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definition - Sonnenbrand

definition of Wikipedia

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synonyms - Sonnenbrand

see also - Sonnenbrand

Brand (n.m.)

brandig

Sonne (n.f.)

Solar-..., Sonnen-

Sonnenbrand (n.m.)

bräunen, sonnen

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phrases

-Adam Brand • Adolf Brand • Adolf von Brand • Andreas Brand • BSV 90 Brand-Erbisdorf • Benno Friedrich Brand von Lindau • Brand (Aachen) • Brand (Abzeichen) • Brand (Begriffsklärung) • Brand (Eckental) • Brand (Familienname) • Brand (Hilders) • Brand (Oberpfalz) • Brand (Sächsische Schweiz) • Brand (Vorarlberg) • Brand (Zeitschrift) • Brand (Zwickau) • Brand Community • Brand Flooding • Brand Highway • Brand New • Brand New Demon • Brand New Heavies • Brand Nubian • Brand Werft • Brand X • Brand eins • Brand im Iroquois Theater • Brand im Vinzenzheim in Egg 2008 • Brand in Thessaloniki 1917 • Brand in der Lüneburger Heide • Brand von Moskau • Brand von Washington • Brand- und Katastrophenschutz in Thüringen • Brand-Erbisdorf • Brand-Knabenkraut • Brand-Laaben • Brand-Nagelberg • Brand’s Haide • Bundestagswahlkreis Freiberg – Brand-Erbisdorf – Flöha – Marienberg • Charles Amarin Brand • Christian Brand • Christian Brand (Fußballspieler) • Christian Brand (Manager) • Christianna Brand • Dionne Brand • Dirk Brand • Elton Brand • Erland Brand • Esther Brand • Extreme Championship Wrestling (Brand) • Feuerwalze (Brand) • Friedrich August Brand • Gail Brand • Glen Brand • Großer Brand • Großer Brand Roms • Großer Brand von Chicago • Großer Brand von London • Gugel von Brand und Diepoltsdorf • Hamburger Brand • Hans Brand • Hans-Ulrich Brand • Harald Brand • Hein Brand • Heiner Brand • Heinrich Brand • Hennig Brand • Henry Brand, 1. Viscount Hampden • Hoher Brand • Ilona Brand • Ingrid Brand-Hückstädt • Jakob Brand • Jochen Brand • Joel Brand • Johann Christian Brand • Johannes Henricus Brand • Klaus Brand • Kloster Neunkirchen am Brand • Kreis Brand-Erbisdorf • Kurt Brand • Landkreis Brand-Erbisdorf • Langenau (Brand-Erbisdorf) • Liste der Orte namens Brand • Liste von Brand- und Explosionskatastrophen • Maria Brand • Martin Brand • Max Brand • Max Brand (Komponist) • Michael Brand • Moritz Brand • Myles Brand • Neunkirchen am Brand • Neville Brand • Nonnosus Brand • Olivier Brand • Paul von Brand • Peter Wilhelm Brand • Rolf Brand • Russell Brand • Schloss Brand • Silvia Brand • St. Michaelis (Brand-Erbisdorf) • Steffen Brand • Ulrich Brand • Vance DeVoe Brand • Walter Brand • Werner Brand • Windscale-Brand • Zollner vom Brand

-Am Ende der Sonne • Bergische Sonne • Bergwerk Goldene Sonne • Bruder Sonne, Schwester Mond • Brüder, zur Sonne, zur Freiheit • Capri-Sonne • Code-Sonne • Das Böse unter der Sonne • Das Böse unter der Sonne (1982) • Das Böse unter der Sonne (Roman) • Das Reich der Sonne • Das Vogelmädchen und der Mann, der der Sonne folgte • Der Sonne entgegen • Der Weg von Sonne und Wind • Die Sonne im Gesicht • Die Sonne und der Wind • Die Sonne, die uns täuscht • Die Wiege der Sonne • Die goldenen Äpfel der Sonne • Die klare Sonne bringt's an den Tag • Django - Unbarmherzig wie die Sonne • Django – Unbarmherzig wie die Sonne • Duell in der Sonne • Ein Fleck in der Sonne • Ein Platz an der Sonne • Ein Platz an der Sonne (Begriffsklärung) • Flieger, grüß mir die Sonne • Gasthaus Sonne (Lauffen am Neckar) • Gasthaus zur Sonne (Böckingen) • Gasthaus zur Sonne (Heilbronn) • Gib mir Sonne • Glut der Sonne • Haus in der Sonne • Himmel, Sonne, Wind und Regen • Hinter der Sonne • Hohe Sonne • Im Glanz der Sonne • Internationales Jahr der ruhigen Sonne • Karl-Heinz Sonne • Korona (Sonne) • Könige der Sonne • Land der schwarzen Sonne • Leuchtkraft der Sonne • Montags in der Sonne • Nur die Sonne war Zeuge • Orden der Aufgehenden Sonne • Paradoxon der schwachen jungen Sonne • Paradoxon der schwachen, jungen Sonne • Platz an der Sonne • Reise zur Sonne • Rivalen unter roter Sonne • Rote Löwe und Sonne Gesellschaft Iran • Rote Sonne • Rote Sonne (Film) • Roter Löwe mit Roter Sonne Gesellschaft Iran • Roter Löwe und Sonne Gesellschaft Irans • Roter Löwe und Sonne-Gesellschaft Iran • Schwarze Sonne • Schwarze Sonne (Begriffsklärung) • Sieg über die Sonne • Sieg über die Sonne (Band) • Sieg über die Sonne (Oper) • Sonne (Begriffsklärung) • Sonne (Forschungsschiff) • Sonne (Heraldik) • Sonne (Schiff) • Sonne Hagal • Sonne-International • Sonne-Mond-See • Stein der Sonne • Supernova – Wenn die Sonne explodiert • Tränen der Sonne • Unter der Sonne Kaliforniens • Unter der Sonne der Toskana • Unter tödlicher Sonne • Werner Sonne

analogical dictionary


Brand (n.)












Wikipedia

Brand

                   
Dieser Artikel behandelt Brand als Schadfeuer, weitere Bedeutungen unter Brand (Begriffsklärung).
  Kanadische Feuerwehr bei der Brandbekämpfung
  Brennendes Haus in Japan

Als Brand gilt ein mit einer Lichterscheinung (Feuer, Flamme, Glut, Glimmen, Funken) verbundener Verbrennungs-, Sengen- oder Schmelzvorgang, der ohne einen bestimmungsgemäßen Herd entstanden ist oder ihn – unkontrolliert – verlassen hat und der sich aus eigener Kraft auszubreiten vermag.

Aufgabe der Feuerwehr ist es, Feuer, die sich unkontrolliert ausbreiten und Sach-, Personen- bzw. Umweltschäden anrichten, zu bekämpfen. Solch ein Brand wird auch als Schadensfeuer bezeichnet.

Inhaltsverzeichnis

  Ursachen

  Folgen einer jugendlichen Brandstiftung: Feuer im Nordturm der Göttinger St. Johanniskirche

Die Ursachen, die zur Entstehung eines Brandes führen, können verschiedener Natur sein. Grundsätzlich müssen jedoch für die Entstehung eines Brandes die Voraussetzungen einer Verbrennung erfüllt sein.

Brandursachen können technische Brandursachen, natürliche Brandursachen und sonstige Einwirkungen von Zündquellen auf brennbare Stoffe sein, wobei bei letzterem der Mensch die hauptsächliche Rolle spielt.

Ein Kabelbrand entsteht, wenn über eine zu schwache Leitung zu viel Strom geleitet wird, für deren Belastung das Kabel nicht geeignet ist. Durch Überlastung eines Stromkabels, vielleicht weil zuviele Geräte angeschlossen sind, erhitzt sich der Draht innerhalb des Kabels so stark, dass dieser anfängt zu glühen. Nach kurzer Zeit fängt die Isolierung Feuer. [1]

Beim Vorliegen einer technischen oder natürlichen Brandursache ist es jedoch durchaus möglich, dass eine strafrechtliche Relevanz auf Grund von Pflichtverletzungen gegeben ist. Wird die technische oder natürliche Brandursache durch die Missachtung allgemein anerkannter technischer Regeln gesetzt, kann auch der Straftatbestand einer Brandstiftung (meist fahrlässig) erfüllt sein.

Ein Brand kann aus Unachtsamkeit beim Hantieren mit brennenden Gegenständen entstehen, wie Zigaretten, Feuerwerkskörpern und Kerzen oder aus technischen Gründen, beispielsweise durch Überhitzung von elektrischen Kabeln oder Lagern. Auch der Kontrollverlust über Nutzfeuer, beispielsweise beim Abbrennen von Laub oder beim Schweißen, kann zu einem Brand führen. Durch das Übergreifen von Flammen benachbarter Brandstellen, zum Beispiel auf benachbarte Gebäude, oder nach einer Explosion (Gas) treten Brände als Folgewirkung auf.

Mutwillig oder vorsätzlich gelegte Brände werden in der Regel durch die Verwendung einfacher Zündmittel, wie Streichhölzer, Feuerzeug oder Kerzen verursacht, aber oft auch unter Zuhilfenahme von Brandbeschleunigern oder Brandsätzen. Manche Stoffe können sich durch Sauerstoffzutritt von selbst entzünden. Auch in der Natur vorkommende Zündquellen wie Blitzschläge können einen Brand auslösen.

Mit der Ermittlung von Brandursachen beschäftigt sich die Brandursachenermittlung.

  Verlauf eines Brandes

  Dachwohnungsbrand in München
  Verbrennungsdreieck

Ausgangspunkt für einen Brand ist die Entzündung von brennbaren Stoffen durch eine Zündquelle. In dieser ersten Phase (bis zur ca. 4. Minute) entsteht ein so genannter „Initial- oder Schwelbrand“, dessen Dauer von der Sauerstoffkonzentration des Raumes abhängt.

In der zweiten Phase (ca. 4. bis 9. Brandminute) entwickelt sich ein lokaler Brand, der die Luft im Raum immer mehr aufheizt. Die Gaskonzentration erreicht ab der ca. 3. Minute Werte, die die Handlungsfähigkeit von Menschen beschränken - und ab der 5. Minute Werte, die für Menschen lebensbedrohlich sind.

Überschreitet die Raumtemperatur die Zündtemperatur der sich im Raum befindlichen Gegenstände, kommt es zu einer schlagartigen Brandausbreitung, der so genannte „Flash-Over“ (ca. 9. bis 10. Minute).

Die nun entstehenden Temperaturen können rasch 1000 °C und mehr erreichen. Entsprechend der vorhandenen Brandlast und der Frischluftzufuhr erhält sich das Feuer auf diesem Temperaturniveau (Vollbrandphase), bis es langsam abklingt.

Weitere mögliche Phasen bzw. Brandereignisse sind:

  Gesundheitsgefahren

→ Hauptartikel: Rauchvergiftung, Verbrennung
  Großbrand auf einer Mülldeponie

Die Hauptgefahr bei einem Brand stellt der giftige Rauch dar. Die in ihm enthaltenen Atemgifte (z. B.: Kohlenstoffmonoxid, Cyangase (Dicyan, Blausäure), u. v. m.) führen bereits nach wenigen Atemzügen zur Bewusstlosigkeit und können toxische Lungenödeme verursachen. Der Tod tritt meist durch Ersticken ein.

Die hohe Temperatur stellt eine weitere Gefahr dar. Sie kann einen Organismus sehr schnell zum Austrocknen oder Verkohlen bringen. Auch Hautverbrennungen sind die Folge, wenn man mit den Flammen in Berührung kommt.

  Brandschaden

  Folgen eines Großbrandes: Blick auf die zerstörte Dachkonstruktion

Primär besteht der Brandschaden aus dem durch das Feuer vernichtete Hab und Gut. Aber auch die Folgeschäden (Sekundärschaden) sind nicht zu übersehen. Hierunter fallen Rauchschäden, Löschwasserschäden, Umweltschäden und Ausfallschäden.

Von Rauchschäden wird gesprochen, wenn durch die giftigen Rauchinhaltsstoffe Gegenstände, die nicht unmittelbar von der Hitze oder vom Feuer beeinträchtigt wurden, trotzdem unbrauchbar werden.

Zu den Umweltschäden zählt zunächst die Entsorgung des Brandschuttes, die mitkalkuliert werden muss. Außerdem können giftige Löschwasserabflüsse in öffentlichen Gewässern große Schäden anrichten, wie beispielsweise das Löschwasser beim Brand der Firma Sandoz in Basel große Schäden im Rhein im Jahr 1986 verursachte (siehe Schweizerhalle). Diese Folgen, wenn auch in kleinerem Rahmen können auch bei kleinen Hausbränden auftreten. Aus diesem Grund existieren Regeln zur Löschwasserrückhaltung.

