Jetzt ist Sommer, und es gibt Sonne satt. Das bedeutet, dass es Zeit ist, über die Sonne nachzudenken. Warum sollte man nicht einmal ein fächerübergreifendes Projekt über die Sonne starten? Damit ließe sich vieles aus allen Naturwissenschaften einbringen.

Bild 1: Sonne
(Foto: Blume)

Zuvor ein paar Informationen
Die Sonne ist eine Gaskugel, die vor allem aus Wasserstoff und Helium besteht. Es gibt im Hüllbereich aber noch weitere Elemente.

Woher weiß man, welche Elemente es auf ihr gibt? Das kann man anhand ihrer Spektren sagen. Die Sonne selbst hat eine weiße Farbe und weist deshalb ein kontinuierliches Spektrum auf. Aus diesen Spektren kann man zunächst auf die Temperatur der Sonnenoberfläche schließen. Sie beträgt etwa 5.500 °C. Wenn man dieses Licht mit einem Taschenspektroskop untersucht und dabei genauer hinsieht, erkennt man auf dem Farbband des Spektrums schwarze Linien, die Fraunhoferschen Linien. Die werden von den in der äußeren Sonnenhülle enthaltenen Elementen verursacht. Denn diese absorbieren bestimmte Spektrallinien mit denjenigen typischen Wellenlängen, die für die Anregung der Atome des jeweiligen Elements typisch sind.

Wie kann eine Wärmequelle, die 140 Millionen km von uns entfernt ist, derartig heiß sein?
Ein Vergleich mit dem Hausofen oder einer Zentralheizung fällt für letztere recht mager aus…

Zunächst muss man sich klar machen, dass diese am Himmel so klein wirkende kugelige Wärmequelle einen Durchmesser von 1,4 Millionen km hat.

Woher kommt die Wärme? Früher dachte man, dass die Sonne aus Kohle bestände, die langsam abbrennt. Seltsam, warum keiner gefragt hat, wo dazu der Sauerstoff herkommen könnte.
Auch die Umwandlung von Gravitationsenergie in Wärme wurde in Betracht gezogen. Das alles konnte die Hitzeentwicklung der Sonne nicht erklären.
Erst Rutherford kam in die richtige Spur. Er nahm schon 1904 an, dass radioaktive Prozesse Ursache für die Energiefreisetzung sein müssten.
Seit 1920 weiß man, dass die Energieumfreisetzung in der Sonne neben der Umwandlung von Gravitationsenergie auf Kernreaktionen beruht, genau auf Kernfusionen (Kernverschmelzung). Die Sonne ist ein riesiger Fusionsreaktor, dessen Innentemperatur bei 15,6 Millionen Grad liegt.

Die Gesamt-Kernreaktion kann man zunächst vereinfacht so formulieren:

Die Gase liegen allerdings vollständig ionisiert vor. (Man spricht von Plasma.) Hinzu kommt die Emission von Positronen und von Neutrinos.

Das Ganze läuft nicht so einfach ab, sondern unterliegt einer stufenweise ablaufenden Folge von katalytischen Kreisprozessen, an denen Kohlenstoff und Stickstoff beteiligt sind.

Die Sonne ist - obwohl sie so ruhig und majestätisch am Himmel steht - keineswegs ein ruhiger Gasball, sondern wird von heftigen inneren Umbrüchen heimgesucht. Äußere Anzeichen dafür sind die ab und zu auftauchenden Sonnenflecken.

Klick mich an!

Bild 2: Sonnenflecken am 3.5.2014
(Foto: Blume)

Die Flecken entstehen als Aus- und Eingangsstellen von Magnetfeldlinien. Diese Stellen sind um etwa 2.000 Grad kühler als die normale Sonnenoberfläche und sind deshalb dunkler, wirken fast schwarz, so dass man sie gut erkennen kann.

Die Sonne rotiert. Ihre Rotationsdauer beträgt etwa 25-27 Tage. Diese Zeitspanne kann auch ein Laie selbst abschätzen. Voraussetzung ist, dass Sonnenflecken vorhanden sind, die sich länger halten.

Fotografiert man nun die Sonne etwa alle zwei Tage und vergleicht die Bilder, so stellt man fest, dass die Flecken nach rechts wandern. Das zeigt, dass sich die Sonne nach rechts dreht.

