Die Sonne

 

Energiehaushalt der Sonne Gefahr durch Sonnenwind Lebenszyklus der Sonne Link zur Facharbeit Sonne Sonnenbeobachtung mit SOHO Bildtafel zu SOHO (NASA/ESO)

Trickreiche Sonnenbeobachtung Solare Neutrinos Link zu Sonnenfinsternis Erlebnisbericht SOFI 99 Erlebnisbericht SOFI 03

Die Sonne ist der einzige Stern, den wir gut beobachten können. Sie ist 150 Millionen Kilometer von der Erde entfernt, und hat mit 1,39 Millionen Kilometern einen 109 mal größeren Durchmesser als die Erde. Trotz einer mittleren Dichte von nur 1,41 g cm^-3 beträgt die Masse der Sonne 333000 Erdmassen, das sind 1,99 · 10³⁰ kg. Sie ist ein Gasball aus leichten Elementen (75% H + 23% He + 2% schwerere Elemente). Die Sonne rotiert in 27d einmal um ihre Achse, und ist daher an den Polen deutlich abgeplattet.

Da die Sonne ein Gasball ist, ist eigentlich keine scharf definierte Oberfläche zu erwarten. Dennoch sieht man die Sonne im Fernrohr mit einem scharf begrenzten Rand. Je nach verwendetem Filter und Wellenlänge sieht man allerdings tiefer oder weniger tief liegende Schichten. Die mit dem Auge ohne Filter sichtbare Oberfläche (Photosphäre) enthält Licht aus einer 400 km dicken Schicht, und hat bei einer Temperatur von 5800 °C eine Dichte von nur 10^-7 g cm^-3. Durch riesige aufsteigende heiße Gasblasen sieht die Photosphäre "körnig" aus (Granulation). Diese Gasblasen haben trotz ihrer Größe von tausenden von Kilometern nur eine Lebensdauer von wenigen Minuten.

Auf der Sonne beobachtet man schwarze Flecken, die von grauen, zerfransten Rändern umgeben sind. Obwohl diese Sonnenflecken gegenüber der extrem hellen Sonnenoberfläche schwarz erscheinen, sind sie immer noch heller als der hellste Vollmond. Sie haben eine Lebensdauer von Tagen bis Wochen. Flecken sind etwas kältere Stellen der Sonnenoberfläche. Sie werden durch starke Magnetfelder hervorgerufen, und treten daher immer paarweise am Aus- und Eintrittspunkt der Magnetfeldlinien auf. Das Magnetfeld der Sonne polt sich alle 11 Jahre um, Sonnenaktivität und Fleckenhäufigkeit sind dann am geringsten. Dazwischen liegen Maxima der Sonnenaktivität, die gelegentlich ungewöhnliche Ausmaße annehmen können. Das Bild rechts (NASA/ESO) verdeutlicht den 11-Jahre-Zyklus: Es zeigt die Sonne im Röntgenlicht, einmal im Jahre 1991 nahe einem Maximum, und einmal im Jahr 1995 nahe einem Minimum. Sieht man auf dem einen Bild enorme Aktivität, so ist die Sonne  auf dem zweiten Bild fast "tot". Zusammen mit Flecken treten heiße Stellen auf der Sonnenoberfläche auf, die sogenannten "Fackeln". Fackeln können intensives UV-Licht ausstrahlen. Ein solches Bild im UV-Licht (NASA/ESO) aufgenommen ist links oben zu sehen, und zeigt schwarz die "normale" Sonnenoberfläche, auf der sich hell die besonders heißen Stellen abzeichnen.

In den Magnetfeldern über der Sonnenoberfläche hängen oft riesige Bögen leuchtender Gase, die sich im allgemeinen nach einigen Tagen wieder auflösen (ruhende Protuberanzen). Protuberanzen sehen vor der hellen Sonnenoberfläche dunkel aus, die so entstehenden dunklen Streifen heißen Filamente. Andere magnetische Vorgänge rufen Explosionen hervor, bei denen gewaltige Gasmengen von der Sonne weggeschleudert werden (Flares, eruptive Protuberanzen). Erreichen diese die Erde, so bricht der Funkverkehr zusammen, und es gibt starke Nordlichter. Würden uns die Atmosphäre und das irdische Magnetfeld nicht vor diesem "Sonnenwind" schützen, so gäbe es kein Leben auf der Erde! Bilder von Protuberanzen gibt es weiter unten auf dieser Seite.

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Energiehaushalt der Sonne

Energiehaushalt der Sonne: Die Sonne erzeugt unvorstellbare Mengen Energie. Schon 1 cm² Sonnenoberfläche könnte 4 Haushalte mit Strom versorgen. In nur einem Millionstel einer Sekunde produziert die Sonne so viel Energie, wie die Menschheit in einem Jahr verbraucht! Auf jeden Quadratmeter der Erde strahlt die Sonne bei ungehindertem Einfall mit einer Leistung von 1,73 Kilowatt (Solarkonstante). Könnte man diese Energie voll nutzen, so würde bereits ein Quadratkilometer Fläche die Energie eines großen Kernkraftwerks liefern!

