Astronomisches Grundwissen 4: Die Sonne und andere Sterne

28. Januar 2013 von Markus Pössel in Astronomie

Dieser Blogbeitrag ist Teil einer zehnteiligen Serie, die astronomisches Grundwissen vermitteln soll. Alle Beiträge auf einen Blick:

  1. Nachthimmel, Lichtverschmutzung, Beobachtungen
  2. Bilder, Spektren, Einfluss der Atmosphäre, Entfernungen
  3. Unser Sonnensystem
  4. Die Sonne und andere Sterne
  5. Das Leben der Sterne
  6. Exoplaneten
  7. Die Milchstraße und andere Galaxien
  8. Kosmische Strahlung, Gravitationslinsen, großräumige Struktur
  9. Kosmische Expansion und Urknall
  10. Galaxienentwicklung, Dunkle Energie und Ausblick

    Näheres zu den Hintergründen dieser Artikelserie und dazu, was ich unter astronomischem Grundwissen verstehe, findet sich hier in Teil 1.


    Sterne

    Der uns nächste Stern ist die Sonne. Das Sonnenlicht, das uns erreicht, ist für den natürlichen wie für den menschengemachten Energiehaushalt auf der Erde von entscheidender Bedeutung: Pflanzen, Algen, Phytoplankton und Blaualgen machen sich Sonnenlicht durch die Fotosynthese direkt nutzbar; Tiere und andere Organismen nutzen wiederum die Pflanzen als Nahrung; aus totem Plankton, toten Pflanzen und Tieren wiederum sind vor Abermillionen Jahren die fossilen Brennstoffe entstanden, die wir heute nutzen. Wind entsteht, wenn sich unterschiedliche Erdregionen unterschiedlich stark erwärmen; Wasserkraft nutzt den Wasserkreislauf, der nur funktioniert, weil Wasser unter Sonneneinstrahlung verdampft.  Nur die Kernenergie und die Geothermie sind von der Sonne unabhängig.

    Sterne sind riesige, weitgehend kugelsymmetrische Gasbälle, die anfangs überwiegend aus Wasserstoff bestehen und deren Materie von der eigenen Schwerkraft zusammengehalten wird. Im Kern wird ein Stern dabei so heiß und sein Druck so hoch, dass es zur Kernfusion kommt: Wasserstoffatomkerne (einzelne Protonen) verschmelzen zu Helium-4 (zwei Protonen, zwei Neutronen). Dabei wird Energie freigesetzt, die der Stern nach außen in Form von Licht und anderen Varianten elektromagnetischer Strahlung abstrahlt. (Für Leser, die Skrupel haben, solche in Atomkerne und Elektronen zerlegte Materie, also ein Plasma, als Gas zu bezeichnen - die Astronomen sehen diese Begriffsverwendung recht gelassen.)

    altDirekt aus dem Sonneninneren erreichen uns Elementarteilchen, sogenannte Neutrinos, die bei den Kernreaktionen entstehen und die Sonne danach ungehindert durchqueren - und nicht nur die Sonne, sondern leider auch die meisten Detektormaterialien, weswegen sie nur in riesigen Detektoren überhaupt nachzuweisen sind. Das Bild leigt zeigt das Innere des 1996 fertiggestellten Neutrinodetektors Super-Kamiokande in Japan (Bild ©Kamioka observatory, ICRR [Institute for Cosmic Ray Research], The University of Tokyo). An den Wänden sind einige der mehr als 10.000 Lichtdetektoren zu sehen. Der Hohlraum wird für den Betrieb mit 50.000 Tonnen hochreinen Wassers gefüllt; im Bild ist der Wasserspiegel niedrig, und die Wissenschaftler in ihrem Schlauchboot überprüfen wahrscheinlich gerade einige Lichtdetektoren. Ganz, ganz selten stoßen Neutrinos auf die Wassermoleküle, setzen dabei geladene Teilchen frei und die wiederum hinterlassen im Wasser ein leichtes Leuchten, welches die Detektoren auffangen können.

