sich näher an den Äquator der Sonne, ein Phänomen, das durch das Spörersche Gesetz beschrieben wird. Sonnenflecken existieren normalerweise als Paare mit entgegengesetzter magnetischer Polarität. Die Polarität des führenden Sonnenflecks ändert sich in jedem Sonnenzyklus, sodass er in einem Sonnenzyklus ein magnetischer Nordpol und im nächsten ein magnetischer Südpol ist.

  Geschichte der Anzahl der beobachteten Sonnenflecken während der letzten 250 Jahre, die den ~11-jährigen Sonnenzyklus zeigt.   Vergrößern Geschichte der Anzahl der beobachteten Sonnenflecken während der letzten 250 Jahre, die den ~11-jährigen Sonnenzyklus zeigt.

Der Sonnenzyklus hat einen großen Einfluss auf das Weltraumwetter und scheint auch einen starken Einfluss auf das Erdklima zu haben. Sonnenminima sind tendenziell mit kälteren Temperaturen korreliert, und überdurchschnittlich lange Sonnenzyklen sind tendenziell mit heißeren Temperaturen korreliert. Im 17. Jahrhundert scheint der Sonnenzyklus für mehrere Jahrzehnte vollständig zum Stillstand gekommen zu sein; In dieser Zeit wurden nur sehr wenige Sonnenflecken beobachtet. Während dieser Ära, die als Maunder-Minimum oder Kleine Eiszeit bekannt ist, erlebte Europa sehr kalte Temperaturen. Frühere ausgedehnte Minima wurden durch Analyse von Baumringen entdeckt und scheinen auch mit unterdurchschnittlichen globalen Temperaturen zusammengefallen zu sein.

Auswirkungen auf die Erde

Die Sonnenaktivität hat mehrere Auswirkungen auf die Erde und ihre Umgebung. Da die Erde ein Magnetfeld hat, können geladene Teilchen aus dem Sonnenwind nicht direkt auf die Atmosphäre einwirken, sondern werden stattdessen durch das Magnetfeld abgelenkt und aggregieren, um die Van-Allen-Gürtel zu bilden. Die Van-Allen-Gürtel bestehen aus einem inneren Gürtel, der hauptsächlich aus besteht Protonen und einen äußeren Gürtel, der hauptsächlich aus besteht Elektronen . Strahlung innerhalb der Van-Allen-Gürtel kann gelegentlich Satelliten beschädigen, die sie passieren.

Die Van-Allen-Gürtel bilden mit ihren Spitzen in der Nähe des Nord- und Südpols Bögen um die Erde. Die energiereichsten Partikel können aus den Gürteln „austreten“ und auf die obere Atmosphäre der Erde treffen, wodurch Polarlichter entstehen, die sogenannten Polarlichter Nordlicht auf der Nordhalbkugel u die südliche Dämmerung auf der Südhalbkugel. In Zeiten normaler Sonnenaktivität sind Polarlichter in ovalen Regionen zu sehen, die auf den Magnetpolen zentriert sind und ungefähr auf einem geomagnetischen Breitengrad von 65° liegen, aber zu Zeiten hoher Sonnenaktivität kann sich das Polarlichtoval stark ausdehnen und sich in Richtung Äquator bewegen . Aurorae borealis wurden von Orten bis weit im Süden beobachtet Mexiko .

Theoretische Probleme

Solares Neutrino-Problem

  Extrem hochauflösendes Spektrum der Sonne mit Tausenden von elementaren Absorptionslinien (Fraunhofer-Linien).   Vergrößern Extrem hochauflösendes Spektrum der Sonne mit Tausenden von elementaren Absorptionslinien (Fraunhofer-Linien).