Ein Ausfallschaden entsteht, wenn beispielsweise bei einem Wohnungsbrand der Geschädigte bis zur Wiederinstandsetzung sich eine Wohngelegenheit suchen muss. Bei Produktionsbetrieben kann ein Totalausfall große Auftragsverluste nach sich ziehen, die bis zur endgültigen Betriebsschließung führen können. So besagen amerikanische Untersuchungen, dass bis zu 75 Prozent der Firmen, deren Produktionsstätten abgebrannt sind, nie wieder produzieren. Historische Kulturgüter sind nach einem Brand oft unwiederbringlich verloren oder stark beschädigt, wie beim Brand in der Herzogin Anna Amalia Bibliothek.

  Brandschutz und Baurecht

Fast jede Stadt wurde im Laufe ihrer Geschichte von größeren Bränden heimgesucht. Diese negativen Erfahrungen führten im Laufe der Zeit zur Aufstellung von örtlichen Brandschutzvorschriften.

In der heutigen Zeit beschäftigt sich der Brandschutz mit der Verhinderung von Bränden (vorbeugender Brandschutz) und einer Begrenzung bereits entstandener Brände (abwehrender Brandschutz). Sinnvolle bauliche Maßnahmen sind beispielsweise die Installation von Brandmeldern und die Errichtung von Brandwänden.

Folgerichtig sind Brandschutzbestimmungen nach wie vor wesentliche Bestandteile der Bauordnungen. Die Bauordnungen stellen dabei den baulichen Brandschutz (durch feuerwiderstandsfähige Bauteile) in den Vordergrund, während technische Brandschutzmaßnahmen (z. B. Brandmeldeanlagen, Sprinkleranlagen) nur bei Sonderbauten eine Rolle spielen.

Ergänzt werden die eher allgemein gehaltenen Bauordnungen (geeignet für Wohn- und Bürogebäude) durch Sondervorschriften für besondere Anlagen und Bauwerke (Sonderbauten). In vielen Ländern gibt es für Gaststätten, Versammlungsstätten, Verkaufsstätten, Krankenhäuser, Schulen, Hochhäuser usw. eigene Regelwerke, in denen die besonderen Gefahren und betrieblichen Notwendigkeiten berücksichtigt werden.

Bei Bauvorhaben und Nutzungsänderungen Gebäuden der Gebäudeklassen 4,5 und Sonderbauten gemäß Musterbauordnung muss der Bauherr/Architekt ein Brandschutzkonzept (Brandschutznachweis) vorlegen. Die Vereinbarkeit des Bauvorhabens mit den öffentlichen Bauvorschriften ist so nachzuweisen.

  Einteilung

  Einteilung nach Größe

Brände lassen sich nach ihrer Größe einteilen. In Deutschland geschieht dies nach DIN 14010[2] in vier Kategorien (Kleinbrand a, Kleinbrand b, Mittelbrand, Großbrand). Diese Einordnung hilft, entsprechende Gegenmaßnahmen wie die Alarmierung von Einsatzkräften der Feuerwehr im Bereich des Brand- und Katastrophenschutzes zu treffen.

  Entstehungsbrand

Jeder Brand, sofern es sich um keine Brandstiftung handelt, beginnt mit einem Entstehungsbrand. Hierbei handelt es sich nicht selten um einen Schwelbrand, ausgelöst durch Defekte in elektrischen Geräten, vergessene Herdplatten, unbeaufsichtigte Kerzen oder Ähnlichem. Entstehungsbrände können meist ohne besonderes Löschgerät mit einem Eimer Wasser gelöscht werden, sie reichen jedoch aus, um genügend Rauch zu produzieren, dass Personen dadurch ernsthaft gefährdet werden. Deshalb sollte auch schon bei einem Entstehungsbrand Atemschutz getragen werden.

  Kleinbrand

  Kleinbrand B oder Mittelbrand
  Kleinbrand B oder Mittelbrand

Kleinbrände sind die häufigsten Brände, zu denen jedoch nicht immer die Feuerwehr ausrücken muss. Zum Löschen eignet sich insbesondere ein Feuerlöscher oder eine Kübelspritze. Die Feuerwehr unterscheidet dabei zwischen:

Beispiele für Brände kleinerer Ausdehnung sind kleinere Pkw-Brände, Rasenbrände oder brennende Mülltonnen.

  Mittelbrand

Die meisten Brände, zu denen die Feuerwehr ausrückt, sind Mittelbrände und können in der Regel von einem oder seltener zwei Löschzügen der Feuerwehr wirksam bekämpft werden. Gemäß offizieller deutscher Definition werden nicht mehr als 3 C-Rohre und keine Sonderrohre eingesetzt.

Beispiele für Brände mittlerer Ausdehnung sind Wohnungsbrände, größere Kfz-Brände, Gebäudebrände, Schienenfahrzeugbrände, kleinere Waldbrände (ohne Wipfelfeuer).

  Großbrand

  Brennende Lagerhäuser in Helsinki

Großbrände stellen die Ausnahme dar. Gemäß Definition werden mehr als 3 C-Rohre oder/und Sonderrohre wie B-Rohre, Monitore oder Schaumstrahlrohr eingesetzt.

Zu ihrer Bekämpfung können mehrere Züge oder gar Verbände der Feuerwehr über einen größeren Zeitraum benötigt werden. Diese können unter Umständen auch von Katastrophenschutzeinheiten unterstützt werden. Der Löscherfolg am brennenden Objekt kann dabei äußerst gering bleiben. Teilweise müssen sich die Hilfskräfte darauf beschränken, die Ausbreitung des Feuers zu begrenzen und benachbarte Sachwerte (Nachbargebäude etc.) zu schützen. Hierfür werden auch Monitore, B-Rohre, Wenderohre, Hydroschilde und andere große Wasserabgabe-Armaturen eingesetzt. Beispiele für Brände großer Ausdehnung sind Tankzugbrände, Tanklagerbrände, Brände von Großobjekten, Industriebetrieben und landwirtschaftlichen Anwesen, aber besonders auch größere Waldbrände und Brände auf Müllkippen. In der Geschichte gab es allerdings auch Brände, die sich zu regelrechten „Feuerstürmen“ entwickelten, bei denen ganze Städte bzw. große Teile dieser niederbrannten.

Siehe Abschnitt Brandkatastrophen;

  Einteilung nach Brandklasse und Art

Zur erfolgreichen Brandbekämpfung muss ein Brand richtig erkannt und eingeteilt werden, um eine richtige Wahl der Löschmittel zu treffen.

In Europa ist die Klassifizierung vereinheitlicht und erfolgt nach der Europäischen Norm EN2, nach der die Brände in Brandklassen eingeteilt werden. Die einzelnen Brandklassen werden mit den Buchstaben A, B, C, D und F bezeichnet.

Brandklasse Definition Beispiele Löschmittel
Fire Class A.svg Brände fester Stoffe hauptsächlich organischer Natur, die normalerweise unter Glutbildung verbrennen Holz, Kohle, Papier, Textilien, Autoreifen, einige Kunststoffe, Stroh usw. Wasser, Wässrige Lösungen, Schaum, Kohlenstoffdioxid, ABC-Pulver
Fire Class B.svg Brände von flüssigen und flüssig werdenden Stoffen

(Dazu zählen auch Stoffe, die durch eine Temperaturerhöhung flüssig werden)

Benzin, Alkohol, Teer, Wachs, viele Kunststoffe, Ether, Lacke, Harz usw. Schaum, ABC-Pulver, BC-Pulver, Kohlenstoffdioxid
Fire Class C.svg Brände von Gasen Ethin (Acetylen), Wasserstoff, Erdgas, Propan, Stadtgas usw. ABC-Pulver, BC-Pulver, (Kohlenstoffdioxid nur in Ausnahmefällen: hierfür gibt es sehr, sehr selten speziell konstruierte Sonderfeuerlöscher mit Gasstrahldüse), Gaszufuhr durch Abschieben der Leitung unterbinden
Fire Class D.svg Brände von Metallen Aluminium, Magnesium, Natrium, Kalium, Lithium usw. sowie deren Legierungen Metallbrandpulver (D-Pulver), trockener Sand, trockenes Streu- oder Viehsalz, trockener Zement, Grauguss-Späne
Fire Class F.svg Brände von Speisefetten und -ölen in Frittier- und Fettbackgeräten und anderen Kücheneinrichtungen und -geräten (Fettbrand) Speiseöle und Speisefette Speziallöschmittel (Flüssiglöschmittel aus Brandklasse F-Handfeuerlöscher)

Hintergrund für die Ausgliederung der Stoffe der Klasse F aus der Brandklasse B ist die Tatsache, dass die Standardlöschmittel für die Brandklassen A, B und C auf diese Stoffe nur sehr bedingt einsetzbar sind. Der Einsatz von ungeeigneten Löschmitteln kann unter Umständen wirkungslos oder gar mit Gefahren verbunden sein.

In der Europäischen Norm EN2, war Anfangs auch eine Brandklasse E vorgesehen. Diese sollte für Brände in elektrischen Niederspannungsanlagen (bis 1.000 Volt) gelten. Sie wurde aber wieder verworfen, da alle Feuerlöscher in Niederspannungsanlagen eingesetzt werden können, sofern der auf dem Feuerlöscher aufgedruckte Sicherheitsabstand eingehalten wird.

  Brandort

  Brandkatastrophen

  Hamburger Brand im Jahr 1842

In der Geschichte gab es eine Vielzahl von verheerenden Brand- und Explosionskatastrophen, eine Auswahl ist in der Liste von Brand- und Explosionskatastrophen enthalten.

  Brandopfer im internationalen Vergleich

Tote durch Brandeinwirkung pro 1 Mio. Einwohner pro Jahr (Stand 2003)[3]

Land Tote (ppm)
Dänemark 16
USA 14
Norwegen 13
Kanada 12
Irland 11
Schweden 11
Frankreich 10
Großbritannien 9
Australien 7
Deutschland 7
Niederlande 7
Österreich 6
Schweiz 5

Aus den GUS-Staaten, dem asiatischen Raum sowie Afrika liegen keine verlässlichen Zahlen vor.

  Siehe auch

  Weblinks

 Commons: Feuer – Sammlung von Bildern, Videos und Audiodateien
Wiktionary Wiktionary: Brand – Bedeutungserklärungen, Wortherkunft, Synonyme, Übersetzungen

  Einzelnachweise

  1. http://www.elektro-klose.at/knowhow/kabelbrand.html
  2. DIN 14010-2005-10 (D): Angaben zur statistischen Erfassung von Bränden
  3. Statistik des World Fire Statistics Centre (WFSC); Tabelle 4 (PDF-Datei; 0,1 MB)
   
               

Sonne

                   
Dieser Artikel beschäftigt sich mit dem Zentralgestirn unseres Sonnensystems; zu weiteren Bedeutungen von Sonne siehe Sonne (Begriffsklärung).
SonneAstronomisches Symbol der Sonne
Sun920607.jpg
Die Sonne am 7. Juni 1992
Beobachtungsdaten[1]
Mittlere Entfernung 149,6 Mio. km
Kleinster Erdabstand
Größter Erdabstand
147,1 Mio. km
152,1 Mio. km
Scheinbarer Durchmesser 31,5–32,5 Bogenminuten
Scheinbare Helligkeit (V) −26m74
Physikalische Eigenschaften
Äquatordurchmesser 1.392.700 km
Masse 1,989·1030 kg
Solare Gravitationskonstante (G·M) 1,32712440018·1020 m3/s2
Mittlere Dichte 1,408 g/cm3
Hauptbestandteile
(Stoffmenge in der Photosphäre)
Fallbeschleunigung 274 m/s2
Fluchtgeschwindigkeit 617,3 km/s
Rotationsperiode (siderisch,
per Definition)
25,38 Tage
Neigung der Rotationsachse 7,25°
Leuchtkraft 3,846·1026 W
Absolute Helligkeit (V) +4M83
Effektive Oberflächentemperatur 5778 K
Spektralklasse G2V
Alter 4,57·109 a
Planeten 8
Sun Earth Comparison.png
Fotomontage zum Größenvergleich zwischen der Erde (links) und der Sonne. Das Kerngebiet (Umbra) des großen Sonnenflecks hat etwa 5-fachen Erddurchmesser.