Die Sonne ist so groß, dass die reine Kontraktionsenergie für ca. 30 Millionen Jahre ausreichen würde. Es ergab sich aber, dass die Sonne viel älter ist (ca. 5 Milliarden Jahre). Erst die Entdeckung der Kernenergie löste das Rätsel: Die Sonne ist eine riesige, kontinuierlich explodierende Wasserstoffbombe! Im Inneren ist die Temperatur so hoch (14 Millionen Grad), dass Kernfusion stattfindet. Dabei werden pro Sekunde 6,60 · 10¹¹ kg Wasserstoff in 6,56 · 10¹¹ kg Helium umgewandelt. Die Massedifferenz von 4 Milliarden Kilogramm pro Sekunde wird nach der Einsteinschen Gleichung E = mc² in reine Energie verwandelt und geht der Sonne verloren, was der unvorstellbaren Leistung von 3,9 · 10²³ kW entspricht! Trotz dieser gigantischen Leistung ergibt die Rechnung für die Sonne eine Lebensdauer von 10 Milliarden Jahren. (Davon sind schon 5 Milliarden Jahre vergangen, die Sonne hat also ihr Leben halb hinter sich).

Nur die riesigen Energiemengen, die aus dem Sonneninneren nach außen dringen verhindern, dass die Sonne in sich zusammenstürzt. Am Ende ihres Lebens wird die Sonne daher zu einer planetengroßen Kugel extremer Dichte zusammenfallen! Die genauen Vorgänge bei der Entwicklung der Sonne kann man weiter unten nachlesen!

Im Inneren der Sonne erfolgt der Energietransport (siehe Bild links) zunächst durch Strahlung, und erst in der äußersten 10000 km dicken Schicht durch Konvektion (Konvektionszone). Die Konvektionszellen erzeugen die Granulation der Sonnenoberfläche. Noch ein interessantes Detail: der Transport der im Inneren der Sonne erzeugten Energie wird wegen der enormen Dichte und Temperatur der Materie im Kernbereich stark behindert. So dauert dieser Transport mehrere 100.000 Jahre. Die Energie, die die Sonne heute abstrahlt, wurde also bereits vor einer knappen Millionen Jahre erzeugt! Von der Oberfläche aus dringt die Energie durch die einige tausend Kilometer dicke Sonnenatmosphäre, deren untere, kältere Schicht (umkehrende Schicht, 4000 °C) die dunklen Absorptionslinien im Sonnenspektrum erzeugt, die Auskunft über die Zusammensetzung der Sonne geben. Die Temperatur der Atmosphäre steigt nach außen wieder stark an (über 30000 °C), und erreicht in der Korona, dem äußersten, extrem dünnen Gasmantel der Sonne weit über 2 Millionen Grad! Ursache hierfür sind Überschall-Stoßwellen von der brodelnden Oberfläche und Energieübertragung aus dem Magnetfeld.

Gefahr durch Sonnenwind

Die Wasserstoffbombe: Wenn man die Sonne betrachtet, sollte man sich immer vor Augen halten, dass es sich dabei um eine riesige "Wasserstoff-Bombe" handelt, und dass die für uns lebenswichtige Energie-Produktion auch mit der entsprechenden Produktion tödlicher radioaktiver Strahlung einhergeht. Nun könnte man einwenden, dass diese Strahlung tief im Inneren der Sonne entsteht, und kaum nach außen dringt. Mit Ausnahme der Neutrinostrahlung wäre das auch korrekt. Doch es gibt noch andere sehr ernst zu nehmende Strahlenquellen, den "Sonnenwind" und die "Flares". Durch die hohe Temperatur der Korona überschreiten die Gas-Ionen die Fluchtgeschwindigkeit, die Korona "verdampft" in den Weltraum (Masseverlust eine Milliarde Kilogramm pro Sekunde)! Der auf diese Weise entstehende Sonnenwind hat eine Geschwindigkeit von ca. 500 km pro Sekunde! Er besteht aus Elektronen und Protonen (und ganz wenig Heliumkernen), und hat in Erdnähe eine Dichte von 3-10 Ionen pro Kubikzentimeter. Wegen der hohen Geschwindigkeit führt das pro Sekunde zu ca. 100 Millionen "Treffern" auf einen Quadratzentimeter! Der Sonnenwind kommt erst in 100 AE (100 mal Entfernung Sonne-Erde) durch Wechselwirkung mit dem interstellaren Medium zu Stillstand. Obwohl der Sonnenwind schon wegen der hohen Trefferzahl eine gewisse Strahlenbelastung darstellt, ist ein Schutz dagegen im Weltraum relativ unproblematisch, auf der Erde wird der Sonnenwind durch das Magnetfeld und die Atmosphäre weitgehend abgeschirmt.