Viele Jahre lang war die Zahl der auf der Erde nachgewiesenen Sonnenelektronen-Neutrinos nur ein Drittel der erwarteten Zahl, gemäß Theorien, die die Kernreaktionen in der Sonne beschreiben. Dieses anomale Ergebnis wurde als solares Neutrino-Problem bezeichnet. Theorien, die zur Lösung des Problems vorgeschlagen wurden, versuchten entweder, die Temperatur des Sonneninneren zu reduzieren, um den geringeren Neutrinofluss zu erklären, oder postulierten, dass Elektron-Neutrinos oszillieren könnten, dh sich in nicht nachweisbare Tau- und Myon-Neutrinos verwandeln könnten, wenn sie zwischen Sonne und Erde reisten . In den 1980er Jahren wurden mehrere Neutrino-Observatorien gebaut, um den solaren Neutrinofluss so genau wie möglich zu messen, darunter das Sudbury Neutrino Observatory und Kamiokande. Die Ergebnisse dieser Observatorien führten schließlich zu der Entdeckung, dass Neutrinos eine sehr kleine Ruhemasse haben und tatsächlich oszillieren können. Darüber hinaus war das Sudbury Neutrino Observatory in der Lage, alle drei Arten von Neutrinos direkt nachzuweisen und fand heraus, dass es sich um die Sonne handelt gesamt Die Neutrino-Emissionsrate stimmte mit dem Standard-Sonnenmodell überein, obwohl nur ein Drittel der auf der Erde beobachteten Neutrinos vom Elektronentyp waren.

Problem der koronalen Erwärmung

Die optische Oberfläche der Sonne (die Photosphäre) hat bekanntermaßen eine Temperatur von ungefähr 6.000 K. Darüber liegt die Sonnenkorona mit einer Temperatur von 1.000.000 K. Die hohe Temperatur der Korona zeigt, dass sie nicht direkt erwärmt wird Wärmeleitung von der Photosphäre.

Es wird angenommen, dass die zum Erhitzen der Korona erforderliche Energie durch turbulente Bewegung in der Konvektionszone unterhalb der Photosphäre bereitgestellt wird, und es wurden zwei Hauptmechanismen vorgeschlagen, um die koronale Erwärmung zu erklären. Das erste ist Welle Erwärmung, bei der Schall-, Gravitations- und magnetohydrodynamische Wellen durch Turbulenzen in der Konvektionszone erzeugt werden. Diese Wellen wandern nach oben und verteilen sich in der Korona, wobei sie ihre Energie in Form von Wärme an das Umgebungsgas abgeben. Die andere ist die magnetische Erwärmung, bei der magnetische Energie kontinuierlich durch photosphärische Bewegung aufgebaut und durch magnetische Wiederverbindung in Form von großen Sonneneruptionen und unzähligen ähnlichen, aber kleineren Ereignissen freigesetzt wird.

Derzeit ist unklar, ob Wellen ein effizienter Heizmechanismus sind. Es wurde festgestellt, dass sich alle Wellen außer Alfven-Wellen auflösen oder brechen, bevor sie die Korona erreichen. Außerdem lösen sich Alfvén-Wellen nicht leicht in der Korona auf. Der aktuelle Forschungsschwerpunkt hat sich daher auf Fackelheizmechanismen verlagert. Ein möglicher Kandidat zur Erklärung der koronalen Erwärmung ist kontinuierliches Abfackeln in kleinen Maßstäben, aber dies bleibt ein offenes Untersuchungsthema.

Problem mit schwacher junger Sonne

Theoretische Modelle zur Entwicklung der Sonne legen nahe, dass die Sonne vor 3,8 bis 2,5 Milliarden Jahren, während der Archaischen Zeit, nur etwa 75 % so hell war wie heute. Ein solch schwacher Stern wäre nicht in der Lage gewesen, flüssiges Wasser auf der Erdoberfläche zu halten, und somit hätte sich kein Leben entwickeln können. Die geologischen Aufzeichnungen zeigen jedoch, dass die Temperatur der Erde während ihrer gesamten Geschichte ziemlich konstant geblieben ist und dass die junge Erde tatsächlich etwas wärmer war als heute. Der allgemeine Konsens unter Wissenschaftlern ist, dass die Atmosphäre der jungen Erde viel größere Mengen an Treibhausgasen (wie z Kohlendioxid und/oder Ammoniak ) als heute vorhanden, die genug Wärme eingefangen haben, um die geringere Menge an Sonnenenergie zu kompensieren, die den Planeten erreicht.