Die Sonne (von ahd. Sunna, lateinisch Sol, altgriechisch Helios, astronomisches Zeichen ☉) ist unter den Sternen des Milchstraßensystems „durchschnittlich“ – ein Gelber Zwerg. Im Sonnensystem dominiert der heiße Gasball mit dichtem Kern durch seine Schwerkraft. Auf der Erde entwickelt sich seit Jahrmilliarden unter der langsam zunehmenden, thermonuklear gespeisten Sonnenstrahlung das Leben und wird durch sie wieder verbrennen. Ob als Scheibe gesehen oder als Kugel erkannt, wird die Sonne, deren Himmelslauf den Tag und das Jahr gliedert, seit Urzeiten verehrt. Ihre auf Magnetismus beruhende, vielfältige Aktivität ist Gegenstand aktueller Forschung.

Inhaltsverzeichnis

  Quantitative Einordnung

Die Sonne übertrifft 700fach die Masse aller Planeten zusammen und 330.000fach unseren Heimatplaneten, der im Durchmesser 109 mal hineinpasst. Mit einer Energieabstrahlung, die pro Sekunde das 20.000fache des Primärenergieverbrauchs seit Beginn der Industrialisierung ausmacht,[2] fällt sie in die Leuchtkraftklasse V. Sie leuchtet mit einer Farbtemperatur von etwa 6000 K weiß und erscheint durch die Erdatmosphäre gelblich (Spektralklasse G2). Als G2V-Stern liegt sie im Hertzsprung-Russell-Diagramm in der Mitte der Hauptreihe. Mit rund 1,5 % schwereren Elementen[3] (Massenanteil, für die Stoffmengenanteile siehe die Infobox rechts), gilt die Sonne als “metallreich” und gehört damit der zahlenmäßig größten Population I an. Sie hat ein mittleres Alter von 4,57 Milliarden Jahren.[4] In dieser Zeit hat sie in ihrem Kern rund 14.000 Erdmassen Wasserstoff durch Kernfusion in Helium verwandelt, wobei 90 Erdmassen an Energie frei wurden. An ihrer Oberfläche ist das ursprüngliche H:He-Massenverhältnis von 3:1 noch unverändert. Durch Ansammlung von Helium im nichtkonvektiven Kern wird dieser immer kompakter und bezieht weiteres Material ein, wodurch Leuchtkraft und Durchmesser der Sonne langsam zunehmen. In etwa 7 Milliarden Jahren wird die Sonne relativ schnell zum Roten Riesen.

  Lord Kelvin und das Alter von Sonne und Erde

Dass sich das Alter der Sonne in Milliarden Jahren misst, ergibt sich übereinstimmend aus modernen Sternmodellen und radiometrischer Datierung von Gesteinen im Sonnensystem. Zu einem drängenden physikalischen Problem wurde die Beständigkeit der Sonnenstrahlung aber schon, als Charles Darwin für den Erosionsprozess der südenglischen Kreide eine Dauer von 300 Millionen Jahren grob[5] abschätzte. Lord Kelvin bezweifelte Darwins Ergebnis, denn als dauerhafteste Energiequelle machte er 1862 die von Hermann von Helmholtz vorgeschlagene Freisetzung gravitativer Bindungsenergie aus und berechnete unter der Annahme, dass die Masse der Sonne stark zum Zentrum hin konzentriert ist, ein Sonnenalter von sehr wahrscheinlich unter 100 Millionen Jahren.[6] Später engte er die Abkühlungdauer des Erdmantels auf 20 bis 40 Mio. Jahre ein. Er erlebte noch, aber akzeptierte nicht öffentlich, dass Ernest Rutherford 1904 radioaktiven Zerfall als Quelle der Erdwärme vorschlug.[7] Der viel größere Wärmebedarf der Sonne konnte aber erst ab 1920 mit der Kernfusion erklärt werden, siehe dort.

  Physikalischer Aufbau

  Aufbau der Sonne (NASA)
Hauptartikel: Sternaufbau

Die Sonne besteht aus schalenförmigen Zonen, die sich teilweise scharf abgrenzen lassen. Eine grobe Einteilung ist die Kernzone als Fusionsofen, die innere Atmosphäre bis zur sichtbaren Oberfläche und darüber die äußere Atmosphäre.

  Kern

Die Hälfte der Sonnenmasse konzentriert sich innerhalb von 25 % des Sonnenradius, also ungefähr in 1/64 ihres Volumens. Die Fallbeschleunigung am Rand dieser Kernzone ist achtfach höher als an der Sonnenoberfläche und 220fach größer als an der Erdoberfläche. Damit setzt sich das Material selbst unter Druck: Im Zentrum liegt er bei 200 Milliarden bar, entsprechend dem Gewicht der Cheops-Pyramide auf einem Stecknadelkopf. Da die Temperatur dort mit 15,6 Mio K vergleichsweise kühl ist, nur 50.000fache Raumtemperatur, kann das Plasma den für die Stabilität nötigen Gegendruck nur durch seine hohe Dichte aufbringen, im Zentrum 150 g/cm³, 13mal die Dichte von Blei und 200mal die mittlere Dichte der inneren Atmosphäre.

Es ist nicht direkt die Dichte, die den Gegendruck bewirkt, sondern die Teilchenkonzentration, im Zentrum fast 250.000 mol/ℓ. Gut die Hälfte davon sind Elektronen, die aber wegen der hohen Temperatur nicht entartet sind, wenn auch knapp.[8] Auch der Strahlungsdruck hat einen geringen Anteil – in der Sonne gilt also das Gasgesetz.

Die Teilchendichte der Protonen ist im Zentrum etwa 1000 mal größer als in Wasser. Da die Häufigkeit der Kernfusionsreaktionen quadratisch von der Teilchendichte und exponentiell von der Temperatur abhängt, werden 99 % der Fusionsleistung von 3,9·1026 W innerhalb der dichten, heißen Kernzone frei. Innerhalb eines engeren Radius ist die Leistungsdichte höher: In einem Tausendstel des Volumens der Sonne entsteht die Hälfte ihrer Leistung; das ist eine mittlere Leistungsdichte von knapp 140 Watt pro Kubikmeter, nicht mehr als in einem Komposthaufen. Die große Gesamtleistung der Sonne ist also eher die Folge des großen Volumens und die hohe Kerntemperatur eine Folge der dicken Isolierschicht.

Dass die stark temperaturabhängige Fusionsreaktion nicht thermisch durchgeht und die Sonne explodiert (oder abschaltet), liegt daran, dass zusätzliche Wärmeleistung das Innere von Sternen nicht heißer macht, sondern kälter, denn die normale Wärmeausdehnung des Gases wird verstärkt, indem der gravitative Druck der angehobenen Schichten nachlässt.[9] Diese negative Rückkopplung wirkt sehr schnell, denn Kompressionswellen durchlaufen die Sonne in deutlich unter einer Stunde, siehe Helioseismologie.

  Strahlungszone und Konvektionszone

Hauptartikel: Strahlungstransport

Knapp 2 % der Fusionsleistung werden von den dabei entstehenden Neutrinos fortgetragen. Diese nur schwach wechselwirkenden Teilchen erreichen innerhalb weniger Sekunden die Sonnenoberfläche und nach gut acht Minuten die Erde. Die Energie der anderen Reaktionsprodukte thermalisiert am Ort der Entstehung. Die thermische Strahlung liegt im Bereich weicher Röntgenstrahlung und dominiert die Wärmeleitfähigkeit des Materials: Im Zentrum hat sie eine Intensität von rund 3·1021 W/m2. Die einzelnen Photonen legen aber bis zu ihrer Reabsorption jeweils nur kurze Wege zurück, nicht viel länger als einige Kernabstände. Die kurzen Wegstücke addieren sich kreuz und quer zu einem Random Walk, der bis zur Oberfläche über zehntausend Lichtjahren lang ist.[10] Da zudem die Energie die weitaus größte Zeit in der thermischen Bewegung des Gases ‘parkt’, ist die Energieeinschlusszeit noch viel größer, etwa 17 Mio. Jahre.[11]

Der Strahlungstransport ist effizient: Bei 25 % des Radius beträgt die Energiestromdichte 100 kW/cm2, der Temperaturgradient aber nur etwa 0,1 K/m. Dass dieser Gradient, zehnfach steiler als in der Erdatmosphäre, nicht ausreicht, Konvektion anzutreiben, liegt am noch steileren Druckgradienten, eine Folge der hohen Fallbeschleunigung, siehe adiabatischer Temperaturgradient.

Nach außen hin ändert sich an der Stabilität der Schichtung zunächst wenig, da sich die Einflussfaktoren teilweise kompensieren: Die thermische Strahlung wird mit der Temperatur schwächer (siehe Stefan-Boltzmann-Gesetz), das Material wird mit sinkender Dichte optisch durchlässiger, der Leistungsfluss verteilt sich auf eine größere Kugelschalenfläche und die Fallbeschleunigung nimmt ab.

Schließlich kommt aber ein Effekt hinzu: Die nicht mehr ganz so heißen Elektronen beginnen, die individuellen Kerne zu spüren, solche mit hoher Kernladung zuerst, rekombinieren sogar kurzzeitig. Das behindert die Ausbreitung der Strahlung (steigende Opazität), sodass der Temperaturgradient wieder steiler wird. Bei 71 % des Radius erreicht er den adiabatischen Wert, die Schichtung wird labil. Dies definiert die Grenze der sogenannten Strahlungszone. Oberhalb wird der Wärmestrom zunehmend konvektiv transportiert.

Der weitere Verlauf der Opazität beeinflusst nicht mehr die Verläufe von Temperatur und Druck, die durch Schwerefeld und Adiabate festgelegt sind, sondern die Intensität der Konvektion. In weiten Teilen der Konvektionszone ist die Strömungsgeschwindigkeit gering, wenige 10 m/s, und die Konvektionszellen sind groß und beständig (Monate bis Jahre) und dadurch sowohl von der Rotation der Sonne als auch ihrem inneren Magnetfeld beeinflusst, siehe unten.

Im Bereich 20.000 bis 1000 km unter der sichtbaren Sonnenoberfläche tragen auch Frei-Frei-Übergänge an He+ und H+ stark zur Opazität bei. Dadurch wird die Konvektion kleinräumiger und erreicht Geschwindigkeiten von über 1 km/s. Dies ist das Brodeln, das mit einem Teleskop als Granulation erkennbar ist. Der in diesem Bereich intensivere Impulstransport macht sich im radialen Verlauf der Rotationsrate bemerkbar.

  Sonnenoberfläche und Umgebung

  Temperatur- und Dichtemessungen von Skylab

  Knapp unter der Oberfläche

An der oberen Grenze des oben genannten Bereichs fällt der Ionisationsgrad von Wasserstoff steil ab. Nach der Saha-Gleichung ist er hauptsächlich von der Temperatur abhängig. Er beträgt in etwa 1000 km Tiefe, bei einer Temperatur von 10.000 K und einer Dichte von knapp 1 g/m3 noch fast 80 %, bei 6000 K und etwas geringerer Dichte aber schon 100fach weniger. Begegnungen von Elektronen mit Ionen werden dadurch um vier Größenordnungen seltener. Warum damit das Material nicht schon längst durchsichtig geworden ist (zur Ionisation von Wasserstoff reicht die Energie der Photonen nicht aus), fand Rupert Wildt im Jahre 1938 heraus: Das neutrale H-Atom kann mit etwa 20fach geringerer Bindungsenergie noch ein weiteres Elektron binden und kommt auch bei noch geringerer Ionisationsrate des Wasserstoffs vor, da Elektronen aus der Ionisation von Metallen zur Verfügung stehen.[12]

  Photosphäre

Hauptartikel: Photosphäre

Weil die Dichte immer schneller abnimmt – die Skalenhöhe sinkt mit der Temperatur –, wird das Material schließlich doch durchsichtig und die Photonen können nahezu ungehindert nach außen entweichen. Diese Zone heißt Photosphäre, griechisch für „Kugelschale des Lichts“. Die Tiefe, aus der uns die Sonnenstrahlung im Mittel erreicht, variiert je nach Wellenlänge und Austrittswinkel um wenige 100 km. Am Sonnenrand sieht man unter flacherem Winkel eine höhere, kältere Schicht, wodurch der Rand dunkler erscheint, siehe das Sonnenfoto am Anfang des Artikels. Eine eindeutige Definition des Sonnenradius ist daher problematisch, siehe Sternoberfläche. Per Übereinkunft wird als Sonnenradius jener angegeben, bei der die Gastemperatur zur Energiestromdichte (63,18 MW/m2) passt. Diese effektive Strahlungstemperatur beträgt 5778 Kelvin. Bedingt durch die stärker gerichtete Ausstrahlung bei kürzeren Wellenlängen liegt die Farbtemperatur der Sonnenstrahlung etwas höher, bei etwa 6000 Kelvin.

