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Ortszeit

Ortszeit

Der Begriff Ortszeit wird in folgenden drei Bedeutungen verwendet:
- Die Ortszeit ist die Zeit, die in der jeweiligen Zeitzone gültig ist.
- Die wahre Ortszeit, auch als wahre Sonnenzeit bezeichnet, und
- die mittlere Ortszeit, auch als mittlere Sonnenzeit bezeichnet, sind Zeitskalen, die auf der Dauer des Sonnentags beruhen, also mit der Erdrotation verknüpft sind. Die Sonnenzeit orientiert sich am Sonnenstand und hängt daher vom Längengrad ab. Eine Längengraddifferenz von einem Grad, in Deutschland ungefähr 83 km in Ost-West-Richtung, entspricht einem Zeitunterschied von vier Minuten (mittlerer) Sonnenzeit.

Die wahre Ortszeit (WOZ)

Längengrad Wenn die Sonne ihren höchsten Punkt erreicht und damit im Meridian steht, beträgt die wahre Ortszeit 12 Uhr. Aufgrund der elliptischen Bahn der Erde um die Sonne sowie der Neigung der Erdachse gegen die Bahnebene geht die wahre Ortszeit gemessen an einer Uhr mit konstanter Ganggeschwindigkeit je nach Jahreszeit bis zu 16 Minuten vor oder nach. Das ist auch die Zeit, die gewöhnliche Sonnenuhren anzeigen, auf deren Projektionsebene diese Zeitdifferenz nicht durch Linien entsprechend dem Analemma kompensiert wird. Das Bild rechts zeigt eine Sonnenuhr an einem Kirchturm. Noch im Mittelalter gab es keine allgemein verbindliche Zeit, jeder Ort legte selbst die Zeit nach dem Sonnenstand fest.

Die mittlere Ortszeit (MOZ)

Durch Ausgleichen der jahreszeitlichen Schwankungen der wahren Ortszeit erhält man die mittlere Ortszeit. Die mittlere Ortszeit wäre mit der Sonnenzeit identisch, wenn die Erdbahn um die Sonne exakt kreisförmig wäre und die Erdachse senkrecht zur Bahnebene stünde. Die mittlere Ortszeit ist für astronomische Beobachtungen und für die astronomische Navigation von Bedeutung. Die Greenwich-Zeit (GMT) ist die mittlere Ortszeit des Greenwich-Meridians. Die Differenz zwischen WOZ und MOZ heißt Zeitgleichung. Siehe auch: Mitteleuropäische Zeit

Weblinks

- http://www.weltzeit.de/zeitzonenkarte.php Zonenzeiten weltweit, schnell öffnend
- http://www.timeanddate.com/worldclock/full.html Sommerzeit, Winterzeit und Zeitzonen
- http://www.jgiesen.de/GeoAstro/index.htm GeoAstro-Applet-Sammlung - wenn schon verspielt, dann mit Stil. Kategorie:Zeitbegriff

Zeitzone

] Eine Zeitzone ist ein Abschnitt der Erdoberfläche, auf dem eine gemeinsame Uhrzeit gilt. Er verläuft idealerweise entlang der Längengrade von den Polen aus. Den Polen kann man der Logik nach keine unterschiedlichen Zeitzonen zuordnen. Für sie gilt die Koordinierte Weltzeit (UTC). Tatsächlich kann der Begriff Zeitzone je nach Betrachtung eine Mehrfachbedeutung haben. # Der Bereich mit gemeinsamer Uhrzeit. # Die Zeitdifferenz zu UTC. # Die benannte Zeitzone als Kombination von 1. und 2., die für den Bereich und die Differenz eindeutig ist, wobei ein Bereich zeitlich abhängig zumindest 2 verschiedene Zeitzonen (Zeitdifferenzen) zugeordnet haben kann (Sommerzeit). Z. B. hat Mitteleuropa normal die (benannte) Zeitzone MEZ (UTC+1), im Sommer (März - Oktober) MESZ (UTC+2)

Entstehung

Sommerzeit und Afrika]] Ursprünglich verfügte jeder größere Ort über seine eigene Uhrzeit, die gewissermaßen nach der Sonne synchronisiert wurde. Wenn die Sonne im Zenit stand, war es 12 Uhr mittags.
Reist man mit dem Finger auf der Landkarte Richtung Osten, dann schreitet man in der Zeit voran, in Richtung Westen dagegen dreht man die Zeit zurück. Dieser Zeitreise ist jedoch eine Grenze gesetzt, die so genannte Datumsgrenze. Überschreitet man sie Richtung Osten, gewinnt man einen Tag hinzu, in Richtung Westen verliert man einen Tag. Mit dem Aufkommen der Eisenbahnen und der Einführung von Fahrplänen erwies sich das alte Zeitsystem als zu kompliziert, da ständige Zeitumstellungen in den Fahrplänen berücksichtigt werden mussten. Zeitzonen wurden zuerst 1879 vom kanadischen Eisenbahningenieur Sir Sandford Fleming (1827-1915) als Eisenbahnzeit vorgeschlagen. Dies führte nach einigen vorbereitenden internationalen Konferenzen auf der Internationalen Meridian Konferenz im Oktober 1884 in Washington, D.C. dazu, dass die Erde zunächst in 24 Stundenzonen von je 15 Längengraden aufgeteilt wurde. Die Differenz zwischen jeder Zone betrug damit 60 Minuten oder eine Stunde. Auf dieser Konferenz einigte man sich auf den 1883 zur Berechnung der Weltzeit festgesetzten Greenwich-Meridian als Nullmeridian. Rein mathematisch betrachtet überstreicht jede Zeitzone also einen Streifen von 15 Längengraden auf der Erdoberfläche.

Die heutige Situation

Heute sind die Zeiten in den verschiedenen Zeitzonen an die Koordinierte Weltzeit (UTC) angekoppelt, die damit die Funktion der "Greenwich Mean Time" (GMT) übernommen hat. Genau wie Letztere ist auch die UTC nach dem nullten Längengrad ausgerichtet, dieser verläuft durch Greenwich/London. Die Zeiten in den anderen Zeitzonen ergeben sich durch Hinzufügen oder Abziehen einer ganzzahligen Anzahl von Stunden, je nach ihrem (mittleren) Abstand vom nullten Längengrad. Jedes Land wurde einer Zeitzone zugeordnet. Länder mit sehr großer Ost-West-Ausdehnung haben mehrere Zeitzonen. So ist zum Beispiel Russland über neun Zeitzonen verteilt, USA über sechs, Kanada über fünf, Brasilien über vier, Australien und Mexiko über drei Zeitzonen. Allerdings gibt es auch Länder oder Regionen, die weiterhin ihre spezifischen Zeiten haben, deren Differenz zu anderen Zeitzonen keine vollen Stunden betragen. So liegen zum Beispiel der Iran dreieinhalb Stunden, Afghanistan viereinhalb Stunden, Indien fünfeinhalb Stunden, und die australischen Bundesstaaten „Northern Territory“ und „South Australia“ neuneinhalb Stunden vor der koordinierten Weltzeit. Die Gründe für diese Sonderfälle sind wohl vor allem politisch-historischer Natur.

Politik versus Zeit

Aber auch heutzutage haben die Zeitzonen mehr politische Bedeutung als den Sinn der Angabe der genauen Tageszeit. Innerhalb der Europäischen Union gehören die meisten Länder der Mitteleuropäischen Zeit (MEZ) an, die eine Stunde vor der koordinierten Weltzeit liegt. Portugal, das Vereinigte Königreich und die Republik Irland benutzen UTC, Finnland, Estland, Lettland, Litauen, Griechenland und Zypern benutzen die osteuropäische Zeit (+2h gegenüber UTC). In einigen Ländern gab es dabei immer wieder Versuche, sie an die mitteleuropäische Zeitzone anzuschließen. Diese Vorliebe für die Mitteleuropäische Zeit führt dazu, dass auf den Ost-Norwegen vorgelagerten Inseln (Vardø) die Sonne bereits um 10:53 Uhr am höchsten Punkt steht, an der nordwestspanischen Küste (Kap Finisterre) dagegen erst um 13:37 Uhr MEZ, während der Sommerzeit eine Stunde später. Dadurch erklärt sich auch der spanische Brauch, sehr spät zu Abend zu essen -- nach reiner Sonnenzeit ist es nämlich dann noch gar nicht so spät. Portugal hat die MEZ wieder aufgegeben, da die Kinder selbst im Sommer noch bei Dunkelheit zur Schule gehen mussten. In der Volksrepublik China - dessen Territorium etwa vier Zeitzonen überschneiden würde - wird nur eine einzige Zeit benutzt, die der koordinierten Weltzeit acht Stunden voraus ist. Ausschlaggebend für diese Festlegung war seinerzeit die Zeit in Peking. Im westlichsten Zipfel von China ist somit der astronomische Mittag erst um 15:00 Uhr. Und in der russischen Exklave Kaliningrad war es nach der Wende einige Jahre lang eine Stunde später als im östlich(!) angrenzenden Litauen und zwei Stunden später als im südlich angrenzenden Polen - denn maßgeblich war für Kaliningrad die westlichste Zeitzone im russischen Mutterland, also +3h gegenüber UTC. Heute hat die Exklave die osteuropäische Zeitzone (UTC+2h) übernommen. Aus Handelsgründen gilt in Singapur die gleiche Zeit wie Hong Kong, damit die Börsen der beiden Städte zur gleichen Zeit eröffnen und schließen. Somit findet der Sonnenauf- und -untergang um 07:00 Uhr und 19:00 Uhr statt, im Gegensatz zur astronomischen Zeit (Singapur liegt nur 1° nördlich des Äquators) von 06:00 Uhr und 18:00 Uhr. Auch Malaysia benutzt die gleiche Zeitzone wie Singapur und Hong Kong. In Nepal beträgt die Zeitverschiebung +5:45h gegenüber der UTC, damit will sich das kleine Land vom großen Nachbarn Indien abgrenzen, der +5:30h hat.