    Aber zurück zum Rest der bei der Kernfusion freigesetzten Energie. Die wandert dabei bei einem Stern wie unserer Sonne zunächst in Form von Strahlung nach außen. Im äußeren Drittel der Sonne ist dann die Konvektion entscheidend dafür, die Energie weiter an die Oberfläche zu bringen - Konvektion bezeichnet dabei die Umwälzung von Materie. Man denke an einen brodelnden Kochtopf, in dem andauernd Wasser nach oben steigt um an anderen Stellen wieder herabzusinken. Bis die Energie die Photosphäre genannte, weit außen liegende Schicht erreicht hat, von der es dann weitgehend ungestört in die Tiefen des Raumes reist, vergehen gut und gerne einige Dutzend Millionen Jahre.

    Die Photosphäre strahlt ihr Licht und weitere Sorten elektromagnetischer Strahlung als sogenannte thermische Strahlung ab, soll heißen: die Strahlungsenergie ist auf die verschiedenen Wellenlängen ähnlich verteilt wie bei einem idealisierten heißen Körper ("Schwarzkörper"). Um so zu strahlen wie die Sonne, müsste der betreffende Körper knapp 5800 Kelvin (rund 5500 Grad Celsius) heiß sein. Dass derart heiße Körper gehörig sichtbares Licht ausstrahlen, kennen wir aus dem Alltag: Die Temperatur des Glühdrahts einer Glühlampe liegt typischerweise zwischen 2000 und 3000 Kelvin.

    Sonnenaktivität

    Dass Sterne unruhige Gebilde sein können, kann man bei fernen Sternen indirekt erschließen, bei unserer Sonne sogar direkt beobachten.

    altBeobachtet man die Sonnenoberfläche mit einem geeigneten Fernrohr, kann man darauf eventuell dunklere Flecken, sogenannte Sonnenflecken ausfindig machen. Das sind Regionen, in denen die Photosphäre kühler ist und daher weniger abstrahlt. In der Nähe von Sonnenflecken können auch noch kleinere hellere Gebilde auftreten, sogenannte Fackeln.

    Die Sonnenflecken hängen mit dem Magnetfeld der Sonne zusammen und dürften eine Art "Magnetfeldröhren" sein, deren eine Schleife durch die Sonnenoberfläche bricht. Daher kommen Sonnenflecken auch häufig paarweise vor (Austritts- und Eintrittspunkt der Röhre). Die Aufnahme hier rechts stammt vom Solar Dynamics Observatory der NASA, einem weltraumgestützten Sonnenteleskop (Aufnahme vom 22.5.2012; Bild: NASA/SDO und die AIA, EVE, und HMI Science Teams); zumindest in der hier gezeigten verkleinerten Form sieht das Bild aber gar nicht so sehr anders aus, als mit einem geeignet ausgerüsteten Teleskop beobachtet.

    Erwähnte ich, dass zum astronomischen Allgemeinwissen auch gehört, dass man die Sonne nur beobachten sollte, wenn man genau weiß, was man tut? Sonnenfinsternisbrillen für Beobachtungen mit dem bloßen Auge; sicher angebrachte Filterfolien (der richtigen Art!) vor Fernrohr oder Feldstecher: Bei all dem gibt es keinen Spielraum für Experimente, sonst droht im schlimmsten Falle Erblindung. Am besten vorher jemand fragen, der sich damit auskennt!

    Aber zurück zur Sonne als Himmelskörper: Materie, die entlang der Magnetfeldröhren läuft, kann dabei deutlich sichtbare helle Schleifen bilden, die über der Sonnenoberfläche aufragen: Protuberanzen, die entweder relativ ruhig über der Sonne stehen bleiben oder binnen Stunden (oder gar nur Minuten) dazu führen, dass große Mengen elektrisch geladener Teilchen ("Plasma") ins All geschleudert werden. Hintergrund solcher Auswürfe oder Eruptionen ist, dass Magnetfeldröhren sich "kurzschließen"; besonders heftige Versionen heißen koronaler Massenauswurf, manchmal auch Sonnensturm genannt. Leuchterscheinungen auf der Sonnenoberfläche, die mit den Auswürfen zusammenzuhängen scheinen, heißen Flares.