  Die Sonne im roten Licht der H-alpha-Spektrallinie

  Chromosphäre

Hauptartikel: Chromosphäre

Oberhalb der Photosphäre liegt die Chromosphäre. Die Konvektionszone mit ihrem negativen Temperaturgradienten durch Expansion des Gases (von knapp 1 auf 0,003 g/m3) reicht etwa 500 km in die Chromosphäre hinein. Oberhalb eines scharfen Minimums von 4100 K[13] stellt sich durch Strahlungsgleichgewicht eine Temperatur von etwa 7000 K ein, während die Dichte auf 10−7 g/m3 abnimmt.

Strahlung aus der Photosphäre wird in der Chromosphäre zu einem kleinen Teil absorbiert und wieder abgestrahlt. Vor dem Hintergrund der Photosphäre entstehen dadurch die Fraunhoferschen Absorptionslinien im Sonnenspektrum, während bei totalen Sonnenfinsternissen die meist knapp 2000 km dicke Chromosphäre für wenige Sekunden als rötlich leuchtende Linie zu sehen ist, ihr griechischer Name bedeutet Farbschicht. Masseauswürfe von chromospärischer Dichte, zahlreiche kleine Spikulen und weniger häufige Protuberanzen (siehe unten) leuchten in gleicher Farbe.

  Äußere Atmosphäre

  Korona

Hauptartikel: Sonnenkorona
  Die Korona der Sonne während der Sonnenfinsternis im Jahr 1999, kurz vor dem Sonnenfleckenmaximum. Die Strahlen verlaufen nach allen Seiten.
  In hartem Röntgenlicht ist die Korona auch vor der Sonnenscheibe zu beobachten, hier durch Yohkoh.
  Die untere Korona, gesehen von TRACE bei 17,1 nm Wellenlänge.

Oberhalb der Chromosphäre befindet sich die Korona. Sie geht ohne scharfe Grenze in den interplanetaren Raum über. Ihr bei jeder totalen Sonnenfinsternis sichtbarer ‘Strahlenkranz’ (lat. Corona Krone, siehe Bild links) hat schon vor Jahrtausenden die Menschen erstaunt. Er erstreckt sich – abhängig von der Sonnenaktivität und der Belichtungszeit – über ein bis zwei Sonnenradien. In der Korona ist der Einfluss des Gasdrucks auf die Bewegung der Materie vernachlässigbar, es regieren Magnetfelder und die Gravitation.

Die Spektrallinien der Korona konnten anfangs nicht identifiziert werden, da sie bei irdischen Bedingungen nicht auftreten. Seit erkannt wurde, dass sie von hochionisiertem Eisen mit nur noch ganz wenigen Elektronen stammen, entsprechend Temperaturen von über 106 K, das Zwei- bis Fünfhundertfache der Photosphärentemperatur, wird über den Heizmechanismus der Korona spekuliert. Sie kann überhaupt nur so heiß werden, weil sie in weiten Bereichen des elektromagnetischen Spektrums nahezu durchsichtig ist und nur schwach emittiert; eine Folge nicht nur der geringen Dichte, sondern auch der hohen Temperatur: Die freien Elektronen sind so schnell, dass sie die häufigeren, leichten Elemente, insbesondere Wasserstoff und Helium, obwohl vollständig ionisiert, kaum wahrnehmen. Weitere Verlustmechanismen (siehe unten) sind die Wärmeabgabe an die vergleichsweise kalte Chromosphäre und, insbesondere im Bereich koronaler Löcher, die Bildung von Sonnenwind.

An den seltenen, aber vielfach geladenen schwereren Ionen entsteht ein schwaches Röntgen-Kontinuum, das die Beobachtung der Korona vor der im harten Röntgenlicht dunklen Photosphäre erlaubt, siehe Bild rechts oben. Eingegrenzt auf schmale Emissionslinien ist das auch mit weniger harter Strahlung möglich, siehe Bild rechts. Es stammt vom Satelliten TRACE, der auf die Beobachtung der Sonne im extremen UV-Bereich spezialisiert ist, mit hoher spektraler und räumlicher Auflösung.

  Übergangsregion

XUV-Emissionslinien von weniger hoch ionisierten Spezies, wie C IV, O IV, O VI, S VI, stammen aus einer schmalen Übergangsregion, der Grenze der Korona zur Chromosphäre, mit Temperaturen zwischen 10.000 und 700.000 K. Darin befinden sich zwei scharfen Temperatursprünge (entsprechend der Ionisation von Wasserstoff und Helium), die auf absehbare Zeit nicht räumlich aufgelöst werden können. Womöglich ist dort auch die lokale Geschwindigkeitsverteilung der Elektronen nicht-thermisch.[14] Über die wenige 100 km dicke Übergangsregion ändert sich auch die Dichte um drei Größenordnungen, von 10−7 auf 10−10 g/m3. Die heiße Korona brennt sich gleichsam in die Chromosphäre und scheitert schließlich an den quadratisch mit der Dichte zunehmenden Strahlungsverlusten. Dabei passt sich die Übergangsregion in ihrer Form den dynamischen Vorgängen an der Sonnenoberfläche an – die wesentlichen Einflussgrößen sind die Dichte der Strukturen und die Heizleistung in der Korona.

Beobachtungen mit TRACE lassen vermuten, dass der Heizmechanismus der Korona in ihrem unteren Bereich, nahe der Übergangsregion liegen muss, denn die Plasmabögen, deren Dichte nahe ihren Fußpunkten viel größer ist als im Scheitel, sind bis zu den Fußpunkten heiß und dort hell strahlend.[15]

  Sonnenwind

Hauptartikel: Sonnenwind
  Eruptive Protuberanz im H-alpha-Licht. Außerhalb des Sonnenrandes ist die Chromosphäre zu sehen; ihr scharfer Rand entsteht durch die völlige Ionisation des bildgebenden Wasserstoffs in der Übergangsregion.

In der Korona, wahrscheinlich in Verbindung mit dem Heizmechanismus in der unteren Korona,[16] entsteht der Sonnenwind, ein überschallschneller Strom hauptsächlich aus Protonen und Elektronen. In koronalen Löchern, also insbesondere in den Polregionen, bei hoher Sonnenaktivität aber auch zahlreich in Äquatornähe, entsteht kaum weniger Sonnenwind als in den dichteren Bereichen der Korona, insbesondere Streamern, aber er strömt schneller, mit 800 km/s statt 300 km/s. Eruptive Protuberanzen produzieren große Mengen und hohe Geschwindigkeiten und verursachen, falls sie die Erde treffen, geomagnetische Stürme.

  Dynamische Eigenschaften

  Rotation, Magnetfeld und Sonnenflecken

Hauptartikel: Sonnenrotation und Sonnenfleck
  Eine Gruppe von Sonnenflecken

Die Bewegung der schon im Altertum bekannten Sonnenflecken zeigt, dass die Sonne keine Scheibe ist, sondern eine rotierende Kugel: Sie wandern von Osten nach Westen (rechtläufig) und randnah scheinbar langsamer und mit perspektivisch verkürzter Form. Langlebige Flecken tauchen nach zwei Wochen am Ostrand wieder auf. Um 1860 entdeckte Richard Christopher Carrington, dass äquatornahe Flecken sich schneller bewegen als solche in höheren Breiten (differenzielle Rotation). Für die Angabe von Längengraden auf der Sonne führte er ein Bezugssystem ein, das in 25,38 Tagen um 360° rotiert (siderisch, synodisch im Mittel etwa 27,2753 Tage).[17] Dies entspricht der Bewegung der Flecken in etwa 26° Breite.

Heute wird die Rotation der Sonnenoberfläche viel genauer und auch in Breiten, in denen Flecken selten sind, über die Verschiebung von Spektrallinien durch den Doppler-Effekt bestimmt, siehe Sonnenrotation. Der Vergleich mit der Bewegung der Sonnenflecken zeigt, dass diese sich schneller als die Oberfläche nach Westen bewegen. Das passt zu der Vorstellung, dass die Magnetfelder, welche die Flecken hervorrufen, unterhalb der Oberfläche ‘verankert’ sind und tiefere Schichten aufgrund der Drehimpulserhaltung schneller rotieren. Der dazu nötige radiale Impulstransport ist durch die heftige, isotrope Konvektion im oberen Teil der Konvektionszone gegeben (bis zu einer Tiefe von etwa 4 % des Sonnenradius). Für die polwärts langsamere Rotation ist die komplexere Konvektion in größerer Tiefe verantwortlich.

  Radialer Verlauf der Sonnenrotation für verschiedene heliographische Breiten. Ausgehend von der differentiell rotierenden Oberfläche steigt in den oberen 4 % die Winkelgeschwindigkeit steil an, um dann bis zur tachoklinen Region leicht abzufallen. Dort gleicht sie sich an die der nahezu starr rotierenden Strahlungszone an.

Anfang der 1990er Jahre ergaben helioseismische Messungen, dass die Strahlungszone gleichförmig mit einer Periode von knapp 27 Tagen rotiert. Der Tachocline genannte Übergangsbereich zur differenziell rotierenden Konvektionszone ist mit wenigen Prozent des Sonnenradius sehr flach. Entsprechend steil sind dort die Gradienten der Winkelgeschwindigkeit. Die Lage und Dicke der Tachocline, die dortige Entstehung des Magnetfelds der Sonne und der Verlauf der differenziellen Rotation innerhalb der Konvektionszone sind theoretisch noch nicht verstanden.

Die hohe elektrische Leitfähigkeit des Plasmas im Sonneninnern – sie entspricht der von Kupfer bei Zimmertemperatur – bedingt eine starke Kopplung von Magnetfeld und Materie, siehe Magnetohydrodynamik. Bei hoher Dichte führt das Material das Magnetfeld, bei geringer Dichte ist es umgekehrt. In der Konvektionszone führt die differentielle Rotation dazu, dass die Feldlinien dort nicht mehr in N-S-Richtung, sondern gleichsam aufgewickelt in O-W-Richtung verlaufen, was die magnetische Spannung stark erhöht. Sie wird abgebaut, indem alle 11 Jahre eine Umpolung stattfindet. In diesem Rhythmus schwankt auch die sogenannte Aktivität der Sonne. Bei hoher magnetischer Spannung bricht das Magnetfeld aus der Sonne aus bildet Bögen in der Korona. Mitgerissenes Material ist in Emission als Protuberanz sichtbar, vor der hellen Scheibe erscheinen diese Bögen im sichtbaren Licht als dunkle Filamente.

An der Sonnenoberfläche lässt sich das Magnetfeld spektroskopisch beobachten: Spektrallinien von Elementen, die normalerweise bei einer einheitlichen Wellenlänge beobachtet werden, erscheinen bei Anwesenheit eines Magnetfeldes dreigeteilt (normaler Zeeman-Effekt), wobei der Abstand dieser Linien zueinander proportional zur Stärke des Feldes ist. Dort, wo in der Photosphäre die magnetische Feldstärke besonders hoch ist, behindert das Feld die Konvektion, die Oberfläche kühlt auf 3700 bis 4500  K ab und strahlt weniger hell, was wir als Sonnenflecken wahrnehmen. Die Feldstärke im Umfeld der Sonnenflecken kann bis zu 0,4 Tesla (4000 Gauß) betragen und ist somit tausendmal stärker als das irdische Magnetfeld an der Erdoberfläche. Diese lokalen Magnetfelder sind auch für die von Sonnenflecken ausgehenden koronalen Masseauswürfe verantwortlich.

Das großräumige Magnetfeld der ruhigen Sonne lässt sich nur grob durch ein Dipolfeld beschreiben. Es ist mit einem in der Sonne zirkulierenden elektrischen Strom in der Größenordnung von 1012 Ampere verbunden. Auf der Sonnenoberfläche ist die Feldstärke dieses Dipolfeldes mit rund 100 µT (1 Gauß) nur etwa doppelt so stark wie das Magnetfeld der Erde auf der Erdoberfläche.

  Diagramm der Heliosphäre

Ein ähnliches Aufwickeln mit Feldverstärkung geschieht mit dem vom Sonnenwind mitgenommenen Magnetfeld im interplanetaren Raum, siehe Parker-Spirale. Dadurch trägt einerseits der Sonnenwind viel mehr Drehimpuls mit sich fort, als bei freier, radialer Bewegung. Dies erklärt, wie die Sonne seit ihrer Entstehung einen großen Teil ihres Drehimpulses abgeben konnte, ohne dass viel Masse abgegeben wurde – aktuell nur etwa 109 kg/s. Andererseits entsteht dabei die Heliosphärische Stromschicht, wodurch die magnetische Feldstärke langsamer abnimmt als bei einem Dipolfeld zu erwarten wäre (in Erdentfernung liegt die Feldstärke bei einigen nT). Schließlich unterschreitet die Ausbreitungsgeschwindigkeit der Scherungs-Alfvén-Wellen die des Sonnenwindes, sodass der Sonnenwind sich fortan radial ausbreitet und dabei das Magnetfeld mit sich führt. Diese Grenze bei etwa zwanzig Sonnenradien gilt als der Beginn der Heliosphäre, die sich bis zur Heliopause erstreckt, wo der Sonnenwind auf interstellare Materie trifft.