Sommerzeit

Viele Länder wechseln in den Sommermonaten in eine andere Zeitzone. So gilt etwa in den mitteleuropäischen EU-Staaten im Winter die MEZ (UTC+1), in den Sommermonaten aber die mitteleuropäische Sommerzeit (MESZ, UTC+2). Wenn Länder auf der Südhalbkugel die Sommerzeit verwenden, muss natürlich darauf geachtet werden, dass deren Jahreszeiten den europäischen entgegengesetzt sind.

Auswahl der Liste der Zeitzonen (unvollständig)

Regionen mit einem Stern (
- ) verwenden die Sommerzeit. Hinweis: Die Liste ist noch unvollständig. Für die Abkürzungen gibt es keine weltweit verbindliche Definition, abgesehen von UTC+/-hh:mm.

UTC-12 bis UTC-9:30

UTC-9 bis UTC-6

UTC-5 bis UTC-4

UTC-3:30 bis UTC-1

UTC bis UTC+3

UTC+3:30 bis UTC+5

UTC+5:30 bis UTC+6:30

UTC+7 bis UTC+9

UTC+9:30 bis UTC+11

UTC+11:30 bis UTC+14

Weblinks

- http://www.timeticker.com/ www.timeticker.com Exakte Anzeige der Uhrzeit, Sommerzeit und Zeitzonen
- http://www.fusoorario.it Suche der Zeitzone über englischen Stadt-/Landesnamen
- http://www.timeanddate.com/library/abbreviations/timezones/ Übersicht aller Zeitzonen und deren Abkürzung
- http://www.timeanddate.com/worldclock/ Aktuelle Uhrzeit für viele Orte der Erde
- http://www.weltzeit.de/ Aktuelle Uhrzeit für alle Staaten

Siehe auch

- Liste der Zeitverschiebung aller Länder gegenüber MEZ
- Jet-Lag Kategorie:Zeitbegriff Kategorie:Zeitzone ja:標準時 ko:시간대 ms:Zon masa simple:Time zone th:เขตเวลา

Erdrotation

Die Erdrotation ist die Drehbewegung der Erde um ihre eigene Achse. Die Rotationsachse nennt man Erdachse.

Umdrehungsdauer

Die Dauer einer Umdrehung ist nicht konstant, auch die Lage der Erdachse ändert sich täglich geringfügig. Gründe dafür sind u.A. der unterschiedliche Wassergehalt der Atmosphäre und der Gewässer, Drehimpulsaufnahme von Stürmen und Meeresströmungen (auch durch Menschen verursacht bei großen Stauseen), Erdbeben und insbesondere die Gezeitenreibung, welche zu einer durchschnittlichen Zunahme der Tageslänge um 16 μs pro Jahr führen. Man kann die Veränderungen erst in letzter Zeit mit Hilfe von Ringlasern kontinuierlich verfolgen. Die durchschnittliche Dauer einer Umdrehung nennt man Sternentag = 23 h 56 min 4,10 s. Gelegentlich wird der Sternentag nicht in Bezug auf den kosmischen Hintergrund sondern auf den Frühlingspunkt berechnet und dauert dann, infolge der Präzession, 23 h 56 min 4,09 s. Im Sommer dreht sich die Erde langsamer als im Winter. Dies entsteht dadurch, dass im Sommer viel mehr Blätter auf den Bäumen hängen als im Winter und die Blätter die Geschwindigkeit der Erdumdrehung verringern. Natürlich ist, wenn auf der Nordhalbkugel Winter ist, auf der Südhalbkugel Sommer und dort hängen mehr Blätter auf den Bäumen. Da aber ein Großteil der Landmassen auf der Nordhalbkugel sind, stehen dort viel mehr Bäume und dadurch ist der Geschwindigkeitsunterschied bemerkbar. Der mittlere Sonnentag ist mit 24 Stunden etwas länger und ist die Basis unserer historischen Zeitmessung: 12 Tagstunden und 12 Nachtstunden. Der Unterschied aus der Länge des Sternentags und der Länge des Sonnentags resultiert aus der jährlichen Bewegung der Erde um die Sonne. Nach einer vollständigen Rotation der Erde ist sie auf ihrer Bahn fast ein Bogengrad weitergelaufen. Um diesen gleichen Winkel muss die Erde sich noch weiterdrehen, bis die Sonne wieder in der gleichen Himmelsrichtung am Himmel zu sehen ist, wie am Tag zuvor. Dies benötigt im Mittel etwa 4 Minuten. Da die elliptische Erdbahn aber im Laufe des Jahres nicht mit gleicher Geschwindigkeit durchlaufen wird, hat der Sonnentag aber leicht unterschiedliche Längen. Daher laufen unsere Uhren nach einer mittleren Sonne, anders als die Sonnenuhren, die naturgemäß die tatsächliche Sonne zur Basis nehmen. Der Zeitunterschied zwischen mittlerer Sonnenzeit und tatsächlicher Sonnenzeit wird als Zeitgleichung bezeichnet.

Entstehung der Rotation

Die Erddrehung kam – wie alle Planetendrehungen – einst zustande, als die heute feste Materie der Erde noch gasförmig war. Jedes Gasteilchen hatte einen eigenen Drehimpuls. Diese Impulse zusammengenommen führten bei zunehmender Abkühlung und Verdichtung des Gases schließlich zu einer einheitlichen Drehung des Gesamtkörpers. Je mehr sich der Gaskörper durch weitere Abkühlung verdichtete, desto schneller begann er sich auch zu drehen (Erhaltung des Drehimpulses). Die Drehrichtung der Erde ist identisch mit der Umlaufsrichtung auf ihrer Bahn um die Sonne, wie bei fast allen anderen Planeten auch. Lediglich die Venus dreht sich entgegengesetzt, und die Drehachse von Uranus liegt nahezu in seiner Bahnebene.

Siehe auch:

- Kreisel
- Präzession
- Schaltsekunde und Zeit

Weblinks

- [http://www.iers.org/ Internationaler Erdrotationsdienst] (englisch)
- [http://www.webgeo.de/beispiele/rahmen.php?string=1;k_021;2;;;; Bewegliches Modul der Erdbahn und Erdrotation] Kategorie:Erde

Sonne

Die Sonne (lat. Sol ) ist der Stern im Zentrum unseres Planetensystems, das nach ihr als Sonnensystem bezeichnet wird. Umgangssprachlich wird der Individualname unseres Zentralgestirns auch synonym zu Stern verwendet. Das Zeichen der Sonne: Stern Die Sonne ist für das Leben auf der Erde von fundamentaler Bedeutung. Viele wichtige Prozesse auf der Erdoberfläche, wie das Klima und das Leben selbst, werden durch die Strahlungsenergie der Sonne angetrieben. So stammen etwa 99,998 % des gesamten Energiebeitrags zum Erdklima von der Sonne – der winzige Rest wird aus geothermalen Wärmequellen gespeist. Auch die Gezeiten gehen zu einem Drittel auf die Schwerkraft der Sonne zurück. Schwerkraft __TOC__

