Astro-Lexikon S 4

S
A-Z

Bezeichnung für ein Boson mit Spin 0, so ist beispielsweise das Higgs-Teilchen skalar.

Das Akronym SNR steht für Supernova Remnant. Dies sind die Relikte oder Überreste von Supernovae (SN). SNRs sind mit GRBRs vergleichbar. Beide Phänomene zeigen Strukturen von expandierenden Schockwellen (blast waves) durch das interstellare Medium (ISM). Über Fermi-Prozesse können dabei ultra-hochenergetische Neutrinos gebildet werden.

Beispiel: Crab-Pulsar

Der bekannteste Supernovaüberrest ist wohl der Crabnebel im Sternbild Taurus (dt. Stier). Im Jahr 1054 ereignete sich hier eine Supernova, die von chinesischen Astronomen aufgezeichnet wurde. Diese Sternenexplosion ließ einen Neutronenstern als kompaktes Objekt übrig. Das Besondere an diesem Objekt (übrigens das erste Messier-Objekt, M1) ist, dass der rotierende Neutronenstern von der Erde aus als Pulsar beobachtet werden kann, der 30 Mal in der Sekunde um seine Achse rotiert. Damit gehört dieser Neutronenstern zu den Millisekundenpulsaren (Periodendauer 33 ms). Mehr noch: die Strahlung liegt im optischen Spektralbereich, so dass das charakteristische Blinken des Pulsars optisch beobachtet werden kann. Die mittlerweile weit in den interstellaren Raum expandierte, ellipsoidale Explosionswolke durchmisst etwa 7 Lichtjahre entlang der größeren Halbachse. Der Crabnebel ist 6300 Lj entfernt. Damit ist die scheinbare Größe des Nebels 6 × 4 Bogenminuten.
Die Abbildung oben rechts ist eine Röntgenfotografie des Crabnebels, die mit dem amerikanischen Röntgensatellit Chandra aufgenommen wurde (Credit: NASA/CXC/ASU/J.Hester et al. 2001). Der Pulsar ist mit der zentralen, hellen Punktquelle assoziiert. An seinen Polen entsteht ein Paarplasma, das vornehmlich aus Elektronen und Positronen besteht. Der schnell rotierende Neutronenstern beschleunigt dieses Material auf relativistische Geschwindigkeiten, also vergleichbar schnell wie das Licht! Man nennt dieses Material den Pulsarwind. Es bildet außerdem einen Jet, der ebenfalls als längliche Struktur von links unten nach rechts oben im Bild zu sehen ist. Das ausströmende Plasma trifft auf Material in der Umgebung. Auslaufende Schockwellen regen es zum Leuchten im Röntgenlicht an. So kommen die konzentrischen Ringe zustande, die unterschiedlich hell leuchten. Die ausgedehnte, diffuse Strahlung des Nebels rührt von Elektronen her: auf optischen Aufnahmen leuchten sie blau, aber wie dieses Chandra-Bild belegt, emittieren sie auch Röntgenstrahlung. Sie sind so heiß, dass sie thermisch im Röntgenlicht strahlen. Es gibt aber auch eine nicht-thermische Komponente, die Synchrotronstrahlung.

Die höchsten Lorentz-Faktoren im Universum!

Der zugrunde liegende Mechanismus für den Pulsarwind ist elektrodynamischer Natur: ein elektromagnetischer Energieausfluss, der so genannte Poynting-Fluss, reißt das Plasma mit sich, so dass es schon nach Durchlaufen einer kurzen Beschleunigungsstrecke gigantische Lorentz-Faktoren von 10⁷ erreicht! Mit anderen Worten: Schnell rotierende Neutronensterne sind sehr effiziente, kosmische Teilchenbeschleuniger. Damit gehören die relativistischen Pulsarwinde sicherlich zu den faszinierendsten Objekten des Universums.

Die Soft Gamma-Ray Repeater, abgekürzt mit SGR, kennzeichnen eine bestimmte Entwicklungsphase von Neutronensternen, im Speziellen von Magnetaren.

Wenn Neutronensterne beben

SGRs sind gekennzeichnet von sich wiederholenden Ausbrüchen (engl. bursts) im Bereich der hochenergetischen Gammastrahlung. Ursächlich wird dafür ein Sternbeben in der Kruste des Neutronensterns angesehen, die durch den Transfer freiwerdender magnetischer Energie (Rekonnexion) auf das Krustenmaterial entstehen.

Vergleich mit GRBs

Im Gegensatz zu den SGRs sind die Gamma Ray Bursts singuläre Ereignisse, weil der oder die Vorläufersterne im GRB vollständig vernichtet werden. GRBs emittieren eher im Bereich der harten Gammastrahlung.
Eine mögliches Entwicklungsszenario, das unter anderem die SGRs einschließt, findet sich unter dem Lexikoneintrag Magnetare.