Magnetfeld

  Die heliosphärische Stromschicht erstreckt sich bis in die äußersten Bereiche des Sonnensystems und resultiert aus dem Einfluss der Sonne's rotating magnetic field on the plasma in the interplanetary medium [1]   Vergrößern Die heliosphärische Stromschicht erstreckt sich bis in die äußersten Bereiche des Sonnensystems und resultiert aus dem Einfluss des rotierenden Magnetfelds der Sonne auf die Plasma im interplanetaren Medium

Alle Angelegenheit in der Sonne hat die Form von Gas und Plasma wegen seiner hohen Temperaturen. Dadurch kann sich die Sonne am Äquator schneller drehen (ca. 25 Tage) als in höheren Breiten (ca. 35 Tage in Polnähe). Die unterschiedliche Rotation der Breitengrade der Sonne führt dazu, dass sich ihre Magnetfeldlinien im Laufe der Zeit verdrehen, wodurch Magnetfeldschleifen von der Sonnenoberfläche ausbrechen und die Bildung der dramatischen Sonnenflecken und Sonnenvorsprünge der Sonne auslösen (siehe magnetische Wiederverbindung). Diese Drehbewegung führt zum Sonnendynamo und einem 11-jährigen Sonnenzyklus magnetischer Aktivität, da sich das Magnetfeld der Sonne etwa alle 11 Jahre umkehrt.

Der Einfluss des rotierenden Magnetfelds der Sonne auf das Plasma im interplanetaren Medium erzeugt die heliosphärische Stromschicht, die Regionen mit Magnetfeldern trennt, die in verschiedene Richtungen zeigen. Das Plasma im interplanetaren Medium ist auch für die Stärke des Magnetfelds der Sonne auf der Umlaufbahn der Erde verantwortlich. Wenn der Weltraum ein Vakuum wäre, dann wäre die Sonne 10 -4 Tesla magnetisches Dipolfeld würde sich mit der dritten Potenz der Entfernung auf etwa 10 verringern -elf Tesla. Aber Satellitenbeobachtungen zeigen, dass es bei etwa 10 etwa 100-mal größer ist -9 Tesla. Die magnetohydrodynamische (MHD) Theorie sagt voraus, dass die Bewegung eines leitenden Fluids (z. B. des interplanetaren Mediums) in einem Magnetfeld elektrische Ströme induziert, die wiederum Magnetfelder erzeugen, und sich in dieser Hinsicht wie ein MHD-Dynamo verhält.

Geschichte der Sonnenbeobachtung

Frühes Verständnis der Sonne

  Der von einem Pferd gezogene Sonnenwagen von Trundholm ist eine Skulptur, von der angenommen wird, dass sie einen wichtigen Teil der Mythologie der nordischen Bronzezeit darstellt.   Vergrößern Der von einem Pferd gezogene Sonnenwagen von Trundholm ist eine Skulptur, von der angenommen wird, dass sie einen wichtigen Teil der Mythologie der nordischen Bronzezeit darstellt.

Das grundlegendste Verständnis der Menschheit von der Sonne ist die leuchtende Scheibe am Himmel, deren Anwesenheit über dem Horizont den Tag und deren Abwesenheit die Nacht verursacht. In vielen prähistorischen und alten Kulturen galt die Sonne als eine Sonnengottheit oder ein anderes übernatürliches Phänomen, und die Anbetung der Sonne war von zentraler Bedeutung für Zivilisationen wie die Noch von Südamerika und die Azteken von dem, was jetzt ist Mexiko . Viele antike Denkmäler wurden im Hinblick auf Sonnenphänomene errichtet; Beispielsweise markieren steinerne Megalithen genau die Sommersonnenwende (einige der bekanntesten Megalithen befinden sich in Nabta Playa, Ägypten , und bei Stonehenge in England ); Die Pyramide von El Castillo in Chichén Itzá in Mexiko soll Schatten in Form von Schlangen werfen, die zur Frühlings- und Herbst-Tagundnachtgleiche die Pyramide erklimmen. In Bezug auf die Fixsterne scheint sich die Sonne von der Erde einmal im Jahr entlang der Ekliptik durch den Tierkreis zu drehen, und so wurde die Sonne von den griechischen Astronomen als eine der sieben angesehen Planeten (Griechisch Planeten , „Wanderer“), nach dem in einigen Sprachen die sieben Wochentage benannt sind.