Allgemeines

Schwerkraft Die Sonne ist der beherrschende Himmelskörper in unserem Planetensystem, zu dessen Gesamtmasse sie 99,9 % beiträgt. Ihr Durchmesser beträgt 1,3925 Millionen km (109-facher Erddurchmesser), was knapp unter dem geschätzten Mittelwert aller Sterne liegt. Sie ist ein Stern der so genannten Hauptreihe, ihre Spektralklasse ist G2, und sie hat die Leuchtkraftklasse V. Das bedeutet, dass die Sonne ein durchschnittlicher, gelb leuchtender „Zwergstern“ ist, der sich in der etwa 10 Milliarden Jahre dauernden Hauptphase seiner Entwicklung befindet. Ihr Alter wird auf etwa 4,6 Milliarden Jahre geschätzt. Die Leuchtkraft der Sonne entspricht einer Strahlungsleistung von etwa 3,8·10²⁶ Watt. Diese Strahlung wird zum Großteil im sichtbaren Licht abgegeben mit einem Maximum in den Spektralfarben Gelb und Grün. Die Farbe der Sonne, die wir als gelb wahrnehmen, erklärt sich aus ihrer Oberflächentemperatur von etwa 5.700 °C (siehe auch Schwarzkörperstrahlung). Die zentrale Bedeutung der Sonne für die Lebensprozesse auf der Erde zeigt sich auch hier: jener Bereich des elektromagnetischen Spektrums, in dem die Sonne am stärksten strahlt, ist genau der für uns Menschen und die meisten anderen Lebewesen sichtbare Teil dieses Spektrums. Dieses Faktum kann teleologisch oder durch Evolution gedeutet werden. Die Sonnenmasse beträgt etwa das Doppelte der geschätzten Durchschnittsmasse aller Sterne unserer Milchstraße. Zählt man nur die Sterne mit Kernfusion (schließt also die „Braunen Zwerge“ aus), liegt die Masse im Durchschnitt. Ihre Masse setzt sich zu 73,5 % aus Wasserstoff und zu 25 % aus Helium zusammen. Hinsichtlich der Anzahl der Atome betragen diese Anteile 92,7 % und 7,9 %. Die restlichen 1½ Prozent der Sonnenmasse setzen sich aus zahlreichen schwereren Elementen zusammen, vor allem Sauerstoff und Kohlenstoff.
Im Sonnenkern entsteht aus den dicht gedrängten Atomkernen des Wasserstoffs durch Kernfusion Helium, so dass der Wasserstoff-Anteil zugunsten des Heliums in Zukunft weiter sinken wird. Dieser Prozess ist der Motor der Sonne, aus dem sie jene Energie bezieht, die sie an der Photosphäre (leuchtende, sichtbare Oberfläche) durch Strahlung abgibt. Da die Sonne kein fester Körper wie die erdähnlichen Planeten und Monde ist, sondern ein heißer Gasball, wäre sie ohne diesen Energienachschub von innen instabil. Sie würde sich abkühlen und auf einen Bruchteil ihrer jetzigen Größe zusammenziehen. Die Sonne rotiert in rund 4 Wochen um die eigene Achse. Diese Rotation dauert am Äquator 25,4 Tage, in mittleren Breiten 27-28 Tage und nahe den Polen 36 Tage. Dieser Unterschied in der Dauer eines Sonnentages wird als differenzielle Rotation bezeichnet und ist seit längerem durch Gas- und Hydrodynamik erklärbar.

Kulturgeschichte

Hydrodynamik] 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 das Auftreten einer Sonnenfinsternis löste große Bestürzung und Furcht hervor. Im alten China glaubte man, ein Drache würde die Sonne verschlingen. Durch die Veranstaltung von großem 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 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 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. 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 hervor gingen („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, z.B. beschrieb der Vorsokratiker Anaxagoras die Sonne als glühenden Stein. Diese Auffassungen setzte 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 bzw. 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. 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 antike Weltbild ging allgemein davon aus, dass die Erde den Mittelpunkt des Universums bildete. Sonne, Mond und die Planeten bewegten sich auf exakten Kreisbahnen um die Erde. Diese Vorstellung, zusammengefasst von Ptolemäus, hielt sich fast 2.000 Jahre lang. Insbesondere die Kirche verteidigte dieses Weltbild, zumal auch in der Bibel dargelegt wird, dass sich die Sonne bewegt. Allerdings zeigte das Modell Schwächen. So konnte die Bewegung der Planeten nur durch komplizierte Hilfskonstruktionen erklärt werden. Bereits Aristarch 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 1.500 Jahre später wieder auf. Nikolaus Kopernikus versuchte in seinem Werk De Revolutionibus Orbium Coelestium eine mathematische Grundlage dafür zu schaffen, was ihm letztendlich nicht gelang. Sein Werk regte allerdings weitere Forschungen an und bereitete das Fundament für das „Kopernikanische Weltbild“. Kopernikus' Werk wurde von der Kirche zunächst nicht als Ketzerei betrachtet, da es ein rein mathematisches Modell darstellte. In späteren Jahren, als Gelehrte daran gingen, Kopernikus' Vorstellung in ein reales Weltbild umzusetzen, wandte sich die Kirche jedoch entschieden gegen solche „umstürzlerischen“ Gedanken. Gelehrte, wie Galilei, die ebenfalls zur Erkenntnis einer zentralen Sonne gelangt waren, wurden von der Inquisition verfolgt. Durch weitere Beobachtungen, exakte Bestimmungen der Planetenbahnen, die Einführung des Teleskops und die Entdeckung der Gesetze der Himmelsmechanik, setzte sich das heliozentrische Weltbild allmählich durch. Die weiteren Fortschritte der Astronomie ergaben schließlich, dass auch die Sonne keine herausragende Stellung im Universum einnimmt, sondern ein Stern unter Abermilliarden Sternen ist. heliozentrische Weltbild

Aufbau

Die Sonne besteht aus verschiedenen Zonen mit schalenförmigem Aufbau, wobei die Übergänge allerdings nicht streng voneinander abgegrenzt sind.

Kern

Sämtliche freiwerdende Energie stammt aus einer als „Kern“ bezeichneten Zone im Innern der Sonne. Dieser Kern erstreckt sich vom Zentrum bis zu etwa einem Viertel des Radius der sichtbaren Sonnenoberfläche. Obwohl der Kern nur 1,6 % des Sonnenvolumens ausmacht, sind hier rund 50 % der Sonnenmasse konzentriert. Bei einer Temperatur von etwa 15,6 Millionen K liegt die Materie in Form eines Plasmas vor. Durch die Proton-Proton-Reaktion verschmelzen Wasserstoffkerne zu Heliumkernen, wobei Gammastrahlung und Elektronneutrinos erzeugt werden. Die erzeugten Heliumkerne haben aufgrund der Bindungsenergie eine geringfügig geringere Masse als die Summe der ursprünglichen Wasserstoffkerne (Massendefekt). Der Massenunterschied wird gemäß der Formel E = m c² in Energie umgewandelt (pro Proton-Proton-Fusion ≈ 27 MeV). Im Kern der Sonne werden pro Sekunde 700 Millionen Tonnen Wasserstoff zu 695 Millionen Tonnen Helium fusioniert, wobei eine Gesamtleistung von ca. 4 · 10²⁶ W = 400 Quadrillionen Watt freigesetzt wird. Eigentlich ist der Sonnenkern zu „kalt“ für eine Kernfusion. Die kinetische Energie der Teilchen reicht rechnerisch nicht aus, um bei einem Zusammenstoß die starken Abstoßungskräfte der positiv geladenen Protonen (Wasserstoffkerne) zu überwinden. Dass dennoch Fusionen stattfinden, ist auf den quantenmechanischen Tunneleffekt zurück zu führen. Gemäß der Quantenmechanik verhält sich ein Proton wie eine ausgebreitete Welle ohne genau definierten Ort, seine Energie schwankt um einen Mittelwert. Es besteht dabei eine sehr geringe Wahrscheinlichkeit, dass sich zwei Protonen so weit nähern, dass eine Verschmelzung stattfinden kann. Das Energieniveau der abstoßenden Kräfte wird bei der Verschmelzung gleichsam „durchtunnelt“. Somit ist die Wahrscheinlichkeit einer Fusion zweier Wasserstoffkerne im Innern der Sonne sehr gering. Da jedoch eine immense Anzahl von Kernen vorhanden ist, können dennoch gewaltige Energiemengen freigesetzt werden. Die „gebremste“ Kernfusion hat für das Sonnensystem und das Leben auf der Erde den entscheidenden Vorteil, dass die Sonne sparsam mit ihren Energievorräten umgeht und über einen langen Zeitraum konstante Energiemengen abstrahlt.

Strahlungszone

Um den Kern herum liegt die so genannte „Strahlungszone“, die etwa 70 % des Sonnenradius ausmacht. Im Vakuum des Weltalls bewegen sich Gammaphotonen mit Lichtgeschwindigkeit durch den Raum. Im Innern der Sonne herrscht eine derart hohe Dichte, dass die Photonen immer wieder mit den Teilchen des Plasmas zusammenstoßen, dabei absorbiert und wieder abgestrahlt werden. Sie bewegen sich auf einer völlig zufälligen Bahn und diffundieren dabei Richtung Sonnenoberfläche. Statistisch benötigt ein Photon etwa 170.000 Jahre, um die Strahlungszone zu passieren. Dies bedeutet, dass das Licht, welches wir heute von der Sonne erhalten, bereits vor entsprechend langer Zeit erzeugt wurde. Bei jedem Zusammenstoß in der Strahlungszone nimmt die Strahlungsenergie des Photons ab und seine Wellenlänge nimmt zu. Die Gammastrahlung wird in Röntgenstrahlung umgewandelt. Anders als die Photonen gelangen die Neutrinos nahezu ungehindert durch die Schichten der Sonne, da sie kaum mit Materie in Wechselwirkung treten. Die Neutrinos erreichen, da sie sich mit Lichtgeschwindigkeit bewegen, bereits nach acht Minuten die Erde, wobei sie den Planeten fast ungehindert durchqueren. In jeder Sekunde durchqueren etwa 70 Mrd. Neutrinos einen Quadratzentimeter der Erdoberfläche.

Konvektionszone

An die Strahlungszone schließt sich die „Konvektionszone“ an. Am Grenzbereich zur Strahlungszone beträgt die Temperatur noch ca. 2 Mio. Kelvin. Die Energie wird in dieser Zone nicht mehr durch Strahlung abgegeben, sondern durch eine Strömung (Konvektion) der Plasmas weiter nach außen transportiert. Dabei steigt heiße Materie in gewaltigen Strömen nach außen, kühlt dort ab und sinkt wieder ins Sonneninnere hinab. Da das frisch aufgestiegene Plasma heißer und damit heller ist als das absteigende, sind die Konvektionszellen mit einem Teleskop als Granulation der Sonnenoberfläche erkennbar.