    Hier ist jedenfalls eine beeindruckende Protuberanz samt Materieauswurf, die das schon erwähnte Solar Dynamics Observatory der NASA am 16. April 2012 im extremen UV-Licht aufgenommen hat. Das Video zeigt im Zeitraffer, was in Wirklichkeit rund 4 Stunden gedauert hat:

    Ach ja, noch etwas. Die Erde ist im Vergleich zu dem, was der eingebettete Film zeigt, in etwa so groß wie dieser blaue Punkt hier: alt

    altDie äußersten Schichten der Sonne bestehen aus zum Teil extrem heißen, aber auch extrem dünnen Plasma. Die zeitweise äußerst unregelmäßig geformte Korona ist bei einer Sonnenfinsternis zu sehen, wenn der Mond die Sonnenscheibe von der Erde aus gesehen verdeckt. Die Abbildung links stammt vom High Altitude Observatory und vom Rhodes College und wurde am 11. Juli 1991 von Hawaii aus aufgenommen. Auch ohne Sonnensturm fliegen aus diesen äußeren Regionen kontinuierlich geladene Teilchen ins All; diese Teilchen, vornehmlich Protonen und Elektronen, bilden den Sonnenwind.

    Ob Sonnenwind, Sonnensturm oder andere Sorten kosmischer Teilchenstrahlung: Wenn geladene Teilchen unsere Erde erreichen, werden sie überwiegend entlang des Erdmagnetfeldes abgelenkt. Unser Magnetfeld fungiert so als kosmischer Schutzschild. In den Polregionen treffen die Teilchen dann auf die Moleküle der Erdatmosphäre und rufen eine ausnehmend hübsche Leuchterscheinung hervor: das Polarlicht (spezifischer auch: Nordlicht oder Südlicht). Hier ein Nordlicht über Alaska (Bild: J. Strang, US Air Force):

    alt

    Geladene Teilchen in größerer Menge, wie bei einem koronalen Massenauswurf, können weit weniger angenehme Folgen haben. Wenn sie die Erde erreichen und auf das Erdmagnetfeld treffen, können sie Satelliten in der Erdumlaufbahn beschädigen und, wenn es zu starken Schwankungen des Erdmagnetfelds kommt, die in Teilen unseres Stromversorgungsnetzes starke elektrische Ströme hervorrufen und so zu beträchtlichen Störungen führen können, in extremen Fällen sogar zum Zusammenbruch der Stromversorgung in der betroffenen Region.

    Die Sonnenaktivität, vom Werden und Vergehen der Sonnenflecken bis zu Protuberanzen und Massenauswürfen, ist nicht immer gleich stark. Besonders ist ein auffälliger Zyklus von 11 Jahren, in dem die Sonnenaktivität (z.B. die Häufigkeit des Auftretens von Sonnenflecken) zu- und wieder abnimmt. Von Seiten derer, die am Zusammenhang zwischen menschlichen Aktivitäten und globaler Erwärmung zweifeln, zuletzt von Fritz Vahrenholt, ist der Aktivitätszyklus der Sonne als wesentlicher Grund für den globalen Klimawandeln angeführt worden. Das scheint aber bei genauerer Untersuchung aber nicht zu stimmen.

    Vom Aussehen der Sterne

    altVon der Erde aus gesehen sind Sterne soweit entfernt, dass sie mit wenigen Ausnahmen die gleichen Eigenschaften haben wie Lichtpunkte. Eine der ganz wenigen Ausnahmen ist der rote Riesenstern Beteigeuze, siehe rechts (Bild: ESO), der mit dem Very Large Telescope gesehen tatsächlich etwas (unregelmäßige) Struktur zeigt, nämlich eine gigantische Gaswolke größer als unser Sonnensystem, die der Stern ausgestoßen hat.