Die Sonne ist der massenreichste Körper im Sonnensystem und dominiert damit die Bewegungen aller Körper im Sonnensystem. Die Sonne ist auch der Spender des Lebens, weil ihre elektromagnetische Strahlung die Erde mit Wärme versorgt. Daher nennt man sie auch unser Zentralgestirn.

Schwerkraft der Sonne

Streng genommen sitzt die Sonne nicht genau im Zentrum des Sonnensystems, weil Massen um ihren gemeinsamen Schwerpunkt kreisen. Der Schwerpunkt des Sonnensystems liegt eben sehr nahe bei der Sonne (sogar noch innerhalb ihrer Oberfläche), weil sie so massereich ist.
Das dominierende Schwerefeld der Sonne beeinflusst die Bewegungen von Planeten, Planetoiden, Kometen und anderen, viel kleineren Himmelskörpern maßgeblich. Die Graviton der Sonne kann in der Regel mit der Newtonschen Gravitationstheorie gut beschrieben werden - nur der innerste Planet Merkur zeigt Abweichungen (Periheldrehung), die die Allgemeine Relativitätstheorie erfordern. Relativistisch formuliert müsste man dann von der solaren, gekrümmten Raumzeit sprechen.

Du bist mein Stern

Die Sonne ist unter allen Körpern im Sonnensystem aber auch ein ganz Besonderer: Die Sonne ist ein Stern, also eine Ansammlung aus heißem, ionisiertem Gas, das über Prozesse der thermonuklearen Fusion beträchtliche Strahlungsenergien freisetzt. Die restlichen Körper im Sonnensystem strahlen zwar auch im Wesentlichen Wärmestrahlung ab, aber die Sonne ist der einzige Körper, der die Strahlungsenergie aus der Fusion von leichten Atomkernen bezieht. Sie ist damit bei weitem der hellste Himmelskörper.
Jupiter beispielsweise ist zwar der zweitschwerste Körper im Sonnensystem (0.001 Sonnenmassen), aber er strahlt mehr Wärmestrahlung ab (die er aus der Gaskompression gewinnt), als er Strahlung von der Sonne erhält.

AU!

Die Sonne ist der nächste Stern zur Erde: Ihre Entfernung zur Erde beträgt im Mittel etwa 150 Millionen Kilometer, eine Entfernung, der man in der Astronomie extra einen Namen gegeben hat: die Astronomische Einheit (dt. AE, internat. AU abkürzt). Diese Skala ist typisch für die Längen in Planetensystemen und wird auch bei extrasolaren Planeten verwendet.

Phasen, Mofi & Sofi

Die Strahlung der Sonne verursacht unterschiedliche Beleuchtungseffekte im Sonnensystem: So entstehen charakteristische Phasen der inneren Planeten (Merkur und Venus), je nachdem, wie die aktuelle, relative Position zwischen Sonne, Erde und innerem Planet ist. Auch der irdische Mond zeigt aus demselben Grund diese Phasen, die wir als Neumond, zunehmende Phase, Vollmond und abnehmende Phase kennen.
Daneben gibt es ganz besondere Beleuchtungsphänomene, wie die Sonnenfinsternis und die Mondfinsternis. Astronomisch handelt es sich um triviale Schattenwürfe zwischen den Himmelsobjekten, die an bestimmten Orten betrachtet, Himmelskörper 'verschwinden' lassen: Bei der Sonnenfinsternis steht der Neumond so zwischen der Verbindungslinie von Sonne und Erde, dass der Mondschatten die Erde trifft und im Kernschattengebiet (der etwa 200 km auf der Erdoberfläche durchmisst) eine totale Sonnenfinsternis, im Halbschattengebiet eine partielle Sonnenfinsternis hervorruft. Bei der Mondfinsternis hingegen befindet sich der Mond gerade im Kernschatten der Erde und erscheint durch an der Erde gestreutes Sonnenlicht rot.

Sonnenphysik

Vom Standpunkt des Astronomen ist die Sonne natürlich ein Glücksfall, nicht nur, weil sie sein Leben überhaupt erst ermöglichte, sondern auch weil sie der nächste Stern zur Erde und somit ideales Studienobjekt der Stellarphysik ist. Forschungsthemen der Sonnenphysik sind die physikalischen Eigenschaften der Sonne sowie Entstehung und Entwicklung der Sonne. Unser Zentralgestirn bietet die Gelegenheit, einen eher unscheinbaren Vertreter der Gattung Stern zu erforschen. Im Zuge der Stellarphysik, als immer mehr Sterne in der Umgebung der Sonne auch mit physikalischen Parametern beschrieben werden konnten, zeigte sich, dass die Sonne weder besonders groß und schwer, noch besonders heiß oder leuchtkräftig ist.