Sonnenoberfläche und Umgebung

Granulation Oberhalb der Konvektionszone liegt die Photosphäre, die wir als Quelle der Sonnenstrahlung wahrnehmen: eine „Kugelschale aus Licht“ als die für uns sichtbare Sonnenoberfläche. Sie ist aber nur eine 300-400 km dicke Schicht, deren Temperatur an der Oberfläche rund 6.000 Kelvin (5.700 °C) beträgt. Die Photosphäre gilt allgemein als die eigentliche Sonnenoberfläche, obwohl unser Zentralgestirn - wie auch die meisten anderen Sterne - keine scharfe äußere Grenze besitzt. Die Photosphäre gibt die gesamte vom Sonneninnern erzeugte und aufsteigende Energie als Strahlung ab – großteils im sichtbaren Licht, was auch ihr Name andeutet (griech. φoς = Licht). Erst hier hat die Energie der Strahlungsquanten soweit abgenommen, dass sie unschädlich und für das menschliche Auge sichtbar sind. Wegen ungeheurer Wirbel und variabler Magnetfelder (Quelle der Sonnenflecken) darf man sich die Oberfläche allerdings nicht als glatt vorstellen. Durch digitale Bildverarbeitung der Messungen von SOHO, TRACE oder CHANDRA kann man sie so darstellen, dass sie wie hartes, aber dauernd bewegliches Material aussieht. Für die Turbulenzen ist auch die elektrische Leitfähigkeit der heißen Sonnenmaterie entscheidend. Leitfähigkeit Über der Photosphäre erstreckt sich die Chromosphäre. Sie wird von jener zwar überstrahlt, ist aber bei Sonnenfinsternissen für einige Sekunden als rötliche Leuchterscheinung zu sehen. Die Temperatur nimmt hier auf über 10.000 K zu, während die Gasdichte um den Faktor 10^-4 auf 10^-15 g/cm³ abnimmt. Über der Chromosphäre liegt die Korona, in der die Dichte nochmals um den Faktor 10^-4 auf 10^-19 g/cm³ abnimmt. Die innere Korona erstreckt sich – je nach dem aktuellen Fleckenzyklus – um 1-2 Sonnenradien nach außen und stellt eine erste Übergangszone zum interplanetaren Raum dar. Durch Sonnenstrahlung, Stoßwellen und andere Wechselwirkungen mechanischer oder magnetischer Art wird die äußerst verdünnte Koronen-Materie allerdings auf Temperaturen bis zu zwei Millionen Kelvin aufgeheizt. Die genauen Ursachen dieser Heizmechanismen sind freilich noch unklar. Eine mögliche Energiequelle wären akustische Wellen und Microflares - kleine Ausbrüche auf der Sonnenoberfläche Ein besonders hoher Temperaturgradient herrscht an der Untergrenze der Korona, wo ihre Dichte nach oben schneller abnimmt, als die Energie abtransportiert werden kann. Innerhalb einiger 100 Höhenkilometer steigt die kinetische Gastemperatur um eine Million Grad und „macht sich Luft“, indem die zusätzliche Heizenergie als Sonnenwind entweicht. Die Korona kann nur aufgrund ihrer extrem geringen Dichte so heiß werden. Der bei jeder totalen Sonnenfinsternis sichtbare Strahlenkranz (lat. Corona = Krone) hat schon vor Jahrtausenden die Menschen erstaunt. Er kann bis mehrere Millionen Kilometer reichen und zeigt eine strahlenförmige Struktur, die sich mit dem Zyklus der Sonnenflecken stark ändert. Im Sonnenflecken-Maximum verlaufen die Strahlen nach allen Seiten, im Minimum nur in der Nähe des Sonnenäquators. Die Korona erstreckt sich bis zur Heliopause, wo sie auf das interstellare Medium trifft.

Magnetfeld

äquator äquator Die Sonne besitzt außerordentlich starke Magnetfelder, die durch die Strömung der elektrisch leitenden Gase hervorgerufen werden. Die Leitfähigkeit des Plasmas im Sonneninnern entspricht dem von Kupfer bei Zimmertemperatur. In der Sonne zirkulieren elektrische Ströme in einer Größenordnung von 10¹² Ampere. Das Innere der Sonne wirkt somit wie ein gigantischer Dynamo, der die Bewegungsenergie eines elektrischen Leiters in elektrische Energie und ein Magnetfeld umwandelt. Man geht derzeit davon aus, dass dieser Dynamoeffekt nur in einer dünnen Schicht am Boden der Konvektionszone wirksam ist. Sichtbare Auswirkungen der Magnetfelder sind die Sonnenflecken und die Protuberanzen. Sonnenflecken sind relativ kühle Bereiche der Sonnenatmosphäre. Ihre Temperatur liegt zwischen 3.700 und 4.500 K. Durch spektroskopische Untersuchungen konnte festgestellt werden, dass im Bereich der Sonnenflecken starke Magnetfelder vorherrschen. Die Spektrallinien von Elementen, die normalerweise bei einer Wellenlänge liegen, erscheinen bei Anwesenheit eines Magnetfeldes dreigeteilt (Zeeman-Effekt), wobei der Abstand der Linien proportional zur Stärke des Feldes ist. Die Magnetfeldstärke im Umfeld der Sonnenflecken kann bis zu 0,3 Tesla (3.000 Gauß) betragen und ist somit tausendmal stärker als das irdische Magnetfeld an der Erdoberfläche. In der Sonne bewirken die Magnetfelder eine Hemmung der Konvektionsströmungen, so dass weniger Energie nach außen transportiert wird. Die dunkelsten und kühlsten Zonen auf der Sonne sind somit die Orte mit den stärksten Magnetfeldern. Gauß Sonnenflecken treten in Gruppen auf, wobei meistens zwei auffällige Flecken dominieren, die eine entgegen gesetzte magnetische Ausrichtung aufweisen (ein Fleck ist sozusagen ein „magnetischer Nordpol“, der andere ein „Südpol“). Solche bipolaren Flecken sind meist in Ost-West-Richtung, parallel zum Sonnenäquator, ausgerichtet. Zwischen den Flecken bilden sich Magnetfeldlinien in Form von Schleifen aus. Längs dieser Linien wird ionisiertes Gas festgehalten, das in Form von Protuberanzen oder Filamenten sichtbar wird (Protuberanzen sind Erscheinungen am Rand, Filamente auf der „Sonnenscheibe“). Gauß Die Gesamtzahl der Sonnenflecken unterliegt einem Zyklus von rund elf Jahren. Während eines Fleckenminimums sind kaum Sonnenflecken sichtbar. Mit der Zeit bilden sich zunehmend Flecken in einem Bereich von 30° nördlicher und südlicher Breite aus. Diese aktiven Fleckengürtel bewegen sich zunehmend in Richtung Äquator. Nach etwa 5,5 Jahren ist das Maximum erreicht und die Zahl der Flecken nimmt langsam wieder ab. Nach einem Zyklus hat sich das globale Magnetfeld der Sonne umgepolt. Der vorher magnetische Nordpol ist jetzt der magnetische Südpol. Die genauen Ursachen für den elfjährigen Zyklus sind noch nicht vollständig erforscht. Derzeit geht man von folgendem Modell aus: :Zu Beginn eines Zyklus, im Minimum, ist das globale Magnetfeld der Sonne bipolar ausgerichtet. Die Magnetfeldlinien verlaufen geradlinig über den Äquator von Pol zu Pol. Durch die differenzielle Rotation werden die elektrisch geladenen Gasschichten gegeneinander verschoben, wobei die Magnetfelder zunehmend gestaucht, verdreht und verdrillt werden. Die Magnetfeldlinien ragen zunehmend aus der sichtbaren Oberfläche heraus und verursachen die Bildung von Flecken und Protuberanzen. Nach dem Fleckenmaximum richtet sich das Magnetfeld wieder neu aus.

Pulsation

Die gesamte Sonne pulsiert in unterschiedlichen Frequenzen. Sie schwingt gleichsam wie eine riesige Glocke. Allerdings können wir die Schallwellen auf der Erde nicht „hören“, da das Vakuum des Weltraums diese nicht weiterleitet. Mit speziellen Methoden kann man die Schwingungen jedoch sichtbar machen. Schwingungen aus dem Sonneninnern bewegen die Photosphäre auf und ab. Aufgrund des Dopplereffekts werden die Absorptionslinien des Sonnenspektrums, je nach Bewegungsrichtung der Gase, verschoben. Die hauptsächlich vorherrschende Schwingung hat eine Periodendauer von etwa fünf Minuten (293 ± 3 Sekunden). Innerhalb der Konvektionszone herrschen heftige Turbulenzen, wobei aufsteigende Konvektionszellen bei der Strömung durch die umliegenden Gase Schallwellen erzeugen. Nach außen laufende Schallwellen erreichen die Grenzschicht zur Photosphäre. Da dort die Dichte stark abnimmt, können die Wellen sich dort nicht ausbreiten sondern werden reflektiert und laufen wieder ins Sonneninnere. Mit zunehmender Tiefe nehmen die Dichte der Materie und die Schallgeschwindigkeit zu, so dass die Wellenfront gekrümmt und wieder nach außen geleitet wird. Durch wiederholte Reflexion und Überlagerung können Schallwellen verstärkt werden, es bilden sich Resonanzen aus. Die Konvektionszone wirkt somit wie ein riesiger Resonanzkörper, der die darüber liegende Photosphäre in Schwingung versetzt. Die Auswertung der Schwingungen erlaubt eine Aussage über den inneren Aufbau der Sonne. So konnte die Ausdehnung der Konvektionszone bestimmt werden. Analog zur Erforschung von seismischen Wellen auf der Erde, spricht man bei dem solaren Wissenschaftszweig von der Helioseismologie.