Gefahr droht: Ganz anders verhält sich das bei Energieausbrüchen auf der Sonne, den sogenannten Flares, bei denen eine Vielzahl von extrem energiereichen Teilchen (Protonen, Alphateilchen, andere schwere Teilchen sowie Elektronen) in großen Mengen in Richtung Erde katapultiert werden können. Dabei ist die Vorwarnzeit sehr gering. Erkennt man im Sichtbaren Licht eine solche Sonneneruption, so können die ersten Protonen schon 30 Minuten später die 150 Millionen Kilometer zur Erde zurückgelegt haben, und mit Energien von bis zu einer Billionen(!) eV bei uns eintreffen. Nach einigen Stunden folgen Teilchen mittlerer Energie, noch später können Teilchen geringer Energie einen heftigen Magnetsturm auf der Erde auslösen. Energetisch liegt die Mehrzahl der Teilchen weit über der Energie von Radioaktiver Strahlung aus irdischen Quellen (radioaktive Präparate, Röntgenstrahlung), was das enorme Gefährdungspotential anzeigt! Für ungeschützt Astronauten wäre die Strahlung tödlich (Vernichtung des blutbildenden Knochenmarks), und selbst auf der Erde ist man nicht vollständig geschützt. Die Strahlung wird zwar durch das Magnetfeld der Erde zu den Polen hin abgelenkt, trifft aber dort mit hoher Intensität auf die Atmosphäre, was die bekannten Nordlichter (siehe Bilder) erzeugt, und kann z.B. in Flugzeugen zu starker Strahlenbelastung der Passagiere führen. Die parallel auftretenden Magnetstürme können die Elektronik von Satelliten beschädigen, und führen auf der Erde zu Störungen im Funkverkehr und zum Zusammenbrechen von Strommetzen. Wie ernst die Situation werden kann ist verständlich wenn man bedenkt, dass bei starken Flares (X-Flares) die ohnehin schon nicht ganz ungefährliche Strahlung schlagartig bis auf das 100.000-fache ansteigen kann!

Lebenszyklus der Sonne

Solar and Heliospheric Observatory SOHO wurde geplant und entwickelt um die innere Struktur der Sonne, die äußere Atmosphäre der Sonne und den Sonnenwind zu untersuchen. Das Projekt wird von der European Space Agency (ESA) und der National Aeronautics and Space Administration (NASA) in kooperativer Zusammenarbeit der beiden Organisationen im Rahmen des Solar Terrestrial Science Program (STSP) und des International Solar-Terrestrial Physics Program (ISTP), durchgeführt.

SOHO wurde am Samstag den 2. Dezember 1995 vom Cape Canaveral Startgelände der USA mit einer zweistufigen Atlas-IIAS Startrakete in das Weltall geschickt. Gebaut wurde der SOHO Satellit (Bild links, NASA/ESO) in Europa, jedoch  die Instrumente wurden von europäischen und amerikanischen Wissenschaftlern zusammen bereitgestellt. Die NASA ist für den Start und die Operationen der Mission verantwortlich. Die gesamte Mission  wird  vom Goddard Space Flight Center, in Maryland, aus gesteuert und kontrolliert. Von dort aus können auch die Instrumente an Bord auf bestimmte Regionen der Sonne gerichtet und die Betriebsmodi der Geräte gewechselt werden. Mit Hilfe des Deep Space Network (DSN) der NASA wird SOHO rund um die Uhr verfolgt und dessen Daten mit Übertragungsraten bis zu 200 Kbits/s empfangen. Das DNS ist ein internationales Netzwerk aus derzeit drei Bodenstationen mit großen Parabolantennen, die gleichmäßig auf dem Erdball verteilt sind (Goldstone, Kalifornien; Madrid, Spanien; Canberra, Australien). Diese Strategie erlaubt es, trotz der Rotation der Erde, durchgehend mit  SOHO zu kommunizieren. Bilder der Sonde gibt es auf einer Bildtafel. Normalerweise wäre die Kommunikation mit der Erde durch die Kreisbahn der Sonde um die Sonne erschwert, speziell dann, wenn die Sonde von der Erde aus gesehen genau hinter der Sonne hindurchlaufen würde, aber auch zu diesem Problem hat man sich was einfallen lassen:

Position der Sonde: Eigentlich muss eine Sonde zur Sonnenbeobachtung mit einer anderen Umlaufszeit als die Erde um die Sonne kreisen. Bei SOHO hat man aber einen ganz besonderen Einfall gehabt, und eine Position gefunden, in der die Sonde, obwohl dichter an der Sonne als die Erde, dennoch genau dieselbe Umlaufszeit wie die Erde hat. SOHO befindet sich auf einer heliozentrischen Umlaufbahn zwischen der Erde und der Sonne, und zwar genau dort wo sich Fliehkräfte und Gravitation von Erde und Sonne die Waage halten, dem sogenannten Lagrange Punkt L1. Dieser Punkt liegt auf der direkten Linie zwischen Erde und Sonne, in Erdnähe, bei ca. 99% der Gesamtentfernung. Somit arbeitet SOHO an einem permanenten Aussichtspunkt und umkreist zusammen mit der Erde, in einer Linie, die Sonne, befindet sich jedoch 1,5 Millionen Kilometer näher an der Sonne. Der große Vorteil an dieser Konstellation ist, dass die Sonde immer dicht bei der Erde bleibt, ohne dass die Erde die Sicht von SOHO auf die Sonne verdecken kann, wie es bei einer Umlaufbahn um die Erde der Fall wäre. SOHO steht übrigens nicht exakt im Lagrange Punkt L1, sondern umkreist ihn auf einer relativ engen, komplizierten Bahn, einer sogenannten Halo-Bahn. Wegen der Instabilität der Positionen im Lagrange Punkt L1 muss die Position der Sonde mehrfach im Jahr geringfügig korrigiert werden, um ein langsames Abdriften zu verhindern.  Das Bild rechts (NASA/ESO) zeigt übrigens keinen Absturz eines UFOs auf die Sonne, sondern den Crash eines Kometen, der der Sonne zu nahe gekommen ist!

Aufbau der Sonde: Die Sonde besteht aus zwei Modulen. Das Service Modul bildet den kleineren Teil des Satelliten sorgt für Energie und die Sondendienste (z.B. Kommunikation und Steuerung). Das Nutzlast Modul befindet sich darüber und bringt alle wissenschaftlichen Geräte unter. Die Gesamtlänge der Sonde beträgt 3,6 m und der maximale Durchmesser beträgt ebenso 3,6 m. Die entfalteten Solarpaddel strecken sich über eine Länge von 9,5 m. Die Masse beträgt 1850 kg, wovon 610 kg Nutzlast sind. Wie schon erwähnt sind die wissenschaftlichen Ziele von SOHO die Struktur und Dynamik des Sonneninneren, die physikalischen Prozesse der Sonnenkorona, und den Sonnenwind sowie dessen Beschleunigungsprozesse zu untersuchen. Für diese Aufgaben stehen eine Reihe von Instrumentenmodulen und Sensoren zur Verfügung, die im Folgenden kurz betrachtet werden:

• Erforschung des Sonneninneren gelingt mit den Instrumentenmodule GOLF und VIRGO. Sie ermöglichen Langzeitmessungen von  Schwingungen der vollen sichtbaren Sonnenoberfläche. Dieses Verfahren ermöglicht Rückschlüsse auf Vorgänge im Sonnenkern. Die Instrumentengruppe SOI/MDI misst Schwingungen auf Teilbereichen der Sonnenoberfläche mit hoher Winkelauflösung. Die Messungen vermitteln präzise Informationen über die Konvektionszone der Sonne, also der "äußere Schale" des Sonneninneren.

• Erforschung der Sonnenatmosphäre erfolgt mit den Instrumente SUMER, CDS, EIT, UVCS und LASCO. Diese Geräte bilden eine Kombination von Teleskopen, Spektrometern und Koronagraphen, welche die heiße Atmosphäre der Sonne und ihre Korona weit über die sichtbare Oberfläche hinaus beobachten.

• SUMER, CDS und EIT erforschen die innere Korona; UVCS und LASCO beobachten sowohl die Vorgänge in der inneren als auch in der äußeren Korona. Die Messungen ergeben Daten zur Temperatur, Dichte, Zusammensetzung und zur Geschwindigkeit von Vorgängen in der Korona. So kann die Langzeit-Entwicklung  von Strukturen mit hoher Auflösung verfolgt werden.

• Erforschung des Sonnenwindes ermöglichen die Geräte CELIAS, COSTEP und ERNE. Sie analysieren vor Ort den Ladungszustand und den Isotopenaufbau der Ionen und anderen energiereichen Teilchen im Sonnenwind.

• Erforschung der Heliosphäre ist mit dem Instrument SWAN möglich. Es kartographiert die Wasserstoffdichte in einer Heliosphäre (Umgebung der Sonne von etwa 10 Sonnendurchmessern). Dazu stehen Sensoren zur Verfügung, deren Empfindlichkeit auf eine bestimmte Wellenlänge des Wasserstoffs abgestimmt ist. Mit diesem Verfahren ist es möglich die Sonnenwindströmungen im großen Maßstab zu erfassen.