Aufbau der Sonne

Sonnenkern

Das Sonneninnere besteht aus einem heißen, radiativen Kern, in dem die Fusionsprozesse ablaufen. Hier werden die Photonen erzeugt, die für ihren Weg durch das Sonneninnere relativ viel Zeit benötigen, weil sie gestreut und reemittiert werden (Strahlungstransport). Dann schließt sich ebenfalls noch im Innern die so genannte Wasserstoff-Konvektionszone an. Ihre Dicke macht etwa 1/10 des Sonnenradius aus. Hier ist die Umwälzung der Gasmassen ein effizienter Mechanismus des Energietransports: heiße Gasblasen steigen mit Geschwindigkeiten von einigen Kilometern pro Sekunde auf, während abgekühlte Gasmassen absinken (analog zur Konvektion in der irdischen Atmosphäre).

Photosphäre

Dieser Prozess erzeugt die charakteristische Granulation der Sonnenoberfläche, eine Körnung in Konvektionszellen (Granulen) mit einem typischen Durchmesser von etwa 1400 km, die eine mittlere Lebensdauer von nur bis zu 10 Minuten haben. Der Temperaturunterschied von Granulen und intergranulem Bereichen beträgt etwa 300 K. Die Granulation steht selbstähnlich mit der Supergranulation auf viel größeren Längenskalen von etwa 30 000 km in Verbindung: diese haben höhere Lebensdauern im Bereich von etwa 30 Stunden.
Die Granulation ist auf der Sonnenoberfläche beobachtbar, ein Bereich, der als Photosphäre bezeichnet wird. Eigentlich ist es eine Schicht, die nur etwa 100 bis 200 km dick ist. Sie verdankt ihren Namen dem Umstand, dass aus dieser Schale die Photonen kommen, die wir beobachten. Dies ist gerade die sichtbare Sonnenscheibe.

Chromosphäre

Darüber liegt die Chromosphäre mit etwa 10000 km Dicke. In Sonnenfinsternissen erscheint sie rot (daher ihre Bezeichnung: grch. chromos heißt Farbe). Diese inhomogene Region ist von flammenartigen Spicules durchzogen. In den so genannten Flash-Spektren kann man kurzzeitig die Chromosphäre vor und nach der totalen Sonnenfinsternis (2. und 3. Kontakt) spektroskopieren. Sonnenforscher wählen dazu geeignete Emissionslinien von Wasserstoff und Kalzium aus.

Korona

Die Korona ist die äußerste Schicht der Sonne und erscheint in totalen Sonnenfinsternissen als der berühmte Strahlenkranz, daher auch ihr Name (dt. 'Krone'). Die Korona weist eine außerordentlich geringe Teilchendichte auf (10⁸ Teilchen pro Kubikzentimeter); das Erstaunliche an der Korona ist, dass sie mit 2 bis 5 Millionen Grad um ein Vielfaches heißer ist, als die Sonnenoberfläche (nur etwa 6000 K)! Diese lange rätselhaft gebliebene Aufheizung der Korona kann die Magnetohydrodynamik (MHD) erklären: MHD-Wellen dringen aus dem Sonnenplasma in den koronalen Bereich ein. Dort vernichten sich die Magnetfelder entgegengesetzter Polarität (Rekonnexion). Was passiert mit der Energie, die im Magnetfeld gespeichert war? Nun, sie wird umgewandelt in kinetische Energie, nämlich thermische Energie der Teilchen in der Korona. Die hohen Temperaturen werden durch magnetische Effekte erklärt.

Die Beobachtung der Korona bewerkstelligen Sonnenforscher mit Koronographen, die durch Abdeckung der Sonnenscheibe gewissermaßen eine künstliche Sonnenfinsternis herbeiführen. Die äußeren Bereiche der Collage oben wurden mit dieser Technik aufgenommen; der innere Bereich ist die Sonnenscheibe, fotografiert im UV-Licht (Credit: SOHO, NASA/ESA, 2002; große Version). Das Foto zeigt in dramatischer Weise unsere Sonne als höchst aktiven Stern! Im Licht der hochenergetischen Ultraviolettstrahlung (die unsere Haut bräunt) präsentiert sich die Sonne strukturreich mit Sonnenflecken, die hier weiß erscheinen - optisch sind die Sonnenflecken schwarz (s.u. 'Modelle von der Sonne'). Der Betrachter kann geradezu sehen, wie das Sonnenplasma kocht! Auch die Granulation ist sichtbar, wenn auch nicht so kontrastreich wie in Hα-Filtern.
Die vorstehend beschriebenen Vorgänge in der solaren Magnetosphäre sorgen für gewaltige Plasmaauswürfe, die von der Sonnenoberfläche bis tief in den planetaren Raum eindringen. Der Bildrand entspricht etwa zwei Millionen Kilometer Entfernung von der Sonnenoberfläche. Die hier sichtbaren Filamente und herausgeschleuderten Gasblasen heißen koronale Massenausflüsse (engl. coronal mass ejection, CME). Erreichen sie die Erde, können der Funkverkehr empfindlich gestört oder sogar Satelliten beschädigt werden.
Als äußersten Randbereich der Korona geben Astronomen 20 Millionen Kilometer an, was schon 0.13 AU entspricht. Die Randbereiche der Korona sind demnach schon relativ nahe an der Erde. Die Koronakondensationen sind helle Aktivitätsknoten in der Korona, die auch längerfristig, im Bereich von Wochen, stabil sein können. Im Bereich optischer Strahlung ist die Korona dreigeteilt:

• Die K-Korona weist ein Kontinuum (daher K) auf, was durch Streuung von photosphärischen Photonen an heißen, koronalen Elektronen hervorgerufen wird.
• Die F-Korona zeigt die berühmten Fraunhoferschen Linien (daher F), Absorptionslinien, die zur Entdeckung eines neuen Elements führten: Helium (grch. helios: Sonne), das erst später auf der Erde nachgewiesen wurde. Die Linien bleiben scharf, weil die Streuung in der F-Korona an langsamen Staubteilchen stattfindet.
• Die L-Korona macht nur 1% der koronalen Gesamtstrahlung aus und besteht aus einigen wenigen Emissionslinien, besonders von Eisen und Kalzium. Dies ist der eigentliche 'Fingerabdruck' der Koronastrahlung bzw. Koronamaterie.

physikalische Daten der Sonne

• Masse: M_sol = 1.989 × 10³⁰ kg. Diese Größe definiert eine fundamentale Massenskala in der Astrophysik, die Sonnenmasse.
• Sonnenradius: R_sol = 6.96 × 10⁵ km
• Sonnenoberfläche: 6.09 × 10¹⁸ m²
• Sonnenvolumen: 1.41 × 10²⁷ m³
• Solarkonstante (solare Strahlungsflussdichte, integriert über sämtliche Frequenzen): S = 1.37 kW m^-2
• Leuchtkraft (Produkt aus Solarkonstante und Sonnenoberfläche; folgt aber auch aus Sonnenradius und Effektivtemperatur): L_sol = 3.853 × 10²⁶ W = 3.853 × 10³³ erg/s
• Röntgenleuchtkraft: 4.7 × 10²⁷ erg/s (im Maximum), 2.7 × 10²⁶ erg/s (im Minimum)
• mittlere Gasdichte (Quotient aus Sonnenmasse und Sonnenvolumen): 1.408 g cm^-3
• Effektivtemperatur (Sonne als Planck-Strahler, T⁴-Gesetz): T_eff = 5780 K
• Spektraltyp (geht aus der Oberflächentemperatur hervor): G2V, ein gelber Zwerg
• scheinbare visuelle Helligkeit: m_V = -26.7^mag
• absolute visuelle Helligkeit: M_V = 4.87^mag
• Schwerebeschleunigung an der Oberfläche: g_sol = 274.0 m/s² = 27.93 g (g: mittlere Erdbeschleunigung)
• zeitlich und räumlich stark variables Magnetfeld mit 10^-4 T mittlerer Stärke und 1 T starken, lokalen Spitzen!
• mittlere Fluchtgeschwindigkeit an der Oberfläche: v_esc = 617.7 km s^-1
• siderische Rotationszeit an mittleren Breiten: 2.1928 × 10⁶ s = 23.38 d (differenzielle Rotation)
• Inklination der solaren Äquatorebene gegen die Ekliptik: 7 Grad 15 Minuten
• mittlere Entfernung der Sonne zur Erde: 149.597870 × 10⁶ km = 1 AU. Die Astronomische Einheit AU ist eine fundamentale Längeneinheit bei Größenskalen des Sonnensystems.
• Metallizität (Metallhäufigkeit relativ zu Nichtmetallen): 2%

(Datenquellen: Schülerduden Astronomie, Stand 1989 und berechnet; L_X aus Peres et al. ApJ 528, 537, 2000)