    Wenn man sonst auf astronomischen Aufnahmen "Sternstruktur" sieht, sprich: die Sterne erscheinen als Scheibchen, die helleren Sterne mit einem Kreuz daran, dann ist das keine Abbildung von Sterneigenschaften, sondern es sind Artefakte der Beobachtung. Jedes Teleskop zeigt eine Punktquelle als Scheibchen; je kleiner das Teleskop, desto größer das sogenannte Beugungscheibchen; je heller der Stern, desto größer das Scheibchen (da dann auch schwachere Außenregionen des Beugungsscheibchens sichtbar werden). In dieser Aufnahme des Weltraumteleskops Hubble (Bild: NASA/ESA/Hubble Heritage [STScI/AURA]-ESA/Hubble Collaboration) ist das schön zu sehen.

    alt

    Die Kreuze sind eine ganz ähnliche Sorte von Artefakt. Sie rühren daher, dass im Strahlengang des Teleskops vier Halterungen vorhanden sind, die den für den Lichtweg wichtigen Sekundärspiegel halten. Diese vier Halterungen führen zu dem entsprechenden Kreuz mit seinen vier Zacken. Auf diesem Bild hier ist das 70 cm-Teleskop des Max-Planck-Instituts für Astronomie zu sehen (eigenes Bild):

    alt

    altAm oberen Ende ist das erwähnte Kreuz mit vier Zacken; in der Abbildung rechts ist es noch deutlicher zu sehen. In dem zylinderförmigen Gebilde darunter verbirgt sich der Sekundärspiegel. Hat die Halterung drei Stege, ergibt sich auf den astronomischen Aufnahmen ein sechszackiges Muster.

    Exkurs: Die Namen astronomischer Objekte

    Beteigeuze, Aldebaran, Deneb, Canopus - das sind Namen mit Klang. Doch solche Eigennamen, die zumeist arabischen Ursprungs sind, tragen nur die etwa hundert hellsten Sterne. Bei den nächsthelleren Sternen beginnt bereits die astronomische Praxis, Objekte nicht mit Eigennamen, sondern über Katalogeinträge zu identifizieren.

    Recht alt ist dabei der Katalog des Astronomen Johann Bayer, der erstmals 1603 veröffentlichte wurde. Dort sind die Sterne nach Sternbildern geordnet; innerhalb jedes Sternbildes vergab Bayer in etwa in der Reihenfolge absteigender Helligkeit griechische Buchstaben; nach Ende des griechischen Alphabets dann kleine lateinische Buchstaben. α Tau beispielsweise, gesprochen "Alpha Tauri" ist Aldebaran, der hellste Stern im Sternbild Stier, lat. Taurus, Genitiv Tauri.

    Spätere Kataloge machen es denjenigen von uns, denen lateinische Genitive nicht so geläufig sind, deutlich einfacher. Mit ihrer Hilfe werden Sterne mit einer Abkürzung des Katalogs plus der Nummer bezeichnet, die der Stern in dem betreffenden Katalog hat. Beispiele sind HD 8890, eine Alternativbezeichnung für den Polarstern, wobei HD für den Henry-Draper-Katalog steht. Nicht allzu weit entfernte Sterne finden sich zum Beispiel im Gliese-Katalog Gl oder in seiner Erweiterung, dem Gliese-Jahreiß-Katalog GJ (wobei GJ manchmal für beide Kataloge verwendet wird). Erwähnenswert sind noch der Hipparcos- und der Tycho-Katalog der ESA-Satellitenmission Hipparcos, die Sternörter mit deutlich größerer Genauigkeit vermessen hat als je zuvor.