Wichtige Erkenntnisse: Die Arbeit von SOHO war außerordentlich erfolgreich. Bereits im April 1998 hatte die Sonde ihre zweijährige Soll-Mission durchgeführt. Obwohl zunächst nur für zwei Jahre vorgesehen, zählte die Sonde auch in den folgenden Jahren zu den wichtigsten Beobachtungsgeräten der Sonne. Ende 2008, also 13 Jahre nach dem Start, liefert die Sonde noch täglich Messdaten und Bilder der Sonne, die im Internet für Jedermann abrufbar sind. So fotografierte SOHO am 23.08.08 den ersten Sonnenfleck des verspätet einsetzenden Maximum-Zyklus 24. Es wurden viele neue Erkenntnisse gewonnen, so entdeckte man z.B. kreisförmige Bebenwellen (Bild links, NASA/ESO), die von Sonneneruptionen (Flares) ausgehen. Im Jahr 1998 gab es allerdings einige Schrecksekunden: am 24. Juni während einer Wartungsoperation ging der Kontakt zu SOHO verloren. Das Raumschiff schaltete sich in einen Notfall Modus und versuchte sich selbständig mit Hilfe der Korrekturtriebwerke wieder auszurichten. Dies war aber zunächst erfolglos, da die Solarzellen nicht mehr genug Licht bekamen um Strom zu liefern. Erst als SOHO einige Wochen auf seiner Umlaufbahn weitergeflogen war und sich die Ausrichtung der Sonnenpaddel im Bezug zur Sonne verbessert hatte, konnte am 3. August der Kontakt wieder hergestellt werden. Am 25. September wurde SOHO wieder in den Normalmodus geschaltet und am 4. November funktionierten alle Geräte wieder einwandfrei. Einige der wissenschaftlichen Höhepunkte aus den ersten zwei Jahren sind im Folgenden aufgeführt: 

• die Entdeckung von Plasmaflüssen unter der Oberfläche der Sonne, die vermutlich mit der Generation von Magnetfeldern in Zusammenhang stehen.

• die Entdeckung eines magnetischen „Teppichs“ auf der Sonnenoberfläche, der einen erheblichen Teil der Energie erklärt, welche die Ursache für die sehr hohen Temperaturen der Korona der Sonne ist .

• die erste Entdeckung der durch Flares verursachten Solarbeben (s. Bilderserie oben links).

• die Entdeckung von mehr als 50 Kometen die die Sonne gestreift haben (s. Bild eines Kometencrashs in die Sonne oben rechts).

•  die bis dahin detailierteste Ansicht der Sonnenatmosphäre (s. Bildtafel).

•  großartige Bilder und Filme der koronalen Massenausstöße bzw. Eruptionen (im englischen spricht man von Coronal Mass Ejections (CME)), die die Möglichkeit bieten, das "Weltraumwetter" vorherzusagen.

Trickreiche Sonnenbeobachtung

Der Trick mit den Filtern: Die Instrumente von SOHO oder anderen Sonnensonden können hier nicht alle im Einzelnen besprochen werden, aber einige Beispiele sollen doch aufgeführt werden. So können die Sonden z.B. Aufnahmen der Sonne durch Farbfilter hindurch machen, die nur einen extrem schmalen Wellenlängen-Bereich durchlassen. Man hat die Filter so gestaltet, dass sie einzig und alleine immer nur genau eine der Wellenlängen durchlassen, bei denen bestimmte Atom bei bestimmten Temperaturen strahlen. Auf diese Weise gelingt es, ganz bestimmte Bereiche der Sonne zu beobachten, und alle anderen störenden Informationen auszublenden! Für die folgenden Angaben von Wellenlängen der Strahlung bitte beachten: 1 nm (Nanometer) ist der millionste Teil eines Millimeters! Verschiedene Bilder desselben Sonnenflecks links (aufgenommen von der japanischen Sonde Yohkoh) sind ein gutes Beispiel dafür, wie unterschiedlich dasselbe Detail auf der Sonnenoberfläche je nach verwendeter Wellenlänge aussieht. Das linke Bild ist eine Aufnahme im Bereich der weichen Röntgenstrahlung, das rechte Bild wurde im (für das Auge unsichtbaren) ultravioletten Licht aufgenommen, und in der Mitte ist das Bild so zu sehen, wie es das Auge im normalen "weißen" Licht wahrnimmt. Die Bilder in nicht sichtbaren Bereichen werden übrigens von den Wissenschaftlern eingefärbt, so ist z.B. die Wellenlänge 160nm oben grün eingefärbt, obwohl das Auge die Strahlung überhaupt nicht sehen könnte. Man muss also bei Sonnenbildern immer sehr genau darauf achten, um welche Wellenlänge es sich handelt. Nur wenn diese im sichtbaren Bereich von ca. 400nm (Violett) bis 750nm (Dunkelrot) liegt, könnte die Bildfarbe mit der tatsächlichen Farbe übereinstimmen!