Sternentwicklung der Sonne

Die Entwicklung im Hertzsprung-Russell-Diagramm (HRD) für Sterne von einer bis etwa drei Sonnenmassen, also auch der Sonne, gestaltet sich folgendermaßen:
Die Sonne ging aus einem Protostern hervor, der sich in der Kontraktionsphase noch rechts von seiner Hayashi-Linie (parametrisiert durch Masse und chemische Zusammensetzung) befand. Die Kontraktion endet mit der vollständigen Ionisation des Sterngases: der Stern geht über ins hydrostatische Gleichgewicht. In diesem Gleichgewichtszustand gleichen sich die Kräfte im Stern, wie Gravitation, Gasdruck, Strahlungsdruck und auch Zentrifugalkraft, in jedem Punkt aus. Dann läuft der Stern auf der thermischen Zeitskala (Kelvin-Helmholtz-Zeitskala) im HRD entlang seiner Hayashi-Linie nach unten, was mit einer Abnahme in Radius und deshalb auch Leuchtkraft (siehe Gleichung im Eintrag Effektivtemperatur) verbunden ist. Infolgedessen nimmt die Temperatur im Innern zu. Schließlich zündet bei Erreichen einer kritischen Temperatur die thermonukleare Fusion. Leuchtkraft und Temperatur steigen nun wieder an, so dass der Stern nach links oben im HRD wandert (nach links: Temperaturzunahme, nach oben: Leuchtkraftzunahme). Das Einsetzen des simpelsten Fusionsprozesses, dem Wasserstoffbrennen (Fachbegriff: pp-Kette) bei einer Million Grad (Deuterium, schwerer Wasserstoff, H-2) bzw. zehn Millionen Grad (leichtestes Wasserstoffisotop, H-1) Zündtemperatur, markiert gerade die Geburtslinie im HRD: das Erreichen der Hauptreihe. Der Stern ist dann ein Alter-Null-Hauptreihenstern (ZAMS Stern, englisches Akronym für Zero-Age-Main-Sequence star).
Die weitere Zeit (einige Milliarden Jahre!) auf der Hauptreihe ist von einer ruhigen Sternphase geprägt, was die Entwicklung von Leben sicherlich begünstigt hat. Im Innern wird ständig Wasserstoff zu Helium fusioniert, bis das Verhältnis von Brennstoff zu 'Asche' ungünstig wird. Dann schrumpft der Kern und wird heißer. Dies ist die Phase des Wasserstoffschalenbrennens, was mit einem Aufblähen der äußeren Sternschichten verbunden ist: Die Sonne ist nach etwa 11 Mrd. seit ihrer Entstehung zum Roten Riesen geworden. Im HRD bewegt sie sich nun horizontal (konstante Leuchtkraft) nach rechts. Deshalb wird die Sternoberfläche kühler, d.h. röter, was dieser Sternphase den Namen gab. Der horizontale Pfad im HRD reicht nur bis zum Erreichen der Hayashi-Linie der Sonne (rechts im HRD). Weiter geht es nicht, denn die Hayashi-Linie ist unüberwindbar: Bei weiterem Aufblähen wandert der Stern daher im HRD nach oben (Zunahme der Helligkeit bzw. Leuchtkraft). Hierbei bleibt wiederum die Oberflächentemperatur (Spektralklasse) fast konstant. Der schrumpfende Heliumkern wird immer heißer, bis bei 100 Millionen Kelvin Helium abrupt brennt (auch Triple-Alpha-Prozess genannt). Der Heliumkern aus entartetem Gas ist so dicht, dass Wärmeleitung der effizienteste Mechanismus zum Energietransfer nach außen ist: dieser Sternkern ist also nicht konvektiv. Die Temperatur steigt durch das Brennen weiter, ohne damit verbundene Ausdehnung des Kerns. Das ist gerade das Wesen der Entartung. Doch bei zu hoher Temperatur hört die Gasentartung auf und der Heliumkern expandiert explosionsartig (so genannter Helium Flash). Kurzzeitig sackt der Stern auf seinem Pfad im HRD nach links unten ab. Weil die massive Sternhülle die Explosion abfangen kann, bleibt der Stern als Ganzes stabil. Im Kern befindet sich nicht entartetes Gas aus Kohlenstoff, der 'Asche des Heliumbrennens.
Nun erreicht der Stern den horizontalen Riesenast im HRD, auf dem er (evt. nach mehreren solcher Zirkulationen) verglichen mit dem Aufenthalt auf der Hauptreihe kurz verweilt.
Nach dem Heliumbrennen im Kern, setzt das Zwei-Schalen-Brennen ein, bei dem sich zwei Brennphasen abwechseln: in weiter äußeren, d.h. kühleren Schichten, verbrennt Wasserstoff; in einer weiter innen liegenden Schichten verbrennt Helium. Diese Brennphasen sind jedoch äußerst instabil, was in einem Massenverlust mündet: der Riesenstern wirft große Mengen an Sternmaterie aus. Diese heftigen Sternwinde bilden den Planetarischen Nebel in der Umgebung des Sterns. Wiederum bläht sich das Äußere der Sonne enorm auf. In dieser Phase bewegt sich die Sonne auf dem Asymptotischen Riesenast (engl. Asymptotic Giant Branch, kurz AGB) im HRD. Die hier vorherrschenden komplizierten und instabilen Brennphasen bewirken schleifenförmige Pfade im HRD (loops), weil der Stern sich abwechselnd aufbläht und wieder kontrahiert. In der Post-AGB-Phase fehlt infolge des Materialverlustes und des Schalenbrennens der Gasdruck: der Stern schrumpft und bewegt sich steil im HRD nach unten. Die Sonne bzw. Sterne ähnlicher Masse verlieren dann sämtliche Hüllen und übrig bleibt noch der Kohlenstoffkern, der ein kompaktes Objekt von Erdgröße formt: einen Weißen Zwerg (genauer im Fall der Sonne: CO-Weißer Zwerg). Diese Relikte massearmer Sterne bevölkern die Zentren Planetarischer Nebel und auch Kugelsternhaufen. Sie werden nur durch den Entartungsdruck der Elektronen stabilisiert (Details unter Chandrasekhar-Masse). Weiße Zwerge sind an der Oberfläche sehr heiß, etwa einige zehntausend Kelvin. Als Zwerge sind sie aber nur sehr kleine Objekte und befinden sich daher links unten im HRD (links: hohe Effektivtemperatur, unten: geringe Leuchtkraft). Weiße Zwerge kühlen langsam auf der Zeitskala von einigen Milliarden Jahren aus und enden dann als dunkles, baryonisches Objekt, als Schwarzer Zwerg. Als solche tragen sie zur baryonischen Komponente der Dunklen Materie bei.

