Die Sonne steht im Zentrum unseres Planetensystems und bestimmt mit ihrer Schwerkraft die Bewegung aller Planeten, Asteroiden, Kometen und Meteoroiden, die sie mit ihrem Licht beleuchtet und dadurch überhaupt erst sichtbar macht. Um ihren Durchmesser von annähernd 1,4 Millionen km nachzustellen, müsste man 109 Erdkugeln wie Perlen auf eine Schnur reihen, und rund 330 000 Erdkugeln waren erforderlich, um ihre Masse aufzuwiegen.
Sichtbarkeit
Die Sonne ist das hellste Objekt am irdischen Himmel: Mit einer scheinbaren Helligkeit von -26,7 Grössenklassen leuchtet sie rund 10 milliardenmal heller als Sirius, der hellste Fixstern am Nachthimmel – so hell, das man nicht ungeschützt in die Sonne blicken darf! Wer es dennoch versucht, riskiert schmerzhafte Schaden auf der Netzhaut, die im Ernstfall zu dauerhaften Beeinträchtigungen des Sehvermögens führen! Auch mit blossem Auge sollte man die Sonne nur durch ein ausreichend starkes Filter betrachten, das auch die gefährliche, weil unsichtbare Infrarotstrahlung abhält. Viel gibt es mit blossem Auge auf der Sonne ohnehin nicht zu sehen – allen falls hin und wieder mehr oder minder kleine dunkle Flecken, die im Laufe einiger Tage langsam über die Sonnenscheibe hinwegwandern.
Was für die Beobachtung der Sonne mit blossem Auge gilt, muss bei der Beobachtung mit einem Fernglas oder Teleskop mit noch viel stärkerem Nachdruck wiederholt werden:
Auf gar keinen Fall darf man mit einem solchen optischen Gerät ungeschützt die Sonne betrachten – es wäre mit ziemlicher Sicherheit das letzte, was man gesehen hat!!!
Ausreichenden Schutz bieten lediglich geeignete Metallfolienfilter oder metallbedampfte Glasfilter, die vor dem Objektiv angebracht sind und so verhindern, das die Sonnenstrahlung, auch nur eine Chance der Bündelung erfährt: ausreichend Schutz bieten ausserdem sogenannte Helioskope, die zwischen Objektiv und Okular gesetzt werden können und den grössten Teil (mehr als 99 Prozent) des ankommenden Lichtes seitlich aus dem Strahlengang heraus lenken – sie erfordern allerdings nachgeschaltet noch eine weitere Reduzierung der Strahlungsintensität, zum Beispiel durch zwei zueinander drehbare Polarisationsfilter.
Nicht minder geeignet – und vor allem wesentlich preiswerter – ist schliesslich die indirekte Beobachtung der Sonne, auch als Projektionsmethode bekannt: Man lenkt das gebündelte Sonnenlicht vom Okular auf ein Stück weisses Papier, weissen Karton oder einen Sonnenprojektionsschirm. Wenn man dann das projizierte Sonnenbildchen scharfstellt, können gleich mehrere Beobachter die Sonne bequem betrachten.
Meist sind dann ein paar dunkle Flecken auf der Sonne zu erkennen, Sonnenflecken eben. Ihre Entdeckung zu Beginn des 17. Jahrhunderts war damals eine Sensation, hatte man doch bis dahin geglaubt, die Sonne sei ein makelloses, vollkommenes Himmelsobjekt: Die „Makel“ auf der Sonne – und vor allem ihr Kommen und Gehen – öffneten den Forschern die Augen, machten sie doch deutlich, dass auch die himmlischen Objekte der irdischen Vergänglichkeit unterlagen.
Sonnenflecken sind um einiges grösser. Sie bestehen in der Regel aus einem tiefschwarz erscheinenden, mitunter auch strukturierten Innenfleck, der so genannten Umbra, und einem mehr oder minder breiten Aussenrand, der meist eine starke radiale Faserung aufweist; bei kleinen Flecken kann diese Penumbra auch fehlen.
Der optische Eindruck täuscht allerdings, denn Sonnenflecken sind alles andere als schwarz.
Die Zahl der sichtbaren Sonnenflecken folgt einem etwa elfjährigen Zyklus, der 1843 von dem Dessauer Amateurastronomen Samül Heinrich Schwabe entdeckt wurde: Zu Zeiten eines Sonnenfleckenmaximums treten die Flecken oft in grösseren Gruppen auf, die dann mitunter sogar mit blossem Auge (Schutzfilter nicht vergessen!) erkannt werden können; in den Monaten um ein Fleckenminimum wird man dagegen oft vergeblich nach ihnen Ausschau halten. Doch selbst dann erscheint die Sonnenscheibe im Fernrohr oder auf dem Projektionsschirm keineswegs gleichmässig hell. Bei genauerem Hinsehen wird man vielmehr bemerken, das die Helligkeit der Sonne zum Rand hin abnimmt. Diese Randverdunklung erklärt sich aus den optischen Eigenschaften eines heissen Gases: Je heisser und dichter ein Gas ist, desto weniger durchsichtig erscheint es.
Mit anderen Worten kann das Licht der Sonne nur einen begrenzt langen Weg durch das Sonnengas nehmen. Da wir am Sonnenrand aber zunehmend „schräger“ auf die Sonne blicken, erreicht uns von dort nur das Sonnenlicht aus einer grösseren Höhe, wo das Gas bereits vier kalter ist und es entsprechend weniger Licht aussendet.