    Bei Objekten wie Nebeln und Galaxien - zu beiden Klassen später mehr - dürfte am bekanntesten der Messier-Katalog sein. Messier 31 oder M 31 ist beispielsweise die Andromedagalaxie, die uns nächste Spiralgalaxie. Eigentlich hatte der französische Astronom Charles Messier diesen Katalog mit knapp über 100 Einträgen im 18. Jahrhundert nur aufgestellt, um bei der Suche nach neuen Kometen nicht immer auf die gleichen kometenähnlichen Nebelfleckchen hereinzufallen. Absichtsvoller wurden Ende des 19. Jahrhunderts dann schon der New General Catalogue und seine Erweiterung zum Index Catalogues erstellt. Die Sternentstehungsregion NGC 3603 werden wir in einem späteren Beitrag noch sehen; IC 434 ist der rötlich leuchtende Nebel, vor dem sich die Silhouette des bekanntes Pferdekopfnebels zeigt.

    Katalogabkürzungen, Zahlen, gerade bei entfernteren Objekten auch Zahlenkombinationen, die Informationen über die Lage des Objekts am Himmel enthalten; oft bis zu einem Dutzend alternativer Bezeichnungen für das gleiche Objekt - das alles muss man nicht im Detail kennen. Im Zweifelsfalle kann man immer noch in der SIMBAD-Datenbank nachschlagen, um welches Objekt es sich handelt. Dass eine Buchstaben-Zahlen-Kombination oft die astronomische Version einer Objektbezeichnung ist, gehört auf alle Fälle zur Allgemeinbildung.

    Im Gegensatz zu Sternen und Galaxien bekommen bestimmte astronomische Objekte auch heute noch Eigennamen. Das sind zum einen die Asteroiden, von denen jedes Jahr neue entdeckt werden - in jüngerer Zeit im Rahmen systematischer Durchmusterungen ganz beachtliche Mengen. Zum Vergleich: Alleine in der letzten Runde der Asteroidensuche mit Schülern, die das Haus der Astronomie mit betreut, haben die Schüler in Daten des Pan-STARRS-Teleskops 244 neue Asteroiden entdeckt. Die Beobachtungen wurden an das Kleinplanetenzentrum der Internationalen Astronomischen Union, das Minor Planet Center gemeldet. Die 16 der Asteroiden, die in den Folgetagen noch einmal beobachtet werden konnten, erhielten eine provisorische Kennung wie z.B. 2012 VA78.

    Liegen genügend Daten vor, um die Bahn sicher zu bestimmen - das kann allerdings Jahre dauern - bekommt der Asteroid eine Nummer; dann kann der Entdecker einen Namen für das Objekt vorschlagen, über den von einer Kommission der Internationalen Astronomischen Union entschieden wird. Wenn heute noch Himmelskörper zu Ehren lebender oder verstorbener Personen, oder zu Ehren von Institutionen benannt werden, sind das üblicherweise Asteroiden. Nach Jakob Staude, einem der Kollegen, der diese Blogartikelserie freundlicherweise kritisch gegengelesen hat, ist beispielsweise der Asteroid (18359) Jakobstaude benannt.

    Kometen dagegen werden mit wenigen historischen Ausnahmen jeweils nach ihrem Entdecker benannt.

    Für Sterne kann man dagegen keine Namen vorschlagen. Wenn irgendwo angeboten wird, einen Stern zu kaufen, zu verschenken oder zu benennen, dann ist das im besten Falle eine symbolische Geste zugunsten z.B. eines Planetariums oder einer Volkssternwarte, die dann ehrlicherweise dazu sagen werden, dass man den Stern damit nicht tatsächlich gekauft oder benannt hat. Im Falle kommerzieller Anbieter, die vorgeben, solch eine Sternbenennung habe eine weitergehende oder gar allgemein anerkannte Bedeutung, ist es schlicht Nepp und Betrug.

    Weiter geht es mit Teil 5: Das Leben der Sterne

     


    Ich danke Carolin Liefke und Jakob Staude für hilfreiche Anmerkungen zu diesem Text.