Die Sonne befindet sich stellarevolutionär gesehen in ihrer aktuellen Phase auf der Hauptreihe, auf der sie noch einige Milliarden Jahre verweilen wird. Dann schließt sich das Stadium des Roten Riesen an. Der zentrale thermonukleare Fusionsprozess ist die pp-Kette, während der CNO-Zyklus nur eine marginale Rolle (Anteil von 3% an Heliumproduktion) spielt. In etwa fünf Milliarden Jahren, wenn der Wasserstoff für die Fusionsprozesse im Innern erschöpft ist, wird die Sonne ihre äußeren Hüllen abstoßen und als stabile Endkonfiguration einen Weißen Zwerg von etwa einer halben Sonnenmasse übrig lassen, der in einen farbenprächtigen Planetarischen Nebel eingebettet ist. Spätestens dann sind die sonnigen Tage in unserem Sonnensystem gezählt...

Modelle von der Sonne

Die theoretische Sonnenphysik gliedert sich im Wesentlichen in zwei Domänen: die innere Sonne wird mit den Methoden der radiativen Hydrodynamik in drei Raumdimensionen beschrieben und liefert gute Erklärungen und Prognosen für den Strahlungstransport von innen nach außen sowie die Konvektion/Granulation. Die Oberfläche der Sonne kann bestens mit der solaren Magnetohydrodynamik in drei Raumdimensionen beschrieben werden. Hier wird das solare Magnetfeld wichtig, dessen Morphologie und Dynamik viele Phänomene wie Sonnenflecken, Protuberanzen (Materieauswürfe), Flares, dunkle, kühle Filamente, Fackeln, Loops (Bögen), Surges (Spritzer) und Sprays erklärt.
Das solare Magnetfeld ist zwar lokal chaotisch, weil es an die Plasmabewegung koppelt, weist jedoch global eine Gestalt auf, die in einem Zyklus von 22 Jahren (ohne Berücksichtigung der Polarität die halbe Periode: 11 Jahre) periodisch ist.
In der MHD beschreibt man die Sonnenflecken dadurch, dass magnetische Flussröhren (engl. flux tubes) des Plasmas die Photosphäre durchstoßen. An den Durchstoßpunkten entstehen gerade die Sonnenflecken. Diese Gebilde unterteilt man in eine zentrale dunkle Region, die Umbra, und eine periphere Region, die Penumbra. Der Sonnenfleck ist signifikant kühler als die Umgebung und erscheint daher als dunkler Fleck. Die Beobachtung dieser Flecken über einige Stunden belegt sehr eindrucksvoll die differenzielle Rotation der Sonne: die Rotationsgeschwindigkeit ist am Äquator deutlich höher. Außerdem variiert die Fleckenzahl mit der Sonnenaktivität: viele Flecken heißt hohe Aktivität und bestätigt den 11jährigen Sonnenzyklus.

Sonnenwind & Polarlichter

Auch die heftige Teilchenemission der Sonne, der Sonnenwind, wird durch magnetohydrodynamische Wellen (torsional Alfvén wave train, TAWT) erklärt, die aus der Sonnenoberfläche hinausbewegen und dabei Sonnenplasma mitreißen. Dabei entstehen typische, bogenförmige Strukturen (loops), die schließlich zerplatzen und das Plasma an das interplanetare Medium freigeben. Aber auch die weniger stark gebundenen koronalen Teilchen diffundieren in den interplanetaren Raum hinaus. Ist die kinetische Energie der Partikel groß genug, können sie sogar bis zur Erde gelangen. Von der irdischen Magnetosphäre werden sie dann eingefangen und rufen die farbenfrohen Polarlichter hervor. Dies geschieht bevorzugt an den magnetischen (nicht geographischen!) Erdpolen, weil dort das dipolartige Magnetfeld in Trichterform die geladenen Teilchen nicht abblocken kann.