Entwicklung des modernen Wissenschaftsverständnisses

  Vergleich zwischen der Sonne und dem roten Überriesen Antares. Der schwarze Kreis hat die Größe der Umlaufbahn des Mars. Arcturus ist zum Vergleich auch im Bild enthalten.   Vergrößern Vergleich zwischen der Sonne und dem roten Überriesen Antares. Der schwarze Kreis hat die Größe der Umlaufbahn des Mars. Arcturus ist zum Vergleich auch im Bild enthalten.  Die Sonne im Vergleich zum Roten Überriesen VV Cephei A (Sonne ist nur zu sehen, wenn das Bild zweimal angeklickt wird)   Vergrößern Die Sonne im Vergleich zum Roten Überriesen VV Cephei A (Sonne ist nur zu sehen, wenn das Bild zweimal angeklickt wird)

Einer der ersten Menschen in der westlichen Welt, der eine wissenschaftliche Erklärung für die Sonne anbot, war der griechisch Philosoph Anaxagoras, der argumentierte, dass es sich um eine riesige flammende Metallkugel handelte, die noch größer als der Peloponnes war, und nicht um den Streitwagen von Helios. Weil er diese Häresie gelehrt hatte, wurde er von den Behörden inhaftiert und zum Tode verurteilt (jedoch später durch Intervention von freigelassen Perikles ). Eratosthenes war möglicherweise die erste Person, die die Entfernung von der Erde zur Sonne im 3. Jahrhundert v. Chr. mit 149 Millionen Kilometern genau berechnet hat, was ungefähr der heute akzeptierten Zahl entspricht.

Ein weiterer Wissenschaftler, der die akzeptierte Ansicht in Frage stellte, war Nikolaus Kopernikus , der im 16. Jahrhundert die Theorie entwickelte, dass die Erde die Sonne umkreist und nicht umgekehrt. Im frühen 17. Jahrhundert leistete Galileo Pionierarbeit teleskopisch Beobachtungen der Sonne, wobei sie einige der ersten bekannten Beobachtungen von Sonnenflecken machten und postulierten, dass sie sich auf der Oberfläche der Sonne befanden und nicht auf kleinen Objekten, die zwischen der Erde und der Sonne vorbeizogen. Isaac Newton beobachteten das Licht der Sonne mit einem Prisma und zeigten, dass es aus Licht in vielen Farben besteht, während William Herschel im Jahr 1800 Infrarotstrahlung jenseits des roten Teils des Sonnenspektrums entdeckte. In den 1800er Jahren kamen spektroskopische Studien der Sonne voran, und Joseph von Fraunhofer machte die ersten Beobachtungen von Absorptionslinien im Spektrum, von denen die stärksten noch oft als Fraunhofer-Linien bezeichnet werden.

In den frühen Jahren der modernen wissenschaftlichen Ära war die Quelle der Sonnenenergie ein bedeutendes Rätsel. Lord Kelvin schlug vor, dass die Sonne ein sich allmählich abkühlender flüssiger Körper sei, der einen inneren Wärmespeicher ausstrahle. Kelvin und Hermann von Helmholtz schlugen dann den Kelvin-Helmholtz-Mechanismus vor, um die Energieabgabe zu erklären. Leider betrug die daraus resultierende Altersschätzung nur 20 Millionen Jahre, weit weniger als die von der Geologie vorgeschlagene Zeitspanne von mehreren Milliarden Jahren. 1890 schlug Joseph Lockyer, der Entdecker von Helium im Sonnenspektrum, eine meteoritische Hypothese für die Entstehung und Entwicklung der Sonne vor. Ein anderer Vorschlag war, dass die Sonne ihre Energie aus der Reibung ihrer Gasmassen bezieht.