Wechselwirkung der Sonne mit ihrer Umgebung

Die Sonne beeinflusst auch den interplanetaren Raum mit ihrem Magnetfeld und vor allem mit der Teilchenemission, dem Sonnenwind. Dieser Teilchenstrom kann die Sonne mit mehreren 100 km/s verlassen und verdrängt das Interstellare Medium bis zu einer Entfernung von mehr als 10 Milliarden Kilometern. Bei Sonneneruptionen können sowohl Geschwindigkeit als auch Dichte des Sonnenwindes stark zunehmen und auf der Erde neben Polarlichtern auch Störungen in elektronischen Systemen und im Funkverkehr verursachen.

Daten zur Sonne

Erforschung der Sonne

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. Der Verlauf der Sonne sowie besonders Sonnenfinsternisse wurden von den unterschiedlichen Kulturen 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

China 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 Jahre 1610 beobachteten Galileo 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. Komet 1775 vermutete Christian Horrobow bereits, dass die Sonnenflecken einer gewissen Periodizität unterliegen. 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. 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 Spektroheliographen. 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. Lange Zeit unklar war allerdings, woher die Sonne ihre Energie bezieht. So hatte man die Vorstellung, dass die Sonne ein glühender, brennender Körper sei. Allerdings hätte der Brennstoff nur für einige tausend Jahre gereicht. William Thomson, der spätere Lord Kelvin, ging davon aus, dass die Sonne durch die eigene Schwerkraftwirkung schrumpfe und die Bewegungsenergie der Sonnenteilchen in Wärme umgewandelt würde. So könnte die Sonne für etwa hundert Millionen Jahre Energie abgeben. Mit der Entdeckung der irdischen Radioaktivität stellte man allerdings fest, dass die Gesteine der Erdkruste mehrere Milliarden Jahre alt sein müssen. Erst die Entschlüsselung der atomaren Vorgänge brachte eine Lösung. Ernest Rutherford beschrieb einen Zusammenhang zwischen Radioaktivität und Kernumwandlung. Arthur Stanley Eddington folgerte, dass im Innern der Sterne Elemente verschmelzen und in andere umgewandelt werden, wobei Energie freigesetzt wird. Da bei spektroskopischen Untersuchung hauptsächlich Wasserstoff festgestellt wurde, ging man davon aus, dass dieses Element eine entscheidende Rolle spiele. 1938 beschrieb Hans Bethe schließlich die Prozesse Proton-Proton-Reaktion, die im Innern der Sonne ablaufen. 1942 wurde festgestellt, dass die Sonne Radiowellen ausstrahlt. 1949 wies Herbert Friedman die solare Röntgenstrahlung nach. Im Laufe der Zeit wurden spezielle Sonnenobservatorien errichtet, die ausschließlich der Beobachtung der Sonne dienen. 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. 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 1/3 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

Super-Kamiokande 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 z.B. die 1973 gestartete Raumstation Skylab unter anderem ein Röntgenteleskop an Bord. Mit Hilfe von Raumsonden versuchte man unter anderem 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. Die 1990 gestartete Raumsonde Ulysses verfolgte andere Ziele. Sie sollte die Pole der Sonne studieren, die sowohl von der Erde, als auch von Satelliten und Raumsonden, die sich in der Planetenebene bewegen, nicht sichtbar sind. Dies war nur mit einer Änderung der Bahnebene der Raumsonde um 90° 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 nicht möglich gewesen. Swing-By 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. Für 2013 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.

Sichtbare Erscheinungen und 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. Vorsicht, eine direkte Beobachtung der Sonne mit oder ohne Fernrohr ist gefährlich für die Augen! Flare Die Sonnenbeobachtung geschieht am einfachsten, indem das Okularbild eines Teleskops oder Fernglases auf eine weiße Fläche (z.B. eine Leinwand oder ein Stück Pappe) projiziert wird. Die Abbildung der Sonne kann gefahrlos betrachtet werden. Dieses Verfahren nennt man Okularprojektion. 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 sog. H-alpha-Filter beobachtet. Dies ist ein besonders schmalbandiger Interferenzfilter, der nur das tiefrote Licht des ionisierten Wasserstoffes durchlässt. Eine Beobachtung der gesamten Sonnenoberfläche in diesem Spektralbereich ermöglichen sog. H-alpha-Teleskope. Damit können Protuberanzen, Filamente, Flecken und Flares beobachtet werden. Diese Teleskope sind in den letzten Jahren sehr preisgünstig geworden und werden von Amateurastronomen zunehmend eingesetzt. Die Korona kann nur bei einer totalen Sonnenfinsternis oder mittels eines speziellen Gerätes, dem Koronographen, beobachtet werden. 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.

Entwicklung der Sonne

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 heute anhand der Gesetze der Physik und der Kenntnis kernphysikalischer Prozesse aus Laborexperimenten, recht genau im Computer modellieren. Die Kenndaten der einzelnen Phasen sind in der Tabelle angegeben . Der Index Null markiert die heutigen Kenndaten der Sonne, d. h. im Alter von 4,6 Milliarden Jahren.

Protostern

Vor ca. 4,6 Mrd. Jahren zog sich eine riesige Gas- und Staubwolke unter der eigenen Schwerkraft zusammen. Im Zentrum der Wolke wurde die Materie immer dichter zusammen gepresst, 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

Die Temperatur und der Druck im Zentrum stiegen so weit an, bis die Kernfusionsprozesse einsetzten. Dadurch wurde ein Strahlungsdruck wirksam, der der Schwerkraft entgegenwirkte. Die weitere Kontraktion wurde aufgehalten, der Stern stabilisierte sich. Die Sonne hatte das Stadium eines sogenannten Hauptreihensterns erreicht. In dieser Phase verweilt sie 11 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, d. h. in 0,9 Milliarden Jahren ab heute, überschreitet die mittlere Temperatur auf der Erdoberfläche den für höhere Lebewesen kritischen Wert von 30 °C . Eine weitere Milliarde Jahre später werden 100 °C erreicht. Spätestens in 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 beginnt eine Kontraktionsphase der ausgebrannten Kernzone aus Helium. Dabei wächst der Sonnenradius auf 2,3 R₀ an. Die Sonne wird rötlicher und beginnt sich von der Hauptreihe im so genannten Hertzsprung-Russell-Diagramm zu entfernen. Bis zu diesem Zeitpunkt beträgt der Massenverlust durch Sonnenwind weniger als ein Promille.

Roter Riese

Hertzsprung-Russell-Diagramm 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 2.300 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. Da die Kernzone der Sonne keine Energie mehr produziert, gibt sie der Gravitation weiter nach und kontrahiert, bis schließlich die Dichte ungefähr auf das 10.000fache des heutigen Wertes angestiegen ist.

Helium-Blitz und -Brennphase

Durch die Kontraktion der Zentralregion steigt dort die Temperatur schließlich auf 10⁸ K. Bei diesem Wert setzt die Fusion von Helium zu Kohlenstoff ein. Aufgrund der extremen Dichte von der Größenordung 10⁶ g/cm³ im Zentrum und der damit verbundenen Neutrino-Kühlung, zündet die 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 ab und zwar um fast einen Faktor 100. 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 brennt auch die schalenförmige Wasserstofffusionszone weiter außen weiter. 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 2.000 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 Szenarium 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 5.000 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 durch die 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 3.500 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.

Siehe auch

- Astronomie
- Kosmologie
- Sonnenforschung

Literatur

- Kenneth R. Lang: Die Sonne - Stern unserer Erde, Springer- Verlag Berlin, Heidelberg, New York, 1996, ISBN 3-540-59437
- Rudolf Kippenhahn: Der Stern von dem wir leben, DVA, 1990, ISBN 3-421-02755-2
- Helmut Scheffler, Hans Elsässer: Physik der Sterne und der Sonne, BI Mannheim, 1990, ISBN 3-411-14172-7
- I.-J. Sackmann et al: Our Sun. III. Present and Future, Astrophysical Journal, 418, S. 457–468, Nov. 1993 [http://adsabs.harvard.edu/cgi-bin/nph-bib_query?bibcode=1993ApJ...418..457S Online-Version]
- C. Bounama, W. v. Bloh, S. Franck: Das Ende des Raumschiffs Erde, Spektrum der Wissenschaft, Oktober 2004, S. 52–59
- Wolfgang Mattig, Die Sonne, Beck'sche Reihe Bd.2001, ISBN 3-406-39001-3
- Wolfgang Mattig, Artikel in [http://www.sonneonline.org SONNE 103]

Weblinks

- [http://www.extrasolar-planets.com/astronomie/sonne.php extrasolar-planets.com - Sonne] (dt.)
- [http://www.raumfahrer.net/astronomie/sonnensystem/sonne.shtml Raumfahrer.net: Die Sonne]
- [http://photojournal.jpl.nasa.gov/target/Sun Bilder von der Sonne]
- [http://www.baschelden-network.de/ass/Sol/ „Cinema del Sol“: animierte Protuberanzen und Sonnenflecken]
- [http://www.sonnenbeobachtung.de Informationen zur Sonnenbeobachtung mit Bildergalerie]