Aus dem gleichen Grunde übrigens erscheint die Sonne scharf begrenzt – bei einem Gasball eigentlich überraschend: Da das Sonnengas erst ab einer bestimmten Temperatur und Dichte „durchsichtig“ wird, sehen wir nur das Licht, das aus einer etwa 200 km dicken übergangsschicht, der Photosphare (= „Lichtsphäre“), stammt. Aus einer Entfernung von rund 150 Millionen km betrachtet erscheint diese Photosphäre unter einem Winkel von nicht einmal 0,3″ zu wenig, um als „Schicht“ zu wirken.
Über der auch als Sonnenoberfläche bezeichneten Photosphäre erstreckt sich die Chromosphäre, deren kühlere Gase dem Sonnenspektrum die markanten Bottom unterlagen. Sie ist einiger aussendet km dick und get mehr oder minder macht in die ausserdem Sonnengas über, die so genannte Korona. Dort steigt die Temperatur aus noch nicht ganz geklärten Gründen bis auf einige Millionen Grad an.
Mitunter erkennt man in der dunkleren Randzone der Sonne unregelmässig geformte hellere Gebiete; sie werden als Fackeln bezeichnet und treten meist in Verbindung mit Sonnenflecken auf, sind aber oft schon Tage vorher und Wochen später noch zu beobachten.
Wenn die Luft ruhig ist und die Vergrösserung stark genug, erscheint die Sonnenoberfläche leicht gekörnt, von einem Netz feiner dunkler Linien unterschiedlicher Dicke überzogen. Diese Granulation ist der sichtbare Ausdruck der Konvektionsströmungen nahe der Sonnenoberfläche, wie man sie auch bei kochendem Wasser oder brodelndem Fett beobachten kann: Das heisse Gas aus dem Sonneninnern steigt in (nach irdischem Masstab) grossen Blasen auf, kühlt sich an der Sonnenoberfläche ab und sinkt dann an den dunkleren Rändern wieder nach unten; die mittlere „Lebensdauer“ einer solchen Granule beträgt nur wenige Minuten, ihr Durchmesser etwa 1000 km.
Filterbeobachtung
Bis in die Mitte des 19. Jahrhunderts musste sich die Beobachtung der Sonne auf das Zahlen von Sonnenflecken beschränken. Weitere Details waren allenfalls während der kurzen Minuten einer totalen Sonnenfinsternis zu erkennen, so zum Beispiel die grünlich schimmernde Korona, die sich als Strahlenkranz um den dunklen Mond legte, oder die rötlichen „Flammen“, die bei solchen Gelegenheiten mitunter über den Mondrand hinausragten und deshalb Protuberanzen genannt wurden. Mit Hilfe der aufkommenden Spektralanalyse fanden die Astronomen bald heraus, dass diese Protuberanzen Wolken heissen Gases sind, die in weiten Bogen die Sonnenoberfläche überspannen. Die Spektroskopie erlaubte schliesslich auch eine neu Form der Sonnenbeobachtung, denn mit einem Spektrohelioskop und dem von George Ellery Hale entwickelten Spektroheliographen konnte die Sonne im Lichte einzelner Spektrallinien betrachtet beziehungsweise fotografiert werden. Nun liess sich zum Beispiel die Verteilung und Temperatur einzelner Gase in der Sonnenatmosphäre vermessen.
Solche Spektroheliogramme zeigen nicht nur die Granulation deutlicher, sondern auch zusätzliche Phanomene wie zum Beispiel helle Zonen (PIages, mitunter auch als chromo sphärische Fackeln bezeichnet) in der Nahe von Sonnenflecken oder lange, oft geschwungene und dunkel erscheinende Bogen (Filamentre) sowie vereinzelt auftretende, mehr oder minder lange Blitze (flares). Während die Filamentre nichts anderes als Protuberanzen sind, die wegen ihrer niedrigeren Temperatur das Licht der darunterliegenden Photosphäre weitgehend verschlucken und daher vor der Sonnenscheibe dunkel erscheinen, sind Flares Anzeichen einer besonders heftigen Aktivität.
H-Alpha-Filter zur Beobachtung der Sonne im Licht des Wasserstoffs (im Bereich der sogenannten H-Alpha-Linie bei 636,5 nm; 1 nm [Nanometer] = 1 Milliardstel Meter) werden längst zu auch für Amateurastronomen halbwegs erschwinglichen Preisen angeboten. Sie zeigen neben Strukturen vor der Sonnenscheibe auch Protuberanzen am Sonnenrand, die sonst nur mit Hilfe eines Koronographen sichtbar werden.
Nachdem Hale zu Beginn des 20, Jahrhunderts die Sonnenflecken als sichtbaren Ausdruck starker Störungen im Magnetfeld der Sonne erkannte, bemühen sich die Sonnenforscher um eine ganzheitliche Beschreibung der Sonnenaktivität, die viel mehr Phänomene als nur den bekannten Fleckenzyklus umfasst:
Radiostrahlungsausbruche, eruptive Protuberanzen, koronale Materieauswilrfe und Sonnenwindböen sind nur einige davon, die sich noch dazu mehr oder minder direkt auf die Erde, ihr Magnetfeld und die Atmosphäre auswirken; dabei sind Polarlichter noch die harmloseste Form.
Sonne in Zahlen