  Schwingungen

Hauptartikel: Helioseismologie
  Schwingungsspektrum der Sonne. Die horizontale Achse ist in mHz.
  Eine von zahlreichen akustischen Schwingungsmoden der Sonne

Die heftige Konvektion nahe der Sonnenoberfläche verursacht Druckschwankungen. Wären die Frequenzen nicht so niedrig – 2 bis 7 mHz, entsprechend der typischen Lebensdauer der Granulation von fünf Minuten – so würde es sich wie das Rauschen des Waldes im Wind anhören. Die Druckschwankungen laufen als Schallwellen in die Sonne hinein, und weil dort mit der Temperatur auch die Schallgeschwindigkeit zunimmt, kehren sie im Bogen wieder zurück an die Oberfläche, wo der Dichtesprung sie wieder reflektiert. Die Wellen laufen auf diese Weise mehrfach um die Sonne herum und überlagern sich zu stehenden Wellen mit je nach Schwingungsmuster charakteristischer Frequenz.

Mit spektroskopischen Methoden kann man diese Schwingungen sichtbar machen: Sie bewegen die Photosphäre langsam auf und ab und die in Beobachtungsrichtung liegende Komponente der Geschwindigkeit verschiebt aufgrund des Doppler-Effekts die Absorptionslinien des Sonnenspektrums. Die Geschwindigkeitsamplituden der Schwingungen liegen allerdings bei maximal einigen Metern pro Sekunde, was bei den arg Doppler-verbreiterten Spektrallinien nicht leicht ist. Durch Mittelung der Messergebnisse über viele Monate gelang es aber, zahlreiche Schwingungsmoden zu identifizieren und ihre Frequenzen bis auf μHz-Bruchteile zu bestimmen. Die verschiedenen Moden sind unterschiedlich stark abhängig von der Schallgeschwindigkeit in verschiedenen Tiefen, sodass eine gemeinsame Auswertung aller Moden die Bestimmung der Tiefenabhängigkeit der Schallgeschwindigkeit erlaubt.

Unter den Ergebnissen dieser Helioseismologie: Bestätigung des Sonnenmodells zu der Zeit des solaren Neutrinoproblems, Vermessung der differentiellen Rotation in der Konvektionszone, Entdeckung der nahezu starren Rotation der Strahlungszone, Beobachtung von aktiven Regionen auf der erdabgewandten Seite der Sonne.

  Optische Erscheinungen und Beobachtung

  Optische Erscheinungen

Betrachtet man die Sonne aus dem Weltraum, erscheint sie weiß. Ihre gewohnte gelbe Farbe erklärt sich durch den Einfluss der Erdatmosphäre. Kurzwelligeres (blaues) Licht wird an den Luftmolekülen (Stickstoff, Sauerstoff, Edelgase und Kohlenstoffdioxid) wesentlich stärker gestreut, als langwelligeres (rotes) Licht. Somit strahlt der Himmel diffus blau, Sonnenstrahlen, die direkt auf die Erdoberfläche auftreffen, jedoch gelb. Je länger der Weg ist, den die Sonnenstrahlen auf ihrem Weg durch die Atmosphäre zurücklegen, desto mehr blaues Licht wird heraus gestreut. Die tiefstehende Sonne erscheint deswegen stark rötlich.

Mit freiem Auge kann die Sonne lediglich bei dunstigem Himmel, kurz nach Sonnenaufgang oder kurz vor Sonnenuntergang betrachtet werden. Die Erdatmosphäre schluckt den größten Teil des Lichts, insbesondere auch der UV-Strahlung. Allerdings verringert die Atmosphäre in Horizontnähe auch stark die Abbildungsqualität und bewirkt eine vertikale Stauchung des Sonnenbildes als Folge der Lichtbrechung. Dass die untergehende Sonne in Horizontnähe größer aussieht, ist hingegen nicht, wie oft vermutet, eine Folge der Refraktion an den Luftschichten, sondern eine optische Täuschung, die von der Wahrnehmungspsychologie unter dem Begriff Mondtäuschung untersucht und erklärt wird.

Zwar sind alle Phänomene der atmosphärischen Optik direkt oder indirekt an das Sonnenlicht geknüpft, viele von ihnen zeigen sich jedoch direkt neben oder mit der Sonne. Dies gilt in erster Linie für Sonnenauf- und Sonnenuntergang, doch auch nahezu für alle Halophänomene, wie die 22°-Halo, die Nebensonnen oder Lichtsäulen. Ein besonderes Phänomen, das den Begriff der Sonnenstrahlen geprägt hat, sind die Strahlenbüschel. Sehr selten sind Grüne Blitze.

  Beobachtung der Sonne

Mit Teleskopen kann man Aktivitäten der Sonne in Form von Protuberanzen und Sonnenflecken sichtbar machen. Ebenfalls zu beobachten sind dort heftige Ausbrüche, so genannte Flares, die bereits mit kleinen Instrumenten als hellere und damit heißere Gebiete erkennbar sind. Die Sonnenscheibe hat von der Erde aus betrachtet einen Durchmesser von etwa 32 Bogenminuten, wobei die exakte Größe von der momentanen Entfernung der Erde von der Sonne abhängt. Im Perihel erscheint die Sonnenscheibe am größten, im Aphel am kleinsten. Der scheinbare Größenunterschied ihres Durchmessers zwischen Aphel und Perihel beträgt etwas mehr als drei Prozent.[18] Die Sonnenbeobachtung geschieht am einfachsten, indem das Okularbild eines Teleskops oder Fernglases auf eine weiße Fläche (zum Beispiel eine Leinwand oder ein Stück Pappe) projiziert wird. Diese Abbildung der Sonne kann gefahrlos betrachtet werden. Dieses Verfahren nennt man Okularprojektion. Eine direkte Beobachtung mit oder ohne Fernrohr würde aufgrund der hellen Sonnenstrahlung zu irreversibler Erblindung führen.

Ebenfalls möglich ist eine Beobachtung mit Hilfe von speziellen Sonnenfiltern, dies sind Folien oder beschichtete Gläser, die vor das Auge gehalten oder vor dem Objektiv angebracht werden. Eine detaillierte Beobachtung ist außerdem mit einem Herschelprisma oder Pentaprisma möglich.

Bei allen beschriebenen Beobachtungsverfahren wird das gesamte Spektrum des Sonnenlichts gedämpft, die Sonne wird im „Weißlicht“ beobachtet. Dabei werden Sonnenflecken, Flares und die Granulation sichtbar.

Um Protuberanzen zu beobachten, bedarf es besonderer Bauteile oder Teleskope. Bei einem Protuberanzenansatz wird die Sonne mittels eines Scheibchens abgedeckt – es wird sozusagen eine künstliche totale Sonnenfinsternis erzeugt. Die am Sonnenrand aufsteigenden Protuberanzen werden durch einen sogenannten H-alpha-Filter beobachtet. Dies ist ein besonders schmalbandiger Interferenzfilter, der nur das tiefrote Licht des angeregten Wasserstoffes durchlässt.

Eine Beobachtung der gesamten Sonnenoberfläche in diesem Spektralbereich ermöglichen sogenannte H-alpha-Teleskope. Damit können Protuberanzen, Filamente, Flecken und Flares beobachtet werden. Diese Teleskope sind in den letzten Jahren sehr preisgünstig geworden und werden zunehmend auch von Amateurastronomen eingesetzt.

Die Korona kann nur bei einer totalen Sonnenfinsternis oder mittels eines speziellen Gerätes, dem Koronografen, beobachtet werden.

  Entwicklung der Sonne

Phase Dauer in
Millionen
Jahren
Leuchtkraft
(in L0)
Radius
(in R0)
Hauptreihenstern 11.000 0,7…2,2 0,9 … 1,6
Übergangsphase 700 2,3 1,6 … 2,3
Roter Riese 600 2,3 … 2300 2,3 … 166
Beginn des He-Brennens 110 44 etwa 10
He-Schalenbrennen 20 44 … 2000 10 … 130
Instabile Phase 0,4 500 … 5000 50 … 200
Übergang zu Weißem Zwerg
mit planetarischem Nebel
0,1 3500 … 0,1 100 … 0,08

Die Sonne entstand vor 4,6 Milliarden Jahren durch den gravitativen Kollaps einer interstellaren Gaswolke. Dieser Kollaps, in dessen Verlauf auch die Planeten entstanden, und die anschließende Relaxationsphase war nach etwa 50 Millionen Jahren abgeschlossen. Die anschließende Entwicklungsgeschichte der Sonne führt über ihren jetzigen Zustand zu dem eines Roten Riesen und schließlich über eine instabile Endphase im Alter von etwa 12,5 Milliarden Jahren zu einem Weißen Zwerg, der von einem planetarischen Nebel umgeben ist.

Dieser Ablauf lässt sich anhand der Gesetze der Physik und der Kenntnis kernphysikalischer Prozesse aus Laborexperimenten im Computer modellieren. Die Kenndaten der einzelnen Phasen sind in der Tabelle angegeben (Sackmann, 1993). Der Index Null markiert die heutigen Kenndaten der Sonne, das heißt im Alter von 4,6 Milliarden Jahren.

  Protostern

Hauptartikel: Sternentstehung

Vor etwa 4,6 Milliarden Jahren zog sich eine riesige Gas- und Staubwolke unter ihrer eigenen Schwerkraft zusammen. Im Zentrum der Wolke wurde die Materie immer dichter zusammengepresst, wobei Druck und Temperatur immer weiter anstiegen. Zu diesem Zeitpunkt wurden bereits große Energiemengen in Form von Strahlung abgegeben. Dieses Stadium nennt man einen Protostern.

  Hauptreihenstern

Hauptartikel: Hauptreihenstern

Die Temperatur und der Druck im Zentrum des Protosterns stiegen so weit an, dass im Zentrum der Sonne Kernfusion von Wasserstoff einsetzte. Der durch die Fusionen entstehende Strahlungsdruck wirkt der Schwerkraft entgegen. Dies hielt weitere Kontraktion auf. Die Sonne stabilisierte sich in einem Dynamischen Gleichgewicht. Damit hatte die Sonne das Stadium eines Hauptreihensterns erreicht.

In dieser Phase verweilt sie elf Milliarden Jahre. In dieser Zeit steigt die Leuchtkraft um das Dreifache von 0,7 L0 auf 2,2 L0 und der Radius auf fast das Doppelte von 0,9 R0 auf 1,6 R0 an. Im Alter von 5,5 Milliarden Jahren, das heißt in 0,9 Milliarden Jahren, überschreitet die mittlere Temperatur auf der Erdoberfläche den für höhere Lebewesen kritischen Wert von 30 °C (Bounama, 2004). Eine weitere Milliarde Jahre später werden 100 °C erreicht. Im Alter von 9,4 Milliarden Jahren versiegt der Wasserstoff im Sonnenzentrum, und die Fusionszone verlagert sich in einen schalenförmigen Bereich um das Zentrum, der sich im Laufe der Zeit weiter nach außen bewegt. Dieser Vorgang führt jedoch vorerst nicht zu einer Veränderung der äußerlich sichtbaren Sonnenparameter.

Im Zeitraum von 11 bis 11,7 Milliarden Jahren verdichtet sich die ausgebrannte Kernzone aus Helium. Durch den damit einhergehenden Temperaturanstieg steigt der Energieumsatz in der Wasserstoffschale. Dabei wächst der Sonnenradius auf 2,3 R0 an. Die Sonne wird rötlicher und beginnt sich von der Hauptreihe im Hertzsprung-Russell-Diagramm zu entfernen. Bis zu diesem Zeitpunkt beträgt der gesamte Verlust an Masse durch Sonnenwind weniger als ein Promille.

Sun Life DE.png
 
  Phasen der Sonnenentwicklung. Der untere Teil zeigt stark vergrößert das letzte Prozent der etwa 12,5 Milliarden Jahre währenden Entwicklung. Die Temperaturangaben gelten für die Erdoberfläche.