Heiße Bereiche der Sonne: Verwendet man ein Filter für die Wellenlänge 17,1 nm, so sieht man nur die Fe IX - Strahlung des Eisenatoms, die bei einer Temperatur von 1,3 Millionen Grad entsteht. Diese Temperaturen herrschen (abgesehen vom Sonneninneren) nur in der Korona. Ein mit diesem Filter aufgenommenes Bild zeigt also nur den Bereich der Korona, der 1,3 Millionen Grad heiß ist! Bei 19,5 nm zeigt sich der Bereich der Korona, der 1 Millionen Grad heiß ist im Licht Fe XII. Diese beiden Wellenlängen sind so kurz, dass sie schon in den Bereich der Röntgenstrahlung gehören. Will man die obere Atmosphäre der Sonne beobachten, so verwendet man z.B. ein Filter mit 30,4 nm für die Strahlung des Heliums He II, die einer Temperatur von grob 80.000 Grad entspricht. Das oben grün gefärbte Bild bei 160 nm (Ultraviolett) zeigt Licht von der Oberfläche bis zur Übergangsregion in die Korona in einem größeren Temperaturbereich (5000 bis 100.000 Grad).

Kalte Bereiche der Sonne: Will man nur die (relativ gesehen) kalte Oberfläche der Sonne bei einigen Tausend Grad sehen, so kann man natürlich auch ganz ohne Filter fotografieren, man erhält dann das übliche gelbliche Sonnenbild mit dunklen Sonnenflecken, die extrem helle Oberfläche überstrahlt dabei aber alle kontrastärmeren Details (z.B. die Protuberanzen am Sonnenrand) komplett! Möchte man diese Details sehen, so kann man Filter für bestimmte Wellenlängen des Calciums und des Wasserstoffs verwenden. Wir besitzen z.B. ein Filter für die rote H-Alpha-Wellenlänge des Wasserstoffs bei 656,28 nm, das eine Durchlassbreite von weniger als 0,1 nm hat. Bedenkt man nun, dass der gesamte Bereich des sichtbaren Lichts grob von 400nm (Violett) bis 750 nm (Dunkelrot) geht, so ist unschwer zu erkennen, dass das Filter nur den 1/3500 des sichtbaren Lichts durchlässt, und zwar gerade den winzigen Teil, in dem die Protuberanzen am Sonnenrand leuchten. So kann man ungestört vom sonstigen Licht Protuberanzen und andere Details auf der Sonne beobachten, die sonst völlig überstrahlt werden! Das Bild rechts zeigt eine Protuberanz am Sonnenrand, die normalerweise nur bei einer totalen Sonnenfinsternis oder in einem speziellen Koronographen zu sehen wäre, wenn die komplette Sonnenscheibe durch den Mond oder eine spezielle Kegelblende im Koronographen abgedeckt ist. Das Bild rechts wurde von uns mit einem H-Alpha-Filter im sichtbaren roten Licht des Wasserstoffs aufgenommen, die auch im Filter sehr helle Sonnenoberfläche ist durch die lange Belichtungszeit überstrahlt. (Bei kürzerer Belichtung zeigen sich sehr schöne Strukturen auf der Oberfläche, aber die Protuberanzen verschwinden). Weitere von uns aufgenommene Bilder der Sonne im H-Alpha-Licht zeigt die Bildergalerie.

Es geht noch raffinierter: Mit den Filtern ist das schon eine beeindruckende Sache, aber es geht noch viel raffinierter! Mit ihrem Michelson-Doppler-Interferometer MDI kann SOHO sogar "um die Ecke" sehen, und die unsichtbare Rückseite der Sonne fotografieren! Man nennt dieses Verfahren helioseismische Holographie! Wie wir oben erwähnt haben, misst MDI seismische Schwingungen auf der Sonnenoberfläche. Diese Untersuchungen haben erstmals gezeigt, dass die ganze Oberfläche der Sonne wie eine riesige Glocke schwingt, und dass die Sonne wie ein Herz pulsiert. Auch kreisförmige seismische Wellen von riesigen Beben, die mit hoher Geschwindigkeit über die Oberfläche der Sonne laufen, wurden beobachtet. Diese Schwingungen entstehen teilweise auch durch das "Aufplatzen" der riesigen aufsteigenden Granulations-Zellen beim Erreichen der Oberfläche.

Einige noch zu Bereich "Infraschall" gehörenden Schwingungen werden sehr genau vermessen, und da solche Schwingungen in den oberen Schichten der Sonne auch um die ganze Sonne herumlaufen, können auch Signale von Vorgängen auf der abgewandten Seite der Sonne Auswirkungen auf der sichtbaren Seite haben. Benutzt man nun geeignete Computermodelle, so kann der Computer aus den eingespeisten Messwerten Rückschlüsse auf die Aktivität der abgewandten Seite der Sonne ziehen. So gelingt es, dort vorhandenen Sonnenflecken und anderen Strukturen zu erkennen, bevor sie auf der uns zugewandten Seite sichtbar werden. Daraus ergebenden sich recht detaillierte Bilder bestimmter Bereiche der noch nicht sichtbaren Sonnenoberfläche. So konnte z.B. der Sonnenfleck AR9393 (s. Bild links, NASA/ESO) auf der "Far Side" der Sonne fotografiert (besser "holografiert") werden, noch bevor er durch die Rotation der Sonne auf die sichtbare Oberfläche kam.