Es würde 1904 dauern, bevor eine mögliche Lösung angeboten wurde. Ernst Rutherford schlug vor, dass die Energie durch eine interne Wärmequelle aufrechterhalten werden könnte, und schlug radioaktiven Zerfall als Quelle vor. Wie dem auch sei Albert Einstein der mit seiner Masse-Energie-Beziehung E=mc² den wesentlichen Hinweis auf die Energiequelle einer Sonne liefern würde. 1920 schlug Sir Arthur Eddington vor, dass die Drücke und Temperaturen im Kern der Sonne eine Kernfusionsreaktion hervorrufen könnten, bei der Wasserstoff zu Helium verschmolzen wird, was zu einer Energieerzeugung aus der Nettomasseänderung führt. Dieses theoretische Konzept wurde in den 1930er Jahren von den Astrophysikern Subrahmanyan Chandrasekhar und Hans Bethe entwickelt. Hans Bethe berechnete die Details der beiden wichtigsten energieerzeugenden Kernreaktionen, die die Sonne antreiben.

Schließlich erschien 1957 eine Arbeit mit dem Titel Synthese der Elemente in Sternen wurde veröffentlicht, die überzeugend zeigte, dass die meisten Elemente im Universum durch Kernreaktionen in Sternen wie der Sonne entstanden waren.

Missionen im Sonnenraum

  Solar"fireworks" in sequence as recorded in November 2000 by four instruments onboard the SOHO spacecraft.   Vergrößern Solares 'Feuerwerk' in Folge, wie es im November 2000 von vier Instrumenten an Bord des SOHO-Raumschiffs aufgezeichnet wurde.

Die ersten Satelliten, die zur Beobachtung der Sonne entwickelt wurden, waren die Pioneers 5, 6, 7, 8 und 9 der NASA, die zwischen 1959 und 1968 gestartet wurden. Diese Sonden umkreisten die Sonne in einer ähnlichen Entfernung wie die Erdumlaufbahn und machten die ersten detailliert Messungen des Sonnenwindes und des Sonnenmagnetfeldes. Pioneer 9 war besonders lange in Betrieb und übermittelte Daten bis 1987.

In den 1970er Jahren lieferten Helios 1 und die Skylab Apollo Telescope Mount Wissenschaftlern bedeutende neue Daten zum Sonnenwind und zur Sonnenkorona. Der Satellit Helios 1 war ein Joint UNS. - Deutsche Sonde, die den Sonnenwind von einer Umlaufbahn aus untersuchte, in der sich das Raumschiff befand Quecksilber 's Umlaufbahn im Perihel. Die Raumstation Skylab, die 1973 von der NASA gestartet wurde, umfasste ein Sonnenobservatoriumsmodul namens Apollo Telescope Mount, das von auf der Station ansässigen Astronauten betrieben wurde. Skylab machte die ersten zeitaufgelösten Beobachtungen der solaren Übergangsregion und der ultravioletten Emissionen der Sonnenkorona. Zu den Entdeckungen gehörten die ersten Beobachtungen von koronalen Massenauswürfen, die damals als 'koronale Transienten' bezeichnet wurden, und von koronalen Löchern, von denen heute bekannt ist, dass sie eng mit dem Sonnenwind verbunden sind.

1980 wurde die Solar Maximum Mission von der NASA gestartet. Dieses Raumschiff wurde entwickelt, um Gammastrahlen, Röntgenstrahlen und UV-Strahlung von Sonneneruptionen während einer Zeit hoher Sonnenaktivität zu beobachten. Doch nur wenige Monate nach dem Start ging die Sonde aufgrund eines Elektronikfehlers in den Standby-Modus und verbrachte die nächsten drei Jahre in diesem inaktiven Zustand. 1984 holte die Space Shuttle Challenger-Mission STS-41C den Satelliten zurück und reparierte seine Elektronik, bevor er wieder in die Umlaufbahn entlassen wurde. Die Solar Maximum Mission erwarb anschließend Tausende von Bildern der Sonnenkorona, bevor sie im Juni 1989 wieder in die Erdatmosphäre eintrat.