Videos

- Real Video (Aus der Fernsehsendung Alpha Centauri):
- [http://www.br-online.de/cgi-bin/ravi?v=alpha/centauri/v/&f=990704.rm Woher hat die Sonne ihre Energie?]
- [http://www.br-online.de/cgi-bin/ravi?v=alpha/centauri/v/&g2=1&f=040929.rm Ist die Sonne etwas Besonderes?]
- [http://www.br-online.de/cgi-bin/ravi?v=alpha/centauri/v/&g2=1&f=031112.rm Steuert die Sonne unser Wetter?]
- [http://www.br-online.de/cgi-bin/ravi?v=alpha/centauri/v/&g2=1&f=030709.rm Krümmt die Sonne den Raum?]
- [http://www.br-online.de/cgi-bin/ravi?v=alpha/centauri/v/&f=990718.rm Was sind Sonnenflecken und Sonnenstürme?] Kategorie:Sonne Kategorie:Individueller Stern erster Größe und heller ja:太陽 ko:태양 ms:Matahari simple:Sun th:ดวงอาทิตย์ zh-min-nan:Ji̍t-thâu

Sonnenuhr

Eine Sonnenuhr ist ein astronomisches Gerät, das den Stand der Sonne am Himmel zur Zeitanzeige nutzt. Dazu wird der Schatten eines Zeigers, des Gnomons, auf einem Ziffernblatt abgebildet. Sonnenuhren dienen heute vor allem der Ausschmückung von Gebäuden und Plätzen, lassen aber bei geeigneter Bauweise eine Ablesung der Zeit mit einer Genauigkeit besser als fünf Minuten zu. Die Lehre von Sonnenuhren ist die Gnomonik.

Zeitanzeige

Sofern die Sonnenuhr so konstruiert ist, dass sie bei Sonnenhöchststand 12 Uhr anzeigt, gibt sie die so genannte wahre Ortszeit (WOZ) an. Das ist insbesondere bei älteren Sonnenuhren der Fall. Diese Zeit unterscheidet sich von der jeweiligen mittleren Ortszeit (MOZ) welche für eine Zeitzone als offizielle Zeit festgelegt ist:
- um die Zeitdifferenz aufgrund der geografische Längendifferenz des Standortes zu dem Zonenmeridian, dessen MOZ als Zonenzeit gilt (für Mitteleuropa und damit für die Mitteleuropäische Zeit (MEZ), ist der Zonenmeridian bei 15° östlich von Greenwich,
- plus der Zeitdifferenz aufgrund der Zeitgleichung, welche durch die elliptische Bahn der Erde und die Neigung der Erdachse verursacht wird und je nach Jahreszeit bis zu 16 Minuten beträgt
- im Sommerhalbjahr ggf. um eine zusätzliche Stunde wegen der Sommerzeit
- gevtl. um weitere Beträge die gesetzlich festgelegt werden, um die Zeit innerhalb einer Region zu vereinheitlichen (Spanien hat daher auch MEZ). Im Fall des Bereichs der MEZ kann die Differenz zwischen WOZ und Zonenzeit je nach Standort plus/minus 30-50 Minuten aufweisen. Zur Mitteleuropäischen Sommerzeit (MESZ) kann die Abweichung wegen des Vorlaufes der offiziellen Zeit um 1 Stunde zwischen Null und -1¾ Stunden betragen. Eine Beispielrechnung: Auf dem 11. östlichen Längengrad zeigt die Sonnenuhr am 10.7. 12 Uhr WOZ an. Um auf die offizielle Zeit zu kommen ist wie folgt zu rechnen: :: 12:00 WOZ :::+ 0:16 h wegen 4° Längendifferenz (4°/360°
- 24h) :::+ 0:05 h Zeitgleichungskorrektur für den 10.7. :::+ 1:00 h Sommerzeit ::= 13:21 MESZ. MESZ Bei moderneren Sonnenuhren wird die Differenz zur Zonenzeit oft durch ein entsprechend modifiziertes Zifferblatt korrigiert. Zusätzlich kann auch der Fehler berücksichtigt werden, der durch die Ellipsenbahn der Erde und die Neigung der Erdachse verursacht wird. Bei diesen Sonnenuhren sind die Linien, die einer bestimmten Stunde entsprechen, nicht gerade, sondern haben die Form einer flachen Acht. Diese ergibt sich aufgrund der Zeitgleichung und wird Analemma genannt. Aufgrund der Präzession der Erdachse mit einer Periode von 23.000 Jahren verschiebt sich der durch die elliptische Umlaufbahn bewirkte Effekt gegen die Jahreszeiten, so dass die Form des Analemmas innerhalb der Jahrtausende eine gewisse Veränderung erfährt.

Beispiel

Präzession Die Sonnenuhr von Lluc (Mallorca) im Bild rechts veranschaulicht die Entwicklung der Sonnenuhr an vier Beispielen. Die Aufnahme entstand am 21. September um 16:50 MESZ. Die Sonnenuhr steht auf dem Längengrad 2° 53' Ost und geht, bezogen auf den 0-Meridian (UT), um ca. 11' [http://www.google.de/search?q=2.88%2F360%2A24%2A60] vor, bezogen auf MESZ um ca. 1h49' nach. Sie zeigt die Ortszeit von ca 3 Uhr nachmittags an. 1. Kanonische Zeit (Links oben) Die Uhr oben links unterteilt den Tag in Zeitabschnitte gleicher Dauer. Variationen der Periodendauern mit den Jahreszeiten bleiben unberücksichtigt. Die Namen der Zeiten erinnern an den Tagesablauf in einem mittelalterlichen Kloster. 2. Babylonische Zeit (Links unten) Diese Uhr korrigiert die Stunden in Abhängigkeit von der Jahreszeit. Wie unter Gnomon beschrieben, bewegt sich der Endpunkt des Schattens im Lauf eines Tages auf einer Hyperbel. Die Hyperbel verschiebt sich in Abhängigkeit von der Jahreszeit nach oben oder unten. Die Lage des Schattens sagt die Tageszeit, die Länge des Schattens ungefähr den Tag im Jahr. In der Abbildung liegt der Schatten auf der Linie 23 Septembre / 21 Marc nahe der Zahl IX. Nach babylonischer Zeitrechnung beginnt der Tag um 6 Uhr morgens. Die Stunde I entspricht 7 Uhr, folglich ist es zur IX. Stunde drei Uhr. 3. Sonnenuhr mit radialem Ziffernblatt (Mitte) Der Zeiger der mittleren Uhr verläuft parallel zur Erdachse. Die Orientierung seines Schattens ist deshalb unabhängig von der Jahreszeit. Die Schatten bilden Geradenbüschel mit dem Ursprung im Fußpunkt des Stabes, abgesehen von den Korrekturen durch die Zeitgleichung. Der Schatten des Querstabs im Zeiger nennt das Datum. Im Bild fällt der Schatten auf 3 Uhr Nachmittags. Der Schatten des Querstabs, am rechten Rand des Hauptschattens, markiert die Jahrestagslinie 23 Septembre -19' / 21 Marc - 4' . Entsprechend der Zeitgleichung ist im März ist eine Zeitkorrektur von 4 Minuten erforderlich, im September von 19 Minuten. Die Zahlen links und rechts der Sonne bedeuten: : λ=2° 53' E und φ=39° 50' N: geographische Koordinaten des Standorts : -11' 32" (G): Zeitkorrektur gegenüber UT : δ=13° 48' E: Winkel, um den die senkrecht stehende Wand gegenüber der Ost-West Richtung verdreht ist (?) 4. Sonnenuhr mit Analemma-Ziffernblatt (rechts) Die Uhr ähnelt der babylonischen Uhr, berücksichtigt aber in ihrem Ziffernblatt die Abweichungen der Zeitgleichung in Form eines Analemmas. Um das Ablesen zu erleichtern, gilt die rechte obere Uhr nur für den Sommer und Herbst, die untere für Winter und Frühling. Anders als bei der babylonischen Uhr bestimmt nicht die Spitze des des Gnomons die Zeit, sondern der Schnittpunkt seines Schattens mit der Jahrestagslinie. Die Aufnahme entstand um den 21. September. Zu diesem Tag gehört die Line des Tierkreises xx in der rechten oberen Uhr, das ist die dritte Linie von oben. Ihr Schnittpunkt mit dem Schatten des Zeigers sagt die Zeit, 3 Uhr.