  Roter Riese

Hauptartikel: Roter Riese

Im Zeitraum von 11,7 bis 12,3 Milliarden Jahren setzt ein dramatisch beschleunigter Anstieg von Leuchtkraft und Radius ein. Durch die Zunahme der Oberfläche strahlt die Sonne noch rötlicher. In der Endphase dieser Entwicklung erreicht die Sonne eine Leuchtkraft von 2300 L0 und einen Radius von 166 R0. Das entspricht etwa dem Radius der Umlaufbahn der Venus. Venus und Merkur werden vernichtet. Von der Erde aus gesehen nimmt die Sonne nun einen großen Teil des Himmels ein, und die Erdkruste wird zu einem einzigen Lava-Ozean aufgeschmolzen. Durch die geringe Gravitation an der Sonnenoberfläche verliert die Sonne in dieser Phase 28 % ihrer Masse durch Sonnenwind. Gegen Ende dieser Phase strömt ein Anteil von bis zu 1,3·10−7 M0 pro Jahr als interstellares Gas in den Weltraum, wobei M0 die Masse der heutigen Sonne bezeichnet. Durch die geringere Sonnenmasse sinkt auch die Anziehungskraft auf die Planeten, so dass deren Bahnradien um jeweils 38 % zunehmen.

  Helium-Blitz und -Brennphase

Da in der Kernzone der Sonne keine Fusionen mehr stattfinden und somit keine Energie mehr frei wird, gibt sie der Gravitation nach und kontrahiert, bis schließlich dort die Dichte ungefähr auf die Größenordnung 106 g/cm3 angestiegen ist, dem 10.000-fachen des heutigen Wertes. Dadurch steigt dort die Temperatur schließlich auf 108 K.

Bei dieser Temperatur setzt die Fusion von Helium zu Kohlenstoff ein. Aufgrund der extremen Dichte im Zentrum und der damit verbundenen Neutrino-Kühlung zündet diese Fusionsreaktion zunächst innerhalb einer heißeren kugelschalenförmigen Zone um das Zentrum. Gewöhnlich würde die dabei freiwerdende Energie zu einer Expansion des Kerns führen, die die Temperatur stabilisiert. Die Kernzone befindet sich jedoch in einem besonderen quantenmechanischen Entartungszustand, was zur Folge hat, dass die Energie zunächst in die Auflösung der Entartung investiert wird. Daher ist zunächst kein stabiler Zustand möglich, so dass die Heliumfusion in Form einer gigantischen Explosion einsetzt, die als Helium-Blitz (helium flash) bezeichnet wird. Dabei steigt für mehrere Sekunden die Sonnenleistung auf 1010 L0. Das entspricht etwa 10 % der Leuchtkraft der gesamten Milchstraße. Erst nach einem Umsatz von 3 % des Heliumreservoirs setzt eine Expansion ein und stoppt diese Leistungsexkursion. Diese Explosion findet nur im Zentralbereich statt und ist äußerlich zunächst nicht bemerkbar. Sie drängt jedoch die Wasserstofffusionszone weiter nach außen, deren Temperatur daher abnimmt und damit auch der Energieumsatz. Paradoxerweise sinkt damit als äußerliche Folge des Helium-Blitzes innerhalb der nächsten 10.000 Jahre die Leuchtkraft um fast einen Faktor 100 ab. Es folgt eine Phase von 1 Million Jahren, in denen die Sonnenparameter oszillieren, bis sich ein stabiler Zustand der Heliumfusion im Zentrum einstellt, der anschließend 110 Millionen Jahre anhält. Gleichzeitig wandert auch die schalenförmige Wasserstofffusionszone weiter nach außen. In dieser Zeit bleibt die Leuchtkraft nahezu konstant bei 44 L0 und der Radius bei 10 R0.

  Heliumschalen-Brennen

Danach ist auch das Helium im Sonnenzentrum verbraucht und es beginnt eine Phase des Heliumschalen-Brennens, die 20 Millionen Jahre andauert. Damit existieren nun zwei ineinander geschachtelte schalenförmige Fusionszonen. Im Zentrum sammelt sich Kohlenstoff und kontrahiert gravitativ. Damit ist ein erneuter enormer Anstieg der Leuchtkraft auf 2000 L0 und eine Zunahme des Radius auf 130 R0 verbunden. Gegen Ende verliert die Sonne dabei einen Massenanteil von 0,1 M0.

In den letzten 500.000 Jahren dieser Phase erwartet man in Zusammenhang mit der Wechselwirkung zwischen dem kontrahierenden Kern und der Heliumfusionszone weitere instabile Situationen, bei denen kurzzeitige Leistungsexkursionen durch Heliumfusion mit etwa 106 L0 eintreten können. Ein wahrscheinliches Szenario wären beispielsweise vier solcher Helium-Blitze im Abstand von etwa 100.000 Jahren. Als Folge jedes dieser Helium-Blitze und der damit verbundenen Expansion der Wasserstoffschale kann die Fusion dort in den folgenden 200 Jahren vorübergehend völlig zum Stillstand kommen. Die äußerliche Folge eines Helium-Blitzes wäre daher wiederum zunächst eine Abnahme der Leuchtkraft. Nach 400 Jahren erreicht die Energie des Helium-Blitzes die Oberfläche. Leuchtkraft und Radius steigen an und relaxieren in den folgenden 10.000 Jahren wieder. Dabei werden Variationen der Leuchtkraft zwischen 500 L0 und 5000 L0 erwartet sowie Radiusvariationen zwischen 50 R0 und 200 R0. In den Phasen maximaler Ausdehnung reicht die Sonnenoberfläche bis an die heutige Erdbahn heran. Nur aufgrund der Zunahme des Erdbahndurchmessers entkommt die Erde der völligen Vernichtung. Gleichzeitig stößt die Sonne in diesen Phasen insgesamt eine Masse von weiteren 0,05 M0 ab.

  Weißer Zwerg und planetarischer Nebel

Durch die erwähnten Massenverluste verliert die Sonne die gesamte äußere Hülle einschließlich der Wasserstoff- und Heliumfusionszone. Etwa 100.000 Jahre nach dem letzten Helium-Blitz wird daher der heiße innere Kern freigelegt, der im Wesentlichen aus hochverdichtetem Kohlenstoff und Sauerstoff besteht. Sein Radius beträgt nur noch 0,08 R0, dafür aber seine Oberflächentemperatur 120.000 K. Seine Leuchtkraft beträgt anfänglich 3500 L0. Aufgrund der hohen Temperatur enthält diese Strahlung einen enormen Anteil von ultravioletter Strahlung, welche die abgestoßene Gaswolke der Sonne nun zum Leuchten anregt. Da die Geschwindigkeit des Sonnenwindes ständig zunimmt, werden die früher ausgestoßenen Gase durch die späteren eingeholt und oft zu einer kugelförmigen Gasschale komprimiert. Für einen außen stehenden Beobachter erscheinen die leuchtenden Gase in diesem Fall als Ring, der als planetarischer Nebel bezeichnet wird. Durch das Verflüchtigen des Gases erlischt diese Erscheinung nach einigen 10.000 Jahren wieder, und im Zentrum bleibt der strahlende Rest der Sonne, den man als Weißen Zwerg bezeichnet.

Er hat nur etwa die Größe der Erde, aber eine Masse von 0,55 M0. Seine Dichte beträgt daher etwa eine Tonne pro Kubikzentimeter. Er besitzt keine innere Energiequelle, so dass seine Abstrahlung zu einem Wärmeverlust führt. Nach einer vergleichsweise raschen Abkühlung im Anfangsstadium durch die extreme Leuchtkraft sinkt die Oberflächentemperatur auf Werte, bei denen eine Strahlung aufgrund der deutlich niedrigeren Leuchtkraft über mehrere dutzend Milliarden Jahre möglich ist, bevor die Sonne als Schwarzer Zwerg im optischen Spektralbereich gänzlich erlischt.

  Kosmische Umgebung

  Nähere kosmische Umgebung der Sonne

Die Sonne durchwandert derzeit ein etwa 30 Lichtjahre großes Gebiet, das wegen seiner erhöhten Dichte Lokale Wolke oder Lokale Flocke genannt wird. Ebenfalls in der Lokalen Flocke befinden sich die benachbarten Sterne Altair, Wega, Arktur, Fomalhaut und Alpha Centauri. Die Lokale Flocke ist ihrerseits eingebettet in eine weitgehend staubfreie Region mit geringerer Teilchendichte, die Lokale Blase. Die Lokale Blase hat in Richtung der galaktischen Ebene eine Ausdehnung von mindestens 300 Lichtjahren. Sie befindet sich nahe dem inneren Rand des Orionarms der Milchstraße. Bis zum benachbarten Perseusarm sind es etwa 6.500 Lichtjahre, bis zum Zentrum der Galaxis etwa 28.000 Lichtjahre. Ein Umlauf, mit etwa 250 km/s, dauert 210 Mio. Jahre (Galaktisches Jahr).

Die Sonne durchmisst außerdem den Gouldschen Gürtel, eine großräumige Anordnung von jungen Sternen (etwa 20–60 Millionen Jahre alt) und Sternentstehungsgebieten mit mehr als 2000 Lichtjahren Ausdehnung. Da diese Sterne viel jünger sind als die Sonne, kann sie nicht zu den Objekten des Gouldschen Gürtels gehören.

  Erforschung der Sonne

Hauptartikel: Sonnenforschung

  Frühe Beobachtungen

Als der wichtigste Himmelskörper für irdisches Leben genoss die Sonne bereits vor der Geschichtsschreibung aufmerksame Beobachtung der Menschen. Kultstätten wie Stonehenge wurden errichtet, um die Position und den Lauf der Sonne zu bestimmen, insbesondere die Zeitpunkte der Sonnenwenden. Es wird vermutet, dass einige noch ältere Stätten ebenfalls zur Sonnenbeobachtung benutzt wurden, gesichert ist dies aber nicht. Von unterschiedlichen Kulturen wurden sowohl der tägliche Verlauf der Sonne und seine jahreszeitlichen Schwankungen als auch Sonnenfinsternisse sehr aufmerksam beobachtet und dokumentiert. Aufzeichnungen aus dem alten China belegen die Beobachtungen besonders heftiger Sonnenfleckentätigkeit. Sonnenflecken können mit bloßem Auge wahrgenommen werden, wenn die Sonne tief am Horizont steht und das Sonnenlicht durch die dichte Erdatmosphäre „gefiltert” wird.

  Beobachtungen mit Teleskopen

  Ein einzelner Sonnenfleck

Auch in Europa hatte man zu der damaligen Zeit Sonnenflecken wahrgenommen, wobei man sie allerdings für „atmosphärische Ausdünstungen“ hielt. Erst die Entwicklung des Teleskops führte zu einer systematischen Erforschung des Phänomens. Im Jahr 1610 beobachteten Galilei und Thomas Harriot die Flecken erstmals mittels Teleskop. Johann Fabricius beschrieb sie 1611 als Erster in einer wissenschaftlichen Abhandlung. Die beobachtete Wanderung der Flecken auf der Sonnenscheibe führte er zutreffend auf die Eigenrotation der Sonne zurück. 1619 postulierte Johannes Kepler einen Sonnenwind, da der Schweif von Kometen immer von der Sonne weggerichtet ist. 1775 vermutete Christian Horrobow bereits, dass die Sonnenflecken einer gewissen Periodizität unterliegen.

  Das vollständige Spektrum der Sonne im sichtbaren Licht mit den dunklen Fraunhofer'schen Absorptionslinien (Spektrallinien). Das gesamte Spektrum ist hier in mehrere untereinander angeordnete Streifen unterteilt.

1802 wies William Hyde Wollaston erstmals dunkle Linien (Absorptionslinien) im Sonnenspektrum nach. Joseph von Fraunhofer untersuchte die Linien ab 1814 systematisch, sie werden daher auch als „Fraunhoferlinien“ bezeichnet. 1868 fand Jules Janssen während einer Sonnenfinsternis eine Linie des damals noch unbekannten Heliums.

1843 publizierte Samuel Heinrich Schwabe seine Entdeckung des Zyklus der Sonnenfleckenaktivität. 1849 wurde die Sonnenfleckenrelativzahl eingeführt, die die Anzahl und Größe der Sonnenflecken wiedergibt. Seither werden die Flecken regelmäßig beobachtet und gezählt. 1889 entwickelte George Ellery Hale den Spektroheliografen. Henry Augustus Rowland vollendete 1897 einen Atlas des Sonnenspektrums, der sämtliche Spektrallinien enthält. 1908 entdeckte George Ellery Hale die Aufspaltung von Spektrallinien im Bereich der Sonnenflecken durch magnetische Kräfte (Zeeman-Effekt). 1930 beobachtete Bernard Ferdinand Lyot die Sonnenkorona außerhalb einer totalen Finsternis.

1960 wurde die Schwingung der Photosphäre nachgewiesen. Dies war der Beginn der Helioseismologie, die die Eigenschwingungen der Sonne untersucht und daraus den inneren Aufbau sowie Prozesse ableitet.

Im Laufe der Zeit wurden spezielle Sonnenobservatorien errichtet, die ausschließlich der Beobachtung der Sonne dienen.