Die Sonne als Röntgenstrahler

Die gemessene Röntgenemission der Sonne ist auf thermische Emission der Korona und Eruptionen sowie Bremsstrahlung zurückzuführen, die durch abgebremste Plasmateilchen (beispielsweise im solaren Magnetfeld) erzeugt wird.

exotische Teilchen von der Sonne?

Möglicherweise emittiert die Sonne eine exotische Form sehr leichter Teilchen: die hypothetischen Axionen. Einige Physiker nehmen an, dass sie durch Oszillationen aus Photonen erzeugt werden können (Primakoff-Effekt) und in irdischen Axion-Helioskopen nachweisbar seien. Für Nichtphysiker klingt Folgendes sicher schlimm: Die Axionen sind pseudoskalare Nambu-Goldstone-Bosonen, die die chirale Peccei-Quinn-Symmetrie brechen (Gebiet der Quantenchromodynamik). Es wäre von großer Wichtigkeit für die Teilchenphysik und Kosmologie zu wissen, ob dieser Primakoff-Effekt tatsächlich in der Natur stattfindet.

Eine Einteilung der Spektren von Sternen nach abnehmender Oberflächen- bzw. Effektivtemperatur, die auf der Harvard-Klassifikation beruht. Jeder Klasse ordnete man einen Buchstaben zu. Die heute international anerkannte Sequenz lautet seit etwa 1999:

O, B, A, F, G, K, M, L, T

was man sich mit dem Satz 'Oh, Be A Fine Girl, Kiss My Lips Tenderly.' (oder ähnlichen) merken kann. Mein Beitrag zu deutschen Merksätzen lautet: 'Ordentliche Bälle Aus Feurigem Gas Können Mehr Leuchten, Tja!'.

Achtung, das ist neu!

Die Sequenz OBAFGKMRNS ('Oh, Be A Fine Girl, Kiss Me Right Now, Smack!') ist nicht mehr gebräuchlich, weil RNS-Typen recht selten sind. Die Spektraltypen L und T haben sich durchgesetzt, weil seit den 1990er Jahren immer mehr Ultrakühle Zwergsterne (engl. ultra cool dwarfs, UCDs) entdeckt wurden. UCDs sind massearme Sterne, Braune Zwerge und jupiterartige Planeten.
Die einzelnen Klassen werden nochmals feiner durch die Abfolge der Ziffern 0, 1, 2, 3, 4, 5, 6, 7, 8, 9 unterteilt. So ist beispielsweise der Typ F5 exakt zwischen den Typen F0 und G0.

spektrale Eigenschaften der Spektraltypen

• O: dominante Linien ionisierten Heliums (HeII), Wasserstoff-Linien sind unterdrückt.
• B: Balmer-Serie des Wasserstoffs ist zunehmend, neutrales Helium (HeI) ist stark ausgeprägt, während HeII nicht vorhanden ist.
• A: dominante Wasserstoff-Linien und schwache Beiträge ionisierter Metalle, wie einfach ionisiertes Kalzium (CaII).
• F: ionisiertes Kalzium (CaII) wird stärker, wohingegen relative Stärken von Wasserstoff-Linien abnehmen.
• G: CaII ist besonders stark, Wasserstoff nimmt weiterhin ab, während nun auch viele neutrale Metalle auftauchen. Die Sonne hat einen Spektraltyp G2.
• K: Dies ist die Domäne der Metalllinien. Außerdem finden sich nun auch aufgrund signifikant tieferer Temperaturen Moleküllinien mit charakteristischen Bandenspektren (rotatorische und vibronale Freiheitsgrade).
• M: Die neutralen Metalllinien sind beobachtbar, wie beispielsweise Kalzium. Daneben gibt es Titanoxidbanden.
• L: Diese neue Klasse zeigt Liniensysteme von Metallhydriden (z.B. CrH, FeH). Daneben gibt es Anzeichen von neutralen Alkaliatomen wie Natrium (NaI), Kalium (KI), Rubidium (RbI), Cäsium (CsI), die im roten und nahinfraroten Bereich strahlen.
• T: T-Zwerge zeigen Banden des Wassermoleküls (H₂O) und Methan (CH₄). Diese 'kühlsten Typen' strahlen typischerweise im Infrarot, oberhalb Wellenlängen von einem Mikrometer (=Mikron).