Japan 's Yohkoh ( Sonnenstrahl )-Satellit, der 1991 gestartet wurde, beobachtete Sonneneruptionen bei Röntgenwellenlängen. Missionsdaten ermöglichten es Wissenschaftlern, mehrere verschiedene Arten von Fackeln zu identifizieren, und zeigten auch, dass die Korona außerhalb von Regionen mit höchster Aktivität viel dynamischer und aktiver war als bisher angenommen. Yohkoh beobachtete einen ganzen Sonnenzyklus, wechselte aber in den Standby-Modus, als eine ringförmige Sonnenfinsternis im Jahr 2001 dazu führte, dass er seine Fixierung auf die Sonne verlor. Es wurde 2005 durch atmosphärischen Wiedereintritt zerstört.

Eine der bisher wichtigsten Sonnenmissionen war das Solar and Heliospheric Observatory, das gemeinsam von der entwickelt wurde Europäische Weltraumorganisation und NASA und startete am 2. Dezember 1995. Ursprünglich eine zweijährige Mission, ist SOHO nun seit über zehn Jahren in Betrieb (Stand 2006). Es hat sich als so nützlich erwiesen, dass eine Folgemission, das Solar Dynamics Observatory, für den Start im Jahr 2008 geplant ist. SOHO befindet sich am Lagrange-Punkt zwischen Erde und Sonne (an dem die Gravitationskraft von beiden gleich ist) und hat dafür gesorgt eine konstante Sicht auf die Sonne bei vielen Wellenlängen seit ihrem Start. Zusätzlich zu seiner direkten Sonnenbeobachtung hat SOHO die Entdeckung einer großen Anzahl von Kometen ermöglicht, meist sehr kleine sonnenstrahlende Kometen, die verbrennen, wenn sie die Sonne passieren.

Alle diese Satelliten haben die Sonne von der Ebene der Ekliptik aus beobachtet und haben daher nur ihre äquatorialen Regionen im Detail beobachtet. Die Ulysses-Sonde wurde 1990 gestartet, um die Polarregionen der Sonne zu untersuchen. Es reiste zuerst nach Jupiter , um am Planeten vorbei in eine Umlaufbahn zu 'schleudern', die ihn weit über die Ebene der Ekliptik bringen würde. Glücklicherweise war es gut platziert, um die Kollision zu beobachten Komet Shoemaker-Levy 9 mit Jupiter im Jahr 1994. Sobald sich Ulysses in seiner geplanten Umlaufbahn befand, begann es, den Sonnenwind und die Magnetfeldstärke in hohen Sonnenbreiten zu beobachten und stellte fest, dass sich der Sonnenwind aus hohen Breiten mit etwa 750 km/s bewegte (langsamer als erwartet), und dass es große magnetische Wellen gab, die aus hohen Breiten auftauchten, die galaktische kosmische Strahlen streuten.

Elementhäufigkeiten in der Photosphäre sind aus spektroskopischen Studien gut bekannt, aber die Zusammensetzung des Inneren der Sonne ist noch weniger bekannt. Genesis, eine Mission zur Rückführung von Sonnenwindproben, wurde entwickelt, um es Astronomen zu ermöglichen, die Zusammensetzung von Sonnenmaterial direkt zu messen. Genesis zurückgekehrt Erde im Jahr 2004, wurde jedoch durch eine Bruchlandung beschädigt, nachdem sich sein Fallschirm beim Wiedereintritt in die Erdatmosphäre nicht entfaltet hatte. Trotz schwerer Schäden wurden einige brauchbare Proben aus dem Probenrückgabemodul des Raumfahrzeugs geborgen und werden analysiert.