Solare Neutrinos

Solare Neutrinos: Bei der detaillierten Betrachtung der Kernreaktionen im Inneren der Sonne erkennt man eine Reihe von beteiligten Beta-Zerfällen. Dabei ergibt sich ein Problem mit der Energieerhaltung und der Impulserhaltung. Will man diese absolut grundlegenden Sätze der Physik nicht aufgeben, so muss man zwangsläufig fordern, dass bei diesem Zerfall ein zunächst unbekanntes Teilchen entsteht, das Neutrino. Für jeden produzierten Heliumkern sollten zwei Neutrinos im Sonneninneren entstehen. Diese Neutrinos wurden 1933 von Wolfgang Pauli postuliert, er forderte: Neutrinos sind masselos - oder haben eine extrem kleine Masse -, haben keine elektrische Ladung und zeichnen sich durch eine außerordentliche kleine Wechselwirkungsneigung mit anderer Materie aus.

Unvorstellbare Mengen: Die gesamte Neutrinoproduktion der Sonne beträgt 1,8·10³⁸ Neutrinos pro Sekunde. Auf jeden Quadratmillimeter(!) der Erdoberfläche treffen in jeder Sekunde knapp eine Milliarde(!) Neutrinos – und fast alle fliegen weiter unbemerkt selbst von den empfindlichsten Detektoren durchdringen sie den ganzen Erdball wie Butter. Mit derselben Leichtigkeit, mit der die Neutrinos jeden Detektor ignorieren, ignorieren sie auch die knapp 700 000 Kilometer Sonnenmaterie zwischen ihrem Entstehungsort und der Sonnenoberfläche. Das macht die „Geisterteilchen“ für die Sonnenforscher so interessant: Neutrinos können auf direktem Weg Informationen aus dem Zentrum der Sonne nach außen tragen. Normale Strahlung benötigt für den Weg vom Kern der Sonne zur Oberfläche fast 1 Millionen Jahre, d.h. die Energie, die uns die Sonne heute liefert, ist bereits vor 1 Millionen Jahre erzeugt worden!

Nachweisproblem: Aus dem Gesagten folgt unschwer, dass es kaum möglich ist, Neutrinos nachzuweisen. Die verwendeten Detektoren sind riesig, obwohl sie in jedem Milliardstel einer Sekunde von Milliarden Neutrinos "durchsiebt" werden, kommt es nur zu wenigen Treffern im Jahr, deren minimale Wirkung dann in den riesigen Geräten zuverlässig von den viel stärkeren Störquellen getrennt und nachgewiesen werden muss.  Es gibt Atomkerne, wie Chlor  Cl 37 und Gallium  Ga 71,  die zwar ebenfalls nur schwach mit Neutrinos in Wechselwirkung treten, aber wegen ihres speziellen Aufbaus doch eine etwas größere Chance haben, ein solares Neutrino „einzufangen“. Und auch die Elektronen in der Atomhülle werden gelegentlich von Neutrinos getroffen und können daher zum Nachweis dienen. In Bergwerken und Gebirgstunneln finden die Detektoren tief unter der Erde Schutz vor dem Trommelfeuer anderer Teilchen der kosmischen Höhenstrahlung, deren Reaktionen die wenigen Neutrinoereignisse völlig überdecken würden.

Erste Messungen: Seit 1968 misst Raymond Davis mit seinem Team im Goldbergwerk Homestake in Süddakota (USA), 1500 m unterhalb der Erdoberfläche, solare Neutrinos. Ein mit 610 Tonnen Tetrachlorethylen, einem preiswerten Reinigungsmittel, gefüllter großer Tank dient als Detektor. Die Flüssigkeit enthält die unvorstellbare Mengen von 2·10³⁰ Cl 37 Atomen. Etwa alle zwei Tage lässt sich so ein Neutrino einfangen. Das getroffene Chloratom verwandelt sich in ein radioaktives Isotop des Edelgases Argon. Die radioaktiven Zerfälle der einzelnen(!) Argonatome müssen dann mit komplizierten Verfahren in den 610 T0nnen Flüssigkeit nachgewiesen werden. Die Galliumdetektoren funktionieren ganz ähnlich wie die Chlordetektoren. Die Experimente zum Nachweis von Sonnenneutrinos mit Gallium sind das russisch-amerikanische SAGE-Projekt im Kaukasus sowie das europäische GALLEX-Experiment im Gran-Sasso-Tunnel in Italien.