Bilderreihe 3: Wie Sonnenflecken wandern
(Fotos: Blume)

Wie kann ich als Laie überhaupt Sonnenfotos machen?
Vielleicht haben Sie schon beobachtet, dass bei einem Himmel mit flachen, rasch ziehenden Wolken auch Wolkenlöcher auftreten. Wenn die Sonne aus einem solchen Wolkenloch austritt bzw. hineinwandert, erkennt man (wenn die Wolken nicht zu dick sind) die Sonne als schöne Kugel. Nun muss man mit einer Digitalkamera so viele Fotos machen, bis man eines hat, auf dem man alle Flecken erkennt. Dabei muss man darauf achten, dass die Sonne nicht zu hell ist, sondern durch die dünne Wolke etwas abgedunkelt ist.

Mit Hilfe eines Bildbearbeitungsprogramms werden die Bilder abgedunkelt und kontrastiert. Dann treten die Sonnenflecken besonders gut hervor.

Wie die Rotationsdauer der Sonne ermittelt werden kann
Aus den Abständen der Sonnenflecken auf Fotos, die an verschiedenen Tagen aufgenommen wurden, kann man die Rotationsdauer abschätzen. Hier sei eine Näherungsrechnung gezeigt.

Die Messungen können wir direkt am Bildschirm vornehmen und benötigen deshalb auch nicht die Umrechnung auf solare Dimensionen.

Als Beispiel nehmen wir aus der obigen Bilderreihe die Sonnenfotos vom 9.5. und vom 12.5. Wir suchen einen Sonnefleck aus, der nicht zu nah am Rand, sondern eher zur Mitte der Sonne liegt. Dann legen wir eine durchsichtige Folie (am besten eine OHP-Folie) auf den Bildschirm und zeichnen die Lage des ausgewählten Sonnenflecks für jeden der beiden Tage als Punkte darauf ein.

Dann legen wir gedanklich einen Großkreis durch diese beiden Sonnenflecken. Ein Großkreis geht bekanntlich durch den Mittelpunkt der Sonnen-Kugel.

Zur Abweichung vom Literaturwert (25-27 Tage) muss man wissen, dass Sonnenflecken unterschiedlich schnell laufen können. Das liegt daran, dass die Sonne als Gasball inhomogen ist. Deshalb ist auch die Rotation der Sonne (anders als bei dem relativ homogenen Festkörper der Erde) nicht auf all ihren Breiten gleich. An den Polen rotiert sie langsamer als am Äquator. Ursache ist, dass das Innere der Sonne nicht so mitrotiert wie die äußeren Bereiche. So weisen die inneren Bereiche der Sonne andere Rotationsgeschwindigkeiten auf als die äußere Hülle, so dass es zu Abbremsungen der Flecken oder zu deren Beschleunigungen kommen kann. Aus diesem Grund kann man aus der Wanderung der Flecken auch nicht herleiten, dass die Rotationsachse der Sonne schräg liegt, weil z. B. (wie in der Bilderreihe 3 zu sehen ist) die Flecken von links oben nach rechts unten wandern.

Legen wir also den Großkreis quer durch die Sonne, kann das zur Folge haben, dass wir ihn durch verschiedene Geschwindigkeitszonen legen.

Weshalb die Sonne für uns so wichtig ist
Da wäre einmal ihre Schwerkraft. Die bewirkt zum Beispiel (im Zusammenspiel mit dem Mond) die Gezeiten (Ebbe und Flut).

Wichtiger ist ihre Energieabgabe in Form von elektromagnetischer Strahlung. Zur Demonstration der Lichtenergie haben wir einfache Versuche zusammengestellt:

• Sonnenlicht lässt Papier vergilben und bleicht Farben aus

• Licht ist pure Energie

• Welches Gas erzeugen Pflanzen im Licht?

• Was ist Fotosynthese?

• Wir machen ein Foto

• Rezepte für fotografische Arbeiten zum Selbermachen

Als weitere Themen mit Bezügen zur Sonne bieten sich an:

- Fotosynthese

- Fotovoltaik

- Antrieb der irdischen Wettermaschine

Hinzu kommen Besonderheiten der solaren UV-Emission:

- Schädigung von Lebewesen

- Vitamin D-Synthese

- Braunfärbung der Haut

- Ozonbildung

Wie ist das mit der Wirkung des Mondes?

Klick mich an!

Bild 4: Vollmond
(Foto: Blume)

Alchimistisch Veranlagte und Esotheriker beziehen bei ihren Überlegungen auch den Mond ein. Man muss aber feststellen: Der Mond hat abgesehen von seiner Tidewirkung (Ebbe und Flut) keinerlei Auswirkungen zumindest auf chemische Prozesse auf unserer Erde. Dazu sind seine Gravitationskraft und seine Strahlung viel zu gering.

Rüdiger Blume

Weitere Tipps des Monats