Sonnenuhr-Typen

Tierkreis
- Äquatorialsonnenuhr
- Horizontalsonnenuhr
- Vertikalsonnenuhr
- polare Sonnenuhr
- Analemmatische Sonnenuhr
- Kugelsonnenuhr
- Ringsonnenuhr

Geschichte

Die Sonnenuhr wurde in der Antike vor allem durch die Griechen aus dem Gnomon entwickelt. Diesen senkrechten Schattenstab hatten die Griechen von den Babyloniern übernommen. Eine riesige Anlage dieser Form mit einem ägyptischen Obelisken als Gnomon ließ der römische Kaiser Augustus auf dem Marsfeld in Rom errichten. In den Höfen von Klöstern und Stiften sind oft mehrere kunstvolle Sonnenuhren installiert, z.B. je eine auf der Ost-, Süd- und Westwand. Selbst auf der Nordwand eines auf der Nordhalbkugel befindlichen Gebäudes ist eine Sonnenuhr verwendbar, diese Konstruktion ist jedoch sehr selten zu finden und kann nur im Sommerhalbjahr die Zeit in den frühen Morgen- und späten Abendstunden anzeigen. Äquatoriale Sonnenuhren, Halbkugeln oder kugelförmige Exemplare bilden die Verhältnisse auf der Himmelskugel nach und finden sich Himmelskugeloft in alten Bibliotheken und Kloster- oder fürstlichen Sternwarten. Im 17. und 18. Jahrhundert war die "hohe Zeit" der Taschensonnenuhren, die oft klappbar und mit Kompass ausgeführt waren. Auch einfache Bauern-Uhren gab es, meist in Gestalt eines Messingringes, von denen manche Museen sogar Nachbauten zum Verkauf anbieten. Zahlreiche Orte im Gebirge haben Hausberge, die nach Stunden der Sonnenuhr benannt sind, z.B. Zehner-, Elfer- und - am häufigsten - Zwölfer- bzw. Mittagskogel. Die schönste dieser Bergsonnenuhren findet sich bei Sexten in den südtiroler Dolomiten. Die derzeit größte Sonnenuhr der Welt befindet sich auf der Halde Hoppenbruch in Herten.

Literatur

- Edmund Buchner: Die Sonnenuhr des Augustus, (Nachdruck) Mainz an Rhein : Zabern, 1982. ISBN 3-8053-0430-7
- Yves Opizzo: Die Schatten der Zeit, Verlag millei Stuttgart, ISBN 3-9807112-1-8
- Hugo Philipp, Daniel Roth, Willy Bachmann: Sonnenuhren - Deutschland und Schweiz, Deutsche Gesellschaft für Chronometrie, Stuttgart (1994), ISBN 3-923422-12-1
- Karlheinz Schaldach, Römische Sonnenuhren - Eine Einführung in die antike Gnomonik,Verlag Harry Deutsch, Frankfurt am Main 2001, ISBN 3-8171-1649-7
- Arnold Zenkert: Faszination Sonnenuhr Verlag Harri Deutsch, ISBN 3-8171-1665-9

Siehe auch:

Geschichte und mathematische Grundlagen des Gnomon, Geschichte der Astronomie, sphärische Astronomie, Uhr, Zeitmessung, Messgerät

Weblinks

Mit der Konstruktion, Restaurierung und Katalogisierung von [http://www.infraroth.de/sonnenuhr.html Sonnenuhren] beschäftigen sich die Mitglieder des Arbeitskreises Sonnenuhren in der Deutschen Gesellschaft für Chronometrie e.V. Einen bisher einmaligen Versuch, alle Sonnenuhren in der ältesten Stadt Deutschlands aufzulisten, lässt sich unter [http://www.treveris.com/sonnenuhren Sonnenuhren in Trier] finden Konstruktion von Sonnenuhren anschaulich erklärt [http://www.eduvinet.de/gebhardt/astronomie/sonnenuhr.html http://www.eduvinet.de/gebhardt/astronomie/sonnenuhr.html] Viele Bilder und Infos zu Sonnenuhren [http://f-dietz.de/start.htm http://f-dietz.de/start.htm] Schottische Sonnenuhren [http://www.scottishsundials.co.uk] Eine umfassende und laufend erweiterte Liste von Links zu Sonnenuhren-Seiten weltweit [http://www.infraroth.de/slinks.html http://www.infraroth.de/slinks.html] Viele Bilder von tragbaren Sonnenuhren [http://www.horo.ch/astro/sys/index_de.html http://www.horo.ch/astro/sys/index_de.html] die einzelnen Uhren können angeklickt werden, um eine Vergrösserung zu bekommen. Kurt Fuchslocher hat viele Sonnenuhren konstruiert und gebaut, z.B. in Bad Mergentheim, Weikersheim, Röttingen. Eine äquatoriale Sonnenuhr mit Lichtzeiger und analematischer Korrektur ist die [http://planetarium.hs-bremen.de/planetarium/astroinfo/sonnenuhren/ahlers/analem.htm Halbe Acht] Die HELIOS Sonnenuhr zeigt minutengenaue MEZ/MESZ, das Datum und die scheinbare Wanderung der Sonne über den Erdglobus (subsolarer Punkt) an. Sie arbeitet mit einem Hohlspiegel, der das Sonnenlicht als scharfen Lichtpunkt auf einen als Globus gestalteten Schirm projiziert. [http://www.heliosuhren.de HELIOS Subsolaris] Die Software [http://perso.wanadoo.fr/blateyron/sundials/shadowspro/gb/index.html Shadows] dient zum erstellen von Sonnenuhren und führt alle nötigen Berechnungen durch. Mit der Freewareversion lassen sich horizontale, vertikale und polare Sonnenuhren erstellen. Kategorie:Historische Sternwarten und Instrumente Kategorie:Uhr ja:日時計 simple:Sundial

Analemma

Ein Analemma beschreibt den Verlauf der Sonnenposition innerhalb eines Jahres. Wenn jeden Tag zu genau der selben Zeit, am selben Standort die Sonnenposition markiert wird und am Ende des Jahres alle Positionen verbunden werden, entsteht die Form einer Acht. Ein Analemma kann man dabei für alle Planeten aufstellen, nicht nur die für die Erde. In der Gnomonik, der Lehre von den Sonnenuhren, ist das Analemma die Vorschrift zur Konstruktion von Sonnenuhren.

Entstehungsweise

Gnomonik Diese scheinbare Bewegung der Sonne ist eine Folge zweier Bewegungen der Erde. Wenn die Bahn der Erde ein exakter Kreis wäre und wenn die Erdachse senkrecht auf der Bahn-Ebene stünde, würde die Sonne zu einer festen Tageszeit stets auf demselben Punkt stehen. Die Bahn der Erde ist jedoch elliptisch und die Erdachse weicht von der Senkrechten um 23,5º ab. Hierdurch macht die Sonne während eines Jahres eine scheinbare Bewegung hinsichtlich der Erde: das Analemma – eine mehr oder weniger schiefliegende „Acht“. Diese Bewegung wird sichtbar, wenn wir den Sonnenstand über das Jahr jeden Tag zur gleichen Mittleren Ortszeit aufzeichnen. Die nebenstehende Fotomontage zeigt diese übers Jahr verschiedenen Sonnenstände um ca. neun Uhr morgens vom 49. Breitengrad aus, wobei der Sonnenstand den rechten Teil der Bahn im Uhrzeigersinn, den linken entgegengesetzt durchläuft. Wie erwartet geht die Sonne im Winter später und weiter im Süden auf als im Sommer. Aber sie bewegt sich dabei nicht auf der Geraden, die als Hilfslinie im Bild eingezeichnet ist. Der kürzeste Tag fällt auch nicht mit den Tagen zusammen, an denen die Sonne am spätesten auf- und am frühesten unter geht. Die Form des Analemmas folgt unmittelbar aus der Zeitgleichung.

Analemma im klassischen Altertum

Zeitgleichung Zeitgleichung Die heute als Analemma bezeichnete Figur war im klassischen Altertum unbekannt. Sie entsteht durch Aufzeichnen der Sonnenposition über das Jahr zu stets gleicher Mittlerer Ortszeit (MOZ, einer gleichförmigen Uhrzeit) während die Sonnenuhr die Wahre Ortszeit (WOZ, ungleichförmig, ändert sich über die Jahresbahn der Erde) zeigt. Die MOZ konnte im Altertum nicht gemessen werden, da es noch keine präzisen Uhren für eine gleichförmige Zeitmessung gab. Wahre Ortszeit Vitruv beschreibt im Neunten seiner "Zehn Bücher über die Architektur" (vollendet bis ca 22 v. Chr.) die Sonnenuhrenkonstruktion mit Zirkel und Lineal und bezeichnet diese Konstruktionsvorschrift als Analemma der Gnomonik. Dieses Analemma ermöglicht es, bei bekannter geografischer Breite die Sonnenposition zu jeder Tageszeit und in ihrem jahreszeitlichen Verlauf darzustellen. Als Analemma bezeichnet man auch ein bereits von Ptolemäus im gleichnamigen Werk beschriebenes, in der Astronomie verwendetes Projektionsverfahren, bei dem sich Quadrat und Kreis umfangen sowie dreidimensional als Würfel und Kugel durchdringen. Eine praktische Anwendung eines solchen Analemmas stellt der Entwurf der einstigen Kathedrale Hagia Sophia in Istanbul dar, bei der ein verschränktes Doppelquadrat-Analemma dem Grund- und Aufriss der Kirche zu Grunde liegt. Entschlüsselt wurde dieser Sachverhalt von dem Schweizer Kunsthistoriker Volker Hoffmann mit Hilfe modernster 3-D-Lasertechnik.