  Andere Beobachtungsverfahren

1942 wurde von James Hey festgestellt, dass die Sonne eine Radioquelle ist.[19] 1949 wies Herbert Friedman die solare Röntgenstrahlung nach.

Zur Messung der Sonnenneutrinos wurden riesige unterirdische Detektoren errichtet. Die Diskrepanz zwischen dem theoretischen und tatsächlich gemessenen Neutrinofluss führte seit den 1970ern zum so genannten solaren Neutrinoproblem: Es konnte nur etwa ein Drittel der erwarteten Neutrinos detektiert werden. Dies ließ zwei Möglichkeiten zu. Entweder war das Sonnenmodell falsch und der erwartete solare Neutrinofluss wurde überschätzt, oder die Neutrinos können sich auf dem Weg zur Erde in eine andere „Art“ umwandeln (Neutrinooszillation). Erste Hinweise für diese Neutrinooszillation wurden im Jahr 1998 am Super-Kamiokande gefunden und inzwischen allgemein bestätigt.

  Erforschung durch Satelliten und Raumsonden

  Die Chromosphäre der Sonne im Licht der H-α-Linie

Eine Reihe von Satelliten wurde für die Beobachtung der Sonne in eine Erdumlaufbahn geschickt. Mittels der Satelliten können insbesondere Wellenlängenbereiche untersucht werden (Ultraviolett, Röntgenstrahlung), die sonst von der Erdatmosphäre absorbiert werden. So hatte zum Beispiel die 1973 gestartete Raumstation Skylab unter anderem ein Röntgenteleskop an Bord.

Mit Hilfe von Raumsonden versuchte man der Sonne näher zu kommen, um die Umgebung der Sonne studieren zu können. Dies war und bleibt aufgrund von sehr hohen Temperaturen und intensiver Strahlung ein technisch sehr schwieriges Unterfangen. So konnten die 1974 und 1976 gestarteten deutsch-amerikanischen Helios-Sonden sich der Sonne nur bis auf 43,5 Millionen Kilometer nähern.

  Ulysses bei der Montage

Die 1990 gestartete Raumsonde Ulysses verfolgte andere Ziele. Sie sollte die Pole der Sonne studieren, die weder von der Erde, noch von Raumsonden, die sich in der Planetenebene bewegen, sichtbar sind. Dies war nur mit einer steil geneigten Bahnebene der Raumsonde erreichbar. Zu diesem Zweck flog Ulysses zunächst zum Riesenplaneten Jupiter, wo durch ein Swing-by-Manöver die Bahnebene der Sonde geändert wurde. Dadurch konnte Ulysses die Planetenebene verlassen und überflog seitdem bereits zweimal die beiden Pole der Sonne. Mit konventionellen Raketenantrieben, ohne den Vorbeiflug am Jupiter, wäre eine solche Mission viel teurer gewesen.

  Die Sonde SOHO

1995 wurde die größtenteils von Europa gebaute Sonde SOHO in Richtung Sonne gestartet. SOHO befindet sich nun im Lagrangepunkt L1 und beobachtet die Sonne mit zwölf verschiedenen Instrumenten. Sie liefert tägliche Aufnahmen der Sonne und trägt wesentlich der Vorhersage der Sonneneruptionen und Stürme bei. 1998 folgte der Satellit TRACE zur Unterstützung von SOHO.

2001 startete die Genesis-Raumsonde, die kurz darauf eine Position im Lagrangepunkt L1 bezog und dort 2,5 Jahre lang Proben des Sonnenwindes sammelte, die anschließend zur Erde gebracht werden sollten. Dadurch sollte die genaue Isotopenzusammensetzung des Sonnenwindes ermittelt werden. Im September 2004 trat die Kapsel mit den Proben in die Erdatmosphäre ein, schlug jedoch aufgrund eines nicht entfalteten Fallschirms hart auf der Erde auf. Einige der Proben haben den Aufprall dennoch überstanden und werden derzeit von Wissenschaftlern studiert.

Am 26. Oktober 2006 starteten die beiden STEREO-Raumsonden und liefern zum ersten Mal ein 3-dimensionales Bild der Sonne und ihrer Umgebung. Dazu wurde eine Sonde im Lagrangepunkt L4 und eine im Lagrangepunkt L5 stationiert.

  Solar Dynamics Observatory

Am 11. Februar 2010 startete die NASA das Solar Dynamics Observatory (SDO) als SOHO-Nachfolger. Es dient der Erforschung der dynamischen Vorgänge der Sonne und beinhaltet die Instrumente EVE (Messung der extrem-UV-Strahlung), HMI (Erfassung helioseismischer und magnetischer Aktivitäten) und AIA (Hochauflösende Erfassung der Sonnenatmosphäre in verschiedenen Wellenlängenbereichen).

Im Jahr 2012 plant China den Start von insgesamt drei Raumsonden, die in der Forschungsmission KuaFu das Sonne-Erde-System genauer untersuchen sollen.

Für 2015 plant die europäische Raumfahrtbehörde ESA eine Raumsonde namens Solar Orbiter, die sich der Sonne bis auf 45 Sonnenradien (etwa 30 Millionen Kilometer) nähern und dabei Strukturen von 100 km Größe auflösen können soll.

Ebenfalls für das Jahr 2015 plant die NASA den Start der Solar Probe + die sich der Sonnenoberfläche bis auf 8,5 Radien (etwa 6 Millionen Kilometer) nähern soll.[20] Sie soll helfen, folgende Fragen zu beantworten:

  1. Wie wird die Korona auf bis zu 5 Millionen Grad aufgeheizt, obwohl die sichtbare Sonnenoberfläche nur etwa 5500 °C heiß ist?
  2. Wie werden die Teilchen des Sonnenwindes beschleunigt?

  Kulturgeschichte

Die Sonne ist das zentrale Gestirn am Himmel, von ihr hängt alles Leben auf der Erde ab. Diese überragende Bedeutung war den Menschen seit Alters her bewusst. Viele frühere Kulturen verehrten sie als Gottheit. Die regelmäßige tägliche und jährliche Wiederkehr der Sonne wurde teils ängstlich erwartet und mittels kultischer oder magischer Rituale beschworen. Besonders Sonnenfinsternisse lösten große Bestürzung und Furcht aus. Im alten China glaubte man, ein Drache würde die Sonne verschlingen. Durch großen Lärm versuchte man, das Untier dazu zu bewegen, die Sonne wieder freizugeben. Andererseits machte sich die Menschheit das Wissen über die für alles Leben fundamentalen Perioden Tag und Jahr schon seit frühester Zeit nutzbar. Die Sonne ist - über die Erddrehung - die natürliche Uhr der Menschen und die Abfolge der Jahreszeiten führte zur Entwicklung des Kalenders, der vor allem nach Erfindung des Ackerbaus für alle Kulturen überlebenswichtig war.

Für die Sumerer verkörperte die Sonne den Sonnengott Utu. Bei den Babyloniern entsprach er dem Gott Schamasch, der jeden Tag den Himmel betrat und dessen Strahlen nichts verborgen blieb. Im alten Ägypten wurde Ra (auch Re oder Re-Atum) als Sonnengott verehrt. Der „Ketzer“- Pharao Echnaton ließ später nur noch Aton, die personifizierte Sonnenscheibe, als einzigen Gott zu und schaffte alle anderen ägyptischen Götter ab. In China stand die Sonne als Symbol für Osten, Frühling, Männlichkeit (Yang) und Geburt sowie auch für den Kaiser.

  Das typische Erscheinungsbild der Sonne von der Erdoberfläche gesehen

Im antiken Griechenland verehrte man den Sonnengott Helios, der mit seinem Sonnenwagen täglich über das Firmament fuhr. Allerdings sind aus dem antiken Griechenland auch die ersten Überlegungen überliefert, in denen die Sonne als physikalisches Objekt betrachtet wird. Die wohl älteste dieser Hypothesen stammt dabei von Xenophanes, der die Sonne als eine feurige Ausdünstung oder Wolke benannte. So naiv diese Beschreibung aus heutiger Sicht zwar wirkt, stellt sie doch einen gewaltigen kulturhistorischen Schritt dar, denn die Wahrnehmung der Sonne als ein natürliches Objekt widerspricht fundamental der vorherigen – und auch der oft noch in späteren Jahrhunderten vertretenen – Auffassung der Sonne als Teil einer göttlichen Entität. Es ist daher auch wenig verwunderlich, dass aus eben diesen Gedanken auch die erste kritische Auseinandersetzung mit dem vermenschlichten Götterbild des antiken Griechenlands hervorgingen („Wenn die Pferde Götter hätten, sähen sie wie Pferde aus“) und daraus folgend erste Gedanken zum Monotheismus. Interessant ist dabei sicherlich auch der Vergleich mit dem bereits oben erwähnten ägyptischen Monotheismus des Echnaton, der ja gerade die Vergötterung der Sonne als Ausgangspunkt nahm. Man kann also sagen, dass mit Xenophanes die Sonne zum ersten Mal in der europäischen Geschichte als Gegenstand der Physik auftauchte, oder – etwas schmissiger –, dass es sich um die Geburtsstunde der Astrophysik handelte. Die Thesen des Xenophanes wurden später auch von anderen griechischen Philosophen aufgenommen, zum Beispiel beschrieb der Vorsokratiker Anaxagoras die Sonne als glühenden Stein. Diese Auffassungen setzten sich allerdings im Folgenden nicht bei allen Denkern durch und viele spätere Schulen fielen wieder auf eher mythische Erklärungen zurück. Der Volksglaube in Griechenland nahm wahrscheinlich keinerlei Kenntnis von all diesen Überlegungen.

Dem griechischen Gott Helios entsprach weitgehend der unbesiegbare römische Gott Sol invictus, dessen Kult in der Kaiserzeit weit verbreitet war. Aus der Antike übernommen ist die Sonne als Symbol der Vitalität in der Astrologie.

In der nordischen Mythologie formten die Götter die Sonne aus einem Funken und legten sie in einen Wagen. Die Göttin Sol fährt mit dem Wagen über den Himmel, gezogen von den Rössern Alsvidr und Arwakr. Das Gespann wird beständig von dem Wolf Skalli (Skoll) verfolgt. Am Tag des Weltunterganges (Ragnarök) wird der Wolf die Sonne verschlingen.

Im frühen Mexiko wurde der Sonnengott Tonatiuh von den Azteken verehrt. Bei den Maya und den Inka waren Itzamná beziehungsweise Inti die Hauptgottheiten.

Die Beobachtung der Sonne (und anderer Sterne) und die Bestimmung ihrer Bahnpunkte (Tagundnachtgleiche, Sommer- und Wintersonnenwende) war eine Voraussetzung für die Erstellung von Kalendern. Hierdurch konnten wichtige jahreszeitliche Ereignisse vorherbestimmt werden, wie das Eintreffen des Nilhochwassers im alten Ägypten, der günstigste Zeitpunkt der Saat oder das Eintreffen der für die Seefahrt gefährlichen Herbststürme. Vorchristliche Kultstätten, wie Stonehenge, waren offensichtlich zu derartigen Beobachtungszwecken errichtet worden. Die Anlage von Stonehenge ist so ausgerichtet, dass am Morgen des Mittsommertages, wenn die Sonne ihre höchste nördliche Position erreicht, die Sonne direkt über einem Positionsstein („Fersenstein“) aufgeht und die Sonnenstrahlen in gerader Linie ins Innere des Bauwerks eindringen.

  Illustration der Himmelsscheibe von Nebra

Die bronzezeitliche Himmelsscheibe von Nebra scheint ebenfalls ein Instrument zur Himmelsbeobachtung gewesen zu sein. Ihre goldenen Ränder werden u. a. als „Sonnenbarken“, ein religiöses Symbol der Bronzezeit, interpretiert. In die gleiche Zeit fällt auch der Sonnenwagen von Trundholm, bei der die Scheibe als Sonnensymbol mit einer Tag- und Nachtseite gedeutet wird.

Das geozentrische Weltbild der Antike, wie es von Ptolemäus überliefert ist, sah die Erde als Mittelpunkt des Universums. Sonne, Mond und die Planeten bewegten sich dabei auf Kreisbahnen um die Erde. Diese Vorstellung hielt sich fast 2000 Jahre lang. Allerdings hatte sie Schwächen. So konnte die mit bloßen Augen beobachtbaren Bewegung der Planeten nur durch komplizierte Hilfskonstruktionen der Epizykeltheorie erklärt werden. Bereits Aristarchos von Samos postulierte im 2. Jahrhundert v. Chr., dass die Sonne das Zentrum der Welt darstelle. Die Gelehrten Nikolaus von Kues und Regiomontanus griffen diesen Gedanken mehr als 1500 Jahre später wieder auf. Nikolaus Kopernikus versuchte in seinem Werk De Revolutionibus Orbium Coelestium eine mathematische Grundlage dafür zu schaffen, was ihm nicht gelang. Sein Werk regte allerdings weitere Forschungen unter anderem durch Galileo Galilei an. In der Folge setzte sich allmählich das heliozentrische Weltbild durch, das die Sonne als Mittelpunkt des Universums ansieht.