Anders funktioniert der Nachweis von Neutrino-Stößen mit Elektronen.  Hier wird ultrareines Wasser als Detektorflüssigkeit benutzt. Jedes Wassermolekül besitzt 10, jeder Kubikmeter Wasser 3,3·10²⁹ Elektronen. Im Mozumi-Bergwerk in der Nähe des japanischen Städtchens Kamioka werden seit 1985 in einem 4500 Kubikmeter-Tank solare Neutrinos registriert. Seit 1998 ist dort ein noch größerer Detektor („Super-Kamiokande“) mit 50000 Kubikmetern hochreinem Wasser in einem 41 x 39 Meter großem Tank (Bild rechts) in Betrieb. Gelegentlich trifft in diesen Detektoren ein Neutrino auf ein Elektron, und das gestoßene Elektron oder das entstandene Myon fliegt mit Überlichtgeschwindigkeit (natürlich nur auf die Lichtgeschwindigkeit im Wasser bezogen) durch das Wasser, und erzeugt aufgrund der hohen Geschwindigkeit einen Lichtkegel: die Cerenkov-Strahlung. Dieses Licht wird von insgesamt 11146 Lichtverstärkerröhren an den Wänden des Wassertanks registriert. Der Vorteil dieser Technik gegenüber den Chlor- und Galliumdetektoren: Die Richtung aus der das Neutrino kam, lässt sich bestimmen. Das Bild oben links zeigt die Computerdarstellung des Cerenkov-Lichtkegels eines von einem Neutrino erzeugten Myons, das am Boden des Tanks eintritt, und durch die Seitenwand oben im Bild entweicht. Dabei handelt es sich um ein tatsächliche gemessenes Ereignis, und nicht um eine Simulation. Die Farben stellen die zeitliche Abfolge des Ereignisses dar.

Das gleiche Prinzip nutzt der riesige Neutrinodetektor AMANDA am Südpol der Erde. Bis über zwei Kilometer tief in das Eis eingebettete Detektorstränge messen die Cerenkov-Strahlung der bei der Reaktion eines Neutrinos mit Sauerstoffatomen entstandenen Myonen. Vorteil ist das riesige Volumen dieses "natürlichen Tanks", und dessen gute Abschirmung: Alle Ereignisse, die von unten(!) kommen, können nur Neutrinos sein, da nur diese Teilchen die ganze Erde durchqueren können.

Das Neutrino-Problem: Was haben die Experimente ergeben? Alle Detektoren haben solare Neutrinos nachgewiesen. Damit hat sich erwartungsgemäß bestätigt, dass in der Sonne tatsächlich Kernfusion stattfindet. Nicht wie erwartet, und deshalb Jahrzehnte heftig diskutiert, war der Befund, dass alle Detektoren bedeutend weniger Neutrinos registrieren, als die theoretischen Berechnungen vorhergesagt haben. Diesen Sachverhalt nennt man das „Solare Neutrino-Problem“. Als Messgröße wurde eine besondere Einheit definiert, die Solar Neutrino Unit (SNU). 1 SNU entspricht einer Neutrinoreaktion pro Sekunde bei Anwesenheit von 10³⁶ Atomen im Detektor. Der Homestake Chlor-Detektor „sieht“ nur knapp ein Drittel der berechneten Anzahl, Kamiokande und Superkamiokande  etwa die Hälfte, und SAGE und GALLEX etwas mehr als die Hälfte. 

Die Lösung des Problems: Wie also lassen sich die Abweichungen erklären? Geht etwa ein Teil der solaren Neutrinos unterwegs verloren? Vielleicht. Das Neutrino von dem bisher die Rede war, ist nämlich nur eines von insgesamt drei Neutrinos im Standardmodell der Elementarteilchen. Zu jedem der drei leichten Teilchenarten (sog. Leptonen) Elektron, Myon, und Tauon gibt es je eine zugeordnete Neutrinoart. Bei der Kernreaktion in der Sonne werden allerdings nur „Elektron-Neutrinos“ emittiert, und nur solche wurden auch in den eingesetzten Detektoren nachgewiesen. Doch vielleicht können sich Neutrinos von einer Art in die eine andere verwandeln. Im Standardmodell der Elementarteilchen haben solche „Neutrino-Oszillationen“ bisher zwar keinen festen Platz, aber es spricht auch nichts grundsätzliches gegen sie. Würde sich nun aber ein Teil der solaren Elektron-Neutrinos auf ihrem Weg zur Erde in Myon- oder Tauon-Neutrinos verwandeln, dann wären sie für die in der Anfangszeit benutzten Detektoren unsichtbar. Diese Umwandlung von Neutrinos wurde mit neueren Detektoren tatsächlich bestätigt, so wurde aus dem solaren Neutrino-Problem plötzlich eine Möglichkeit, etwas über die Physik der Neutrinos zu lernen! Die Umwandlungen der Neutrinoarten ineinander können übrigens nur funktionieren, wenn die Neutrinos ein -zumindest sehr kleine- Ruhemasse haben, und so scheint auch die Vermutung bestätigt, dass die Neutrinos nicht ganz masselos sind, obwohl 2007 die genaue Masse (kleiner als 2 eV) noch nicht feststand!

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