Sonnenbeobachtung und Augenschäden

Sonnenlicht ist sehr hell, und es kann schmerzhaft sein, mit bloßem Auge für kurze Zeit direkt in die Sonne zu schauen, ist aber im Allgemeinen nicht gefährlich. Ein direkter Blick in die Sonne verursacht visuelle Phosphen-Artefakte und vorübergehende teilweise Blindheit. Es liefert auch etwa 4 Milliwatt Sonnenlicht an die Netzhaut, erwärmt sie leicht und beschädigt sie möglicherweise (wenn auch nicht normalerweise). UV Exposition vergilbt die Augenlinse allmählich über einen Zeitraum von Jahren und kann Katarakte verursachen, aber diese hängen von der allgemeinen UV-Exposition ab, nicht davon, ob man direkt in die Sonne schaut.

Das Betrachten der Sonne durch lichtbündelnde Optiken wie z Fernglas ist ohne Dämpfungsfilter (ND) zum Dimmen des Sonnenlichts sehr gefährlich. Ein ungefiltertes Fernglas kann über 500-mal mehr Sonnenlicht auf die Netzhaut lenken als das bloße Auge, wodurch Netzhautzellen fast augenblicklich abgetötet werden. Schon kurze Blicke in die Mittagssonne durch ein ungefiltertes Fernglas können zu dauerhafter Erblindung führen. Eine Möglichkeit, die Sonne sicher zu sehen, besteht darin, ein Bild mit einem Fernglas auf eine Leinwand zu projizieren. Dies sollte nur mit einem kleinen Refraktor (oder Fernglas) mit einem sauberen Okular erfolgen. Andere Arten von Teleskopen können durch dieses Verfahren beschädigt werden.

Teilweise Sonnenfinsternisse sind gefährlich anzusehen, weil das Auge Schüler ist nicht an den ungewöhnlich hohen visuellen Kontrast angepasst: die Pupille erweitert sich entsprechend der Gesamtlichtmenge im Gesichtsfeld, nicht durch das hellste Objekt im Feld. Während partieller Sonnenfinsternisse wird das meiste Sonnenlicht durch den Mond blockiert, der vor der Sonne vorbeizieht, aber die unbedeckten Teile der Photosphäre haben die gleiche Oberflächenhelligkeit wie an einem normalen Tag. In der Gesamtdüsternis dehnt sich die Pupille von etwa 2 mm auf etwa 6 mm aus, und jede dem Sonnenbild ausgesetzte Netzhautzelle erhält etwa zehnmal mehr Licht, als wenn sie auf die nicht verfinsterte Sonne blicken würde. Dies kann diese Zellen beschädigen oder töten, was zu kleinen permanenten blinden Flecken für den Betrachter führt. Die Gefahr ist für unerfahrene Beobachter und für Kinder heimtückisch, da keine Schmerzwahrnehmung stattfindet: Es ist nicht sofort ersichtlich, dass das eigene Sehvermögen zerstört wird.

Bei Sonnenauf- und -untergang wird das Sonnenlicht durch Rayleigh- und Mie-Streuung des Lichts durch einen besonders langen Durchgang durch die Erdatmosphäre gedämpft, und die direkte Sonne ist manchmal schwach genug, um direkt ohne Beschwerden oder sicher mit einem Fernglas betrachtet zu werden (vorausgesetzt, es besteht kein Risiko von hell Sonnenlicht, das plötzlich in einer Lücke zwischen den Wolken auftaucht). Trübe Bedingungen, atmosphärischer Staub und hohe Feuchtigkeit tragen zu dieser atmosphärischen Dämpfung bei.

Dämpfungsfilter zum Betrachten der Sonne sollten speziell für diese Verwendung entwickelt werden: Einige improvisierte Filter lassen UV- oder IR-Strahlen durch, die das Auge bei hoher Helligkeit schädigen können. Generell sollten Filter an Teleskopen oder Ferngläsern nicht am Okular, sondern am Objektiv bzw. an der Blende sitzen, da Okularfilter durch hohe Hitzebelastung durch das absorbierte Sonnenlicht plötzlich zerspringen können. Schweißglas ist ein akzeptabler Sonnenfilter, 'schwarzer' belichteter Fotofilm jedoch nicht (er lässt zu viel Infrarot durch).