     


    4 Kommentare zu “Astronomisches Grundwissen 4: Die Sonne und andere Sterne”

    1. Martin Holzherr Antworten | Permalink

      AstroWissen: Fast zu perfekt und abgerun

      Kompliment für diese gut ausgearbeitete Fortbildung in astronomischem Grundwissen. Für einen Blog scheint sie mir fast zu abgerundet und ich vermisse Material, das es einem Astro-Journalisten oder auch einem interessierten Laien ermöglichen würde, zum Beispiel Teleskope miteinander zu vergleichen und abzuschätzen was neue Teleskope für eine Verbesserung bringen und wo die Grenzen liegen. Hier ein unsortierter kleiner Katalog von solchen unbeantworteten Fragen in einer Art, die gerade meine Unkenntnis dokumentieren:
      - Stören die Artefakte durch die Halterungen der Sekundärspiegel die Beobachtung (z.B. Erschwernis ein Doppelsternsystem zu erkennen), gibt es alternative Halterungen und wäre ein Weltraumteleskop, das den Sekundärspiegel "schwebend" haltert (z.B. magnetische Lagerung), optisch ein Vorteil.
      - Hat eine möglichst grosse Basislänge in der Radiointerferometrie nur Vorteile indem sie die Auflösung erhöht oder muss man für die Radiointerferometrie auch möglichst grosse Radioteleskope einsetzen damit man auch radioschwache Objekte gut auflösen kann. Ist ein Einzelradioteleskop "lichtstärker" als zwei interferometrisch gekoppelte?
      - Wo sind die Probleme der optischen Interferometrie und wie weit können optische Teleskope auseinanderstehen und noch optische Interferometrie erlauben
      - Sind Abbildungen mit CCD-Aufnahmegeräten einer direkten visuellen Betrachtung oder einer Aufnahme auf Film grundsätzlich überleben.
      - Sind Einzelphotonendetektoren heute oder in der Zukunft von Bedeutung in der optischen Teleskopie (also nicht Magic oder Superkamiokande)
      - Ist die adaptive Optik bei optischen Teleskopen erst ab einer bestimmten Grösse des Teleskops sinnvoll (physikalisch gesehen) oder lässt sie sich erst ab einer bestimmten Grösse kostenmässig rechtfertigen
      - Ist ein Teleskop mit doppelt so grosser Spiegelfläche doppelt so gut was die Lichtstärke und die Auflösung angeht (?) und wo liegen die Schwierigkeiten bei der "Vergrösserung" von Teleskopen
      - Warum gibt es noch keine modularen Teleskope mit vielen Gleichteilen, eine Art Legosystem das vom Amateur bis zum Grossteleskopsystem eingesetzt werden könnte. Oder ist dies aus prinzipiellen Gründen nicht sinnvoll oder möglich?
      - Welche Optionen gibt es für Neutrinoteleskope neben den jetzt verfolgten.
      - Welche Rolle spielen Polarisationsmessungen in der Teleskopie

      In diesem unsortierten Fragenkatalog gibt es zwei Kategorien
      1) Grundsätzliche Fragen zur Abbildung von astronomischen Objekten
      2) Fragen zum Vergleich von Teleskopen und zur Abschätzung ihrer Leistungsfähigkeit

      Zu 2) wäre vielleicht eine kleine Sammlung von (Faust-) Formeln hilfreich.

      Auf jeden Fall möchte ich mich beim Autor bedanken für den Überblick. Sein grösster Wert hat diese Serie wohl im Aufdecken und der Behebung von Wissenslücken im Grundwissen von Astronomie- oder Wissenschaftsinteressierten.

    2. Markus Pössel Antworten | Permalink

      @Klaus Deistung

      Eine solche Grafik ist mir für interessante Infrarotquellen (die Sterne in der verlinkten Grafik strahlen ja auch im Infraroten) nicht bekannt. Das wäre aber sicher eine gute Idee, und vielleicht schwirrt so etwas dort draußen im Netz ja auch schon herum.

    3. Markus Pössel Antworten | Permalink

      @Martin Holzherr

      Danke für die Rückmeldung; die Teleskopfragen sind sehr interessant, hätten aber in dieser Grundwissen-Serie den Rahmen gesprengt. Ich gehe da aber gerne in einem zukünftigen Beitrag noch weiter in die Tiefe!

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