Extrawürste

Im Prinzip reichen die Spektraltypen O bis M, weil 99% aller Sterne in diesem Bereich liegen. Die Sonderklassen R, N und S gelten für Riesensterne, so genannte AGB-Sterne. AGB ist ein englisches Akronym für asymptotic giant branch, also dem asymptotischen Riesenast, einem speziellen Bereich im Hertzsprung-Russell-Diagramm der Sterne. AGB-Sterne haben einen Heliumkern und um diesen Kern einen Mantel, in dem Wasserstoffbrennen abläuft (Schalenbrennen). Die AGB-Phase ist kurz und instabil. Deshalb sind RNS Typen recht selten und haben heute den Status von Sonderklassen.

Spektraltypen L und T

Die neuen Spektraltypen L und T wurden von Davy Kirkpatrick vom Caltech 1999 vorgeschlagen. Vom Temperaturbereich her liegen L-Zwerge im Bereich zwischen 2100 und 1300 Kelvin, während T-Zwerge sich daran von 1300 bis 800 Kelvin anschließen. Diese letztgenannte Temperatur von etwa 500 °C wird von jeder Kerzenflamme leicht überschritten! Bei diesem Vergleich gilt es jedoch zu beachten, dass für den Astronomen nicht nur die Temperatur, sondern auch die Größe der strahlenden Fläche von Belang ist. Beide Größen zusammen bestimmen den astronomisch wesentlichen Parameter Leuchtkraft (siehe Gleichung im Eintrag Effektivtemperatur).
Die Wolf-Rayet-Sterne erhalten bisweilen auch den Spektraltyp W, während die T Tauri-Sterne auch mit dem Spektraltyp T bezeichnet werden.

Wie berechne ich die Farbe eines Sterns?

Man kann diesen Spektraltypen eindeutig Sternfarben zuweisen, weil die Effektivtemperatur über das Planck-Gesetz (thermische Strahlung) bzw. das Wiensche Verschiebungsgesetz eine bestimmte Wellenlänge maximaler Intensität festlegt (siehe Gleichung rechts). So sind O-, B- und A-Sterne blau, F-Sterne blauweiß, G-Sterne weiß bis gelb (z.B. die Sonne), K-Sterne orange bis rot und alle Klassen darunter rot.

Anhängsel verraten Details

Man fügt an die Symbole für Spektralklasse und Dezimalzahl ein Suffix an, das Besonderheiten des Spektrums charakterisiert. Die Vereinbarung lautet:

• e weist auf Emissionslinien hin (engl. emission), häufig Wasserstofflinien (Lyman-, Balmer-Serie).
• f kennzeichnet ebenfalls Emissionslinien, aber diejenigen von Helium und Neon.
• k ist eine Abkürzung für die K-Linie und weist auf ausgeprägte, interstellare Spektrallinien von Kalzium hin.
• m als Abkürzung für metals, also starken Metalllinien. Dies ist erst - wie aus obiger Diskussion ersichtlich - ab Spektraltypen unterhalb von A zu erwarten.
• n als Abkürzung für nebulous (dt. nebulös) weist auf diffuse Spektrallinien hin. Dies ist die Folge einer hohen Rotation des Sterns.
• neb leitet sich von nebula (dt. Nebel) ab. Das Spektrum eines interstellaren Nebels ist also mit dem des Sterns vermischt.
• nn kennzeichnet noch diffusere Spektrallinien als n.
• pec kennzeichnet spektrale Besonderheiten (engl. pecularity).
• s weist auf scharfe (engl. sharp), d.h. enge Spektrallinien hin.
• v oder var (engl. variable) kennzeichnet ein variables Spektrum.
• wl für weak lines (dt. schwache Linien) weist auf einen metallarmen Stern hin.

Ein bekanntes Beispiel für diese Nomenklatur sind die Be-Sterne, also Sterne vom Spektraltyp B und starken Emissionslinien. Es handelt sich meist um periodisch auftretende Linien der Balmer-Serie von Wasserstoff.

Leuchtkraftklasse

Ein weiteres Suffix ist die Leuchtkraftklasse oder Yerkes-Leuchtkraftklassen. Sie wird als römische Ziffer angehängt.
Es gibt auch die alternative Vereinbarung, die diese Information durch lateinische Buchstaben als Präfixe symbolisiert. Hier lautet die Regelung:

• c für einen Überriesen (engl. supergiant),
• d für einen Zwerg (engl. dwarf),
• g für einen Riesen (engl. giant),
• sd oder SD für einen Unterzwerg (engl. subdwarf),
• w, wd oder D für einen Weißen Zwerg (engl. white dwarf).

So ist der Spektraltyp der Sonne G2V oder alternativ dG2, also ein Hauptreihenstern (V) bzw. ein (gelber) Zwerg (d) mit starken Spektrallinien ionisiertem Kalziums und einiger neutraler Metalle (G2).

S
A-Z

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© Andreas Müller, August 2007

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