Die weiteren Fortschritte der Astronomie ergaben, dass auch die Sonne keine herausragende Stellung im Universum einnimmt. Vielmehr ist sie einer unter einigen hundert Milliarden Sternen der Milchstraße, die wiederum Teil noch größerer Strukturen des Kosmos ist.

  Siehe auch

  Literatur

  Weblinks

Wiktionary Wiktionary: Sonne – Bedeutungserklärungen, Wortherkunft, Synonyme, Übersetzungen
 Commons: Sonne – Sammlung von Bildern, Videos und Audiodateien
 Wikiquote: Sonne – Zitate
 Wikisource: Sonne – Quellen und Volltexte
Videos

  Einzelnachweise

  1. NASA Sun Fact Sheet.
  2. http://ourfiniteworld.com/2012/03/12/world-energy-consumption-since-1820-in-charts/ Weltenergieverbrauch seit 1820 (engl.)
  3. William J. Chaplin, Sarbani Basu: Perspectives in Global Helioseismology and the Road Ahead S. 53-75 in: Laurent Gizon et al. (Hrsg): Helioseismology, Asteroseismology, and MHD Connections, Springer 2008, ISBN 978-0-387-89481-2, eingeschränkte Vorschau in der Google Buchsuche.
  4. A. Bonanno, Schlattl, H.; Patern, L.: The age of the Sun and the relativistic corrections in the EOS. (PDF) In: Astronomy and Astrophysics. 390, 2002, S. 1115–1118.
  5. Charles Darvin in einem Brief an Asa Gray, 1860, Fußnote 16.
  6. William Thomson: On the Age of the Sun's Heat. In: en:Macmillan's Magazine. 5, 1862, S. 388–393.
  7. L. Darden (1998): The Nature of Scientific Inquiry. Abgerufen am 31. Juli 2011.
  8. Sean G. Ryan, Andrew J. Norton: Stellar Evolution and Nucleosynthesis, Cambridge University Press, 2010, ISBN 978-0521196093, eingeschränkte Vorschau in der Google Buchsuche.
  9. Klaus Stierstadt: Thermodynamik: Von der Mikrophysik zur Makrophysik, Springer, 2010, ISBN 978-3-642-05097-8, eingeschränkte Vorschau in der Google Buchsuche.
  10. The 8-minute travel time to Earth by sunlight hides a thousand-year journey that actually began in the core. NASA, abgerufen am 30. Mai 2008 (englisch).
  11. Michael Stix: On the time scale of energy transport in the sun, Solar Physics, Vol. 212, 2002, S. 3–6, doi:10.1023/A:1022952621810, Vorschau.
  12. Subrahmanyan Chandrasekhar: Radiative Transfer and Negative Ion of Hydrogen, Chicago Univ. Press, 1989, ISBN 0-226-10092-8 (Vol. 2), eingeschränkte Vorschau in der Google Buchsuche.
  13. K.D. Abhyankar: A Survey of the Solar Atmospheric Models, Bull. Astr. Soc. India 5, 1977, S. 40-44([1]).
  14. K. Muglach et al.: The Electron Temperature of the Solar Transition Region as Derived from EIS and SUMER, APJ 708, 2010, S. 550, doi:10.1088/0004-637X/708/1/550
  15. M. Aschwanden et al. (TRACE): Heating Coronal Loops (Astronomy Picture of the Day 28. Sept. 2000).
  16. Mari Paz Miralles: The Sun, the Solar Wind, and the Heliosphere, Springer, 2011, ISBN 978-90-481-9786-6, eingeschränkte Vorschau in der Google Buchsuche.
  17. Wilcox Solar Observatory (Stanford): Carrington and Bartels Calendars
  18. Perihel und AphelAstronomy Picture of the Day vom 3. Juli 2009. Abgerufen am 30. Dezember 2009
  19. Early History of Radio Astronomy nrao.edu;(abgerufen am 30. Juni 2010)
  20. http://solarprobe.jhuapl.edu/common/content/SolarProbePlusFactSheet.pdf
Dies ist ein als lesenswert ausgezeichneter Artikel.
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Sonnenbrand

                   
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Klassifikation nach ICD-10
L55.0 Dermatitis solaris acuta 1. Grades
L55.1 Dermatitis solaris acuta 2. Grades
L55.2 Dermatitis solaris acuta 3. Grades
L55.8 Sonstige Dermatitis solaris acuta
L55.9 Dermatitis solaris acuta, nicht näher bezeichnet
ICD-10 online (WHO-Version 2011)

Der Sonnenbrand (med.: UV-Erythem, Erythema solare, Dermatitis solaris) ist eine entzündliche Rötung der menschlichen Haut durch kurzwellige Sonnenstrahlung oder künstliche UV-Strahlung.

Akut führt ein Sonnenbrand zu Druckempfindlichkeit und Brandschäden bis hin zur Blasenbildung, langfristig kann auch Hautkrebs die Folge sein. Die Erweiterung der Blutgefäße in der Haut führt zu stärkerem Blutfluss, was als Rötung (Erythem) der Haut sichtbar wird.

Besonders gefährdet sind die Schultern und der Oberkörper, wo es häufig zur Abschälung der oberen Hautschichten einige Tage nach dem Sonnenbrand kommt. Auch Füße und Gesicht, hier besonders die Nase, sind durch ihre exponierte Lage stark gefährdet und werden zusätzlich meist nicht gründlich genug geschützt.

Bei manchen Personen reagiert der Körper an der Stelle des Sonnenbrandes mit einem allergischen Verhalten. Diese Sonnenallergie kann sich sehr unterschiedlich auswirken, bei manchen Personen kommt es zu starkem Juckreiz beziehungsweise dem Auftreten von Blasen und Schwellungen.

Inhaltsverzeichnis

  Ursachen

  Sonnenbrand nach unvollständigem Schutz
  Blasenbildung auf der Haut nach Sonnenbrand

Verursacht wird ein Sonnenbrand durch Ultraviolett-Anteile in der Sonnenstrahlung, wenn ihr die Haut längere Zeit ungeschützt ausgesetzt ist. Die Strahlen dringen in die Haut ein und schädigen dort das Zellgewebe, was zu einer lokalen Entzündungsreaktion führt, die durch die Freisetzung von Zytokinen ausgelöst wird. Es kommt zu einer Erweiterung der Gefäße und in der Folge zur Rotfärbung der Haut, zu erhöhter Durchblutung (Erwärmung) und Austritt von Flüssigkeit in das Gewebe (Blasenbildung).

Biologisch wirksam in der Haut sind vor allem die UVB-Strahlen, da sie kurzwelliger und somit energiereicher sind. Sie führen zu Strangbrüchen der DNA. UVA dringt tiefer in die Haut ein und schädigt dort das Kollagen der Dermis, was zur Abnahme der Hautelastizität führt. In sehr hoher Dosis verursacht aber auch UVA sowohl Sonnenbrand als auch DNA-Schäden (Mutationen) und damit Hautkrebs.

Moderne Solarien verzichten mittlerweile auf UVB-Strahlung, verursachen deshalb selten Sonnenbrand, schädigen aber trotzdem die Haut.

Aufgrund der immunsuppressiven Wirkung der UV-Strahlung werden spezielle Solarien auch medizinisch von Hautärzten verschrieben, um bestimmte Hautkrankheiten (wie z. B. Psoriasis) zu behandeln. In dieser Phototherapie wird eine kleine Dosis einer ganz bestimmten Wellenlänge des Lichts verwendet.

  Risiken

  Risiken für Kinder

  Sonnenbrände, insbesondere in der Kindheit, erhöhen das Risiko für ein malignes Melanom signifikant.

Säuglinge und Kleinkinder vertragen starke Sonneneinstrahlung auf unbedeckte Haut oder in die Augen grundsätzlich nicht, weshalb als Schutz an sonnigen Tagen und während des gesamten Sommerhalbjahres leichte, aber voll bedeckende Kleidung notwendig ist. Dazu gehören zum Beispiel Mützen, die auch den Nacken bedecken und Sonnenbrillen. Ein zusätzlicher Sonnenschirm für die Kinder sorgt für noch besseren Schutz.

Der Strahlenschutzkommission beim Bundesministerium für Umwelt, Naturschutz und Reaktorsicherheit zufolge ruft bereits geringe Einwirkung von Sonnenstrahlung noch unterhalb einer Hautrötung langfristig Krebs hervor: „Für die Entstehung des malignen Melanoms sind wiederkehrende intermittierende UV-Expositionen schon im frühen Kindesalter (0 bis 6 Jahre) verantwortlich. Dazu zählen bereits vereinzelte suberythemale Expositionen und erst recht milde und schwere Sonnenbrände, wie sie bei Urlauben in sonnigen Regionen auftreten können.“ [1]

  Risiken allgemein

Ein plötzlich erhöhter UV-Index, z. B. durch Winterurlaub in den Tropen, oder die Exposition von sonst bedeckten Hautstellen (im Frühjahr, im Freibad) ist auch für Erwachsene zusätzlich riskant. Dann sollte man erst Recht Sonnenschutzmittel benutzen, auch wenn kühle Luft über die Wirkung der Sonnenstrahlen täuscht. Nach wenigen Wochen schützt sich die Haut durch Pigmentierung mit Melanin und eine verdickte Hornschicht (Lichtschwielen).

Die Augenlinse jedoch akkumuliert Schäden durch UVB und wird im Alter trübe (grauer Star). Eine akute Gefahr für die Augen ist die sogenannte Schneeblindheit, einer Art Sonnenbrand der Hornhaut des Auges. Je nach Dauer des Aufenthalts an der Sonne sollten spezielle Gletscher- oder Schneebrillen verwendet werden. Auch Wasser und heller Sand reflektieren UV-Strahlen stark, wodurch sich die Schutzzeit verkürzt.

Die kühlende Wirkung von Wind nimmt dem UV-Licht nichts von seiner Sonnenbrandgefahr. Auch dünne Wolken mindern UV-Strahlung kaum.

Ozonarme Luft aus dem Ozonloch kann gelegentlich in die gemäßigten Breiten einströmen und den UV-Index plötzlich stark erhöhen.

  Behandlung

  starker Sonnenbrand

Starker Sonnenbrand sollte von einem Arzt behandelt werden.

Ein leichter Sonnenbrand lässt sich durch verschiedene Maßnahmen lindern:

  • Kühlende Externa (Lotion, Cold Cream), feuchtigkeitsspendende Lotionen
  • perorale Antiphlogistika
  • Bei mäßigem Sonnenbrand ohne Blasenbildung bringen kühle Duschen (ca. 25 Grad) oder Umschläge schnell Linderung
  • Sehr viel trinken

Von Hausmitteln wie Quark u. Ä. wird abgeraten, da es aufgrund der Bakterien in Milchprodukten zu Infektionen kommen kann. Auch können enthaltene Eiweißstoffe auf der geschwächten Haut zu Unverträglichkeiten und allergischen Reaktionen führen.

Auch bei erfolgreicher Behandlung steigt die Gefahr von Hautkrebs mit der Zahl der erlittenen Sonnenbrände an.

  Risiken für Pflanzen

  Boskoop-Apfel mit Sonnenbrand

Auch Pflanzen können durch erhöhte UV-Exposition Schaden nehmen, siehe z. B. den Sonnenbrand bei Weintrauben.

Einige Pflanzen können sich davor schützen. Sie ändern bei extrem starker Sonneneinstrahlung die Chlorophyllzusammensetzung: Das Chlorophyll verbindet sich mit Karotinoid. Eingestrahlte Energie wird nun in Wärme umgewandelt. Lässt die Stärke der Sonneneinstrahlung wieder nach, trennt sich das Karotinoid wieder vom Chlorophyll und die Pflanze nutzt die Sonneneinstrahlung wieder zur Energieerzeugung.

  Siehe auch

  Weblinks

 Commons: Sonnenbrand – Sammlung von Bildern, Videos und Audiodateien

  Einzelnachweise

  1. Gesundheitliche Gefährdung durch UV-Exposition von Kindern und Jugendlichen -- Stellungnahme der Strahlenschutzkommission, verabschiedet am 28./29. September 2006, S. 2. Dokument auf der Website der Strahlenschutzkommission beim Bundesministerium für Umwelt, Naturschutz und Reaktorsicherheit. Abgerufen am 6. März 2012
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