Weblinks

- [http://www.analemma.com Programm zur Berechnung des Sonnenstandes etc. (Freeware)]
- [http://www.martingrund.de/webcam/ereignis_aktuell/sonnenstand.htm Bilder von Analemmata]
- [http://www.innovations-report.de/html/berichte/architektur_bauwesen/bericht-31195.html Entwurfsfigur der Hagia Sophia] Kategorie:Himmelsmechanik

Astronomie

] Die Astronomie (griechisch αστρονομία - wörtlich die Gesetzmäßigkeit der Sterne, aus άστρο, ástro - der Stern und νόμος, nómos - das Gesetz) ist die Wissenschaft von den Gestirnen. Sie untersucht mit naturwissenschaftlichen Mitteln die Eigenschaften der Objekte im Weltall, also neben Planeten und Sternen einschließlich der Sonne, Sternhaufen, der interstellaren Materie, Galaxien, Galaxienhaufen und der im Weltall auftretende Strahlung. Darüber hinaus strebt sie nach einem Verständnis des Universums als Ganzes; seiner Entstehung und seinem Aufbau.

Geschichte der Astronomie

Entstehung] Siehe auch den Hauptartikel Geschichte der Astronomie. Die Astronomie gilt als eine der ältesten Wissenschaften. Die Anfänge der Geschichte der Astronomie liegen wahrscheinlich in der kultischen Verehrung der Himmelskörper. In einem jahrtausendelangen Prozess trennten sich zunächst Astronomie und Naturreligion, später Astronomie und Astrologie. Wesentliche Meilensteine für unser Wissen über das Weltall waren die Erfindung des Fernrohrs vor etwa 400 Jahren, das die kopernikanische Wende vollendete, sowie später im 19. Jahrhundert die Einführung der Fotografie und Spektroskopie. Seit der Mitte des 20. Jahrhunderts hat die Astronomie mit der unbemannten und bemannten Raumfahrt die Möglichkeit die Erdatmosphäre zu überwinden und ohne ihre Einschränkungen zu beobachten, also in allen Bereichen des elektromagnetischen Spektrums. Dazu kommt erstmals die Möglichkeit, die untersuchten Objekte direkt zu besuchen und dort andere als nur rein beobachtende Messungen durchführen. Parallel dazu werden immer größere Teleskope für bodengebundene Beobachtungen gebaut.

Fachgebiete der Astronomie

Teleskop] Die astronomische Wissenschaft unterteilt sich im Allgemeinen nach den untersuchten Objekten, sowie danach, ob die Forschung theoretischer oder beobachterischer Natur ist. Wichtige Fachgebiete sind die Physik der Sterne und der Sonne, das Sonnensystem und andere Planetensysteme, das interstellare Medium, die Milchstraße und ihr Zentrum, der Aufbau anderer Galaxien und ihrer aktiven Kerne, das Verständnis der Gammablitze als die energiereichsten Vorgänge im Universum, relativistische Astrophysik (z.B. Schwarze Löcher) und die Kosmologie. Zunehmend weniger wird die Astronomie nach benutzten Wellenlängenbereichen eingeteilt, also Radioastronomie, Infrarotastronomie, Visuelle Astronomie, Ultraviolettastronomie, Röntgenastronomie, und Gammaastronomie, da im Idealfall Informationen aus allen diesen Quellen auch vom einzelnen Forscher herangezogen werden. Mit der Astronomie sehr eng verbunden ist die Physik, beide Fachgebiete haben sich vielfach befruchtet. Das Universum erweist sich in vielen Fällen als Laboratorium der Physik, viele Theorien der Physik können nur am Himmel getestet werden. In den letzten Jahrzehnten ist auch die Zusammenarbeit der Astronomie mit der modernen Geologie und der Geophysik immer wichtiger geworden, da sich diese Wissenschaften in gewissen Bereichen, etwa der Planetologie, mit denselben Objekten befassen. Insbesondere gilt dies für unser eigenes Sonnensystem, für dessen Erforschung Geologie und Geophysik heute einen unverzichtbaren Beitrag leisten. Die Astrobiologie untersucht die Entstehung und Existenz von Leben außerhalb der Erde.

Astronomie und andere Wissenschaften

Astrobiologie] Neben den engeren Methoden der klassischen Astronomie, die sich mit den Mitteln der Astrometrie und der Himmelsmechanik mit dem Aufbau des Weltalls beschäftigt, und der Astrophysik, die die Physik des Weltalls und der Objekte darin erforscht, gibt es zunehmend fächerübergreifende Forschung. Die Astronomie überschneidet sich mit den Wissenschaften der Chemie, Geologie, Geophysik, Mineralogie, Geodäsie, Biologie, und Mathematik. Zahlreiche Bauten und Funde aus vor- und frühgeschichtlicher Zeit werden in astronomischen Zusammenhang interpretiert. Da sich die Astronomie außerdem mit den Fragen nach der Entstehung, der Entwicklung und dem Ende des Universums beschäftigt, gibt es darüberhinaus Schnittpunkte zu Religionswissenschaft und Philosophie.

Referenzen

Siehe auch

Amateurastronomie - Liste bekannter Astronomen - Sternwarte Einen thematischen Zugang zu den Artikeln bietet das Portal:Astronomie und die Astronomiekategorien, außerdem gibt es einen alphabetischen Index der Astronomieartikel.

Literatur

- Joachim Herrmann: dtv-Atlas Astronomie. Dtv, März 2005, ISBN 3423032677
- Astronomie. Basiswissen Schule (Duden), m. CD-ROM, 2001. 271 S. ISBN 3-411-71491-3
- Der neue Kosmos, Albrecht Unsöld, Bodo Baschek, ISBN 3-540-42177-7, Standardlehrbuch für das Studium
- Meyers Handbuch Weltall, Wegweiser durch die Welt der Astronomie, 7. überarb. Aufl., 1994, ISBN 3-411-07757-3

Periodika

- Sterne und Weltraum [http://www.suw-online.de/], Monatszeitschrift für Astronomie
- Interstellarum [http://www.interstellarum.de/], 2-Monatszeitschrift für praktische Astronomie
- Astronomie Heute [http://www.astronomieheute.de/], Populäres Magazin für Astronomie und Raumfahrt (10 Ausgaben/Jahr, deutsche Ausgabe von Sky & Telescope)
- Astronomische Nachrichten [http://www.aip.de/AN/], englischsprachiges Fachjournal

Videos

- Real Video Streams aus der Fernsehsendung Alpha Centauri, siehe auch das [http://www.br-online.de/alpha/centauri/archiv.shtml Archiv der Sendung]
- [http://www.br-online.de/cgi-bin/ravi?v=alpha/centauri/v/&f=980927.rm Warum betreiben wir Astronomie?]
- [http://www.br-online.de/cgi-bin/ravi?v=alpha/centauri/v/&f=020106.rm Quo vadis Astronomie?]

Weblinks

- http://www.mpia-hd.mpg.de/suw/suw/SuW/BR-alpha/Elsaesser/Warum_Astronomie-1.html: Warum betreiben wir Astronomie?
- http://www.dsa-faq.de/: Häufig gestellte Fragen in der Deutschen Astronomie-Newsgroup
- http://antwrp.gsfc.nasa.gov/apod/ NASA: Astronomy Picture of the Day / täglich ein neues astronomisches Bild mit fundierter Erläuterung Für aktuelle Himmelsinformationen, Hinweise zur eigenen Beobachtung und Seiten astronomischer Amateurvereinigungen siehe auch die Links unter Amateurastronomie. ! ja:天文学 ko:천문학 ms:Astronomi simple:Astronomy th:ดาราศาสตร์

Astronomische Navigation

Astronomische Navigation ist ein Begriff, der alle Verfahren zur Positionsbestimmung durch Beobachtung von Gestirnen (Sonne, Mond, Planeten oder ausgewählte Fixsterne) beschreibt.

Positionsbestimmung mit Sextant, Chronometer und astronomischen Almanach

Mit einem Sextant misst man die scheinbare Höhe der Sonne (oder eines anderen Gestirns) über dem Horizont. Gleichzeitig erfasst man sekundengenau den Zeitpunkt der Messung. In einem nautischen Almanach kann man nachschlagen, über welchem Punkt der Erde die Sonne zum Messzeitpunkt senkrecht stand. Aus der gemessenen Sonnenhöhe ergibt sich ein Kreis um diesen Punkt, man befindet sich irgendwo auf diesem Kreis. Einige Stunden später wiederholt man die Messung. Die Sonne ist inzwischen weitergewandert, so ergibt sich ein zweiter Kreis. Die beiden Kreise haben zwei Schnittpunkte, einer davon ist die eigene Position. Für die tatsächlichen Bestimmung auf hoher See zeichnet man auf einer Seekarte zunächst eine vermutete Schätzposition ein. Für jeden der Punkte "unter der Sonne" zeichnet man weiter eine Richtungslinie ein, die von der Schätzposition in die Richtung dieses Punktes weist. Gleichzeitig berechnet man die Entfernung zwischen Sonnenpunkt und Schätzposition. Für die Berechnung des Winkels der Richtungslinie und der Entfernung zum Sonnenpunkt benötigt man die Lehrsätze der sphärischen Trigonometrie. Da die Position nur geschätzt war, wird die so berechnete Entfernung etwas abweichen von der tatsächlichen Entfernung, wie sie aus der gemessenen Sonnenhöhe bestimmbar ist. Mit Hilfe der Differenz der beiden Entfernungen findet man die Stelle auf der Richtungslinie, die die "richtige" (gemessene) Entfernung zum Sonnenpunkt hat. Durch diese Stelle zeichnet man eine zur Richtungslinie senkrechte Gerade. Sie approximiert den Positionskreis. Der zweite Positionskreis wird genauso als Gerade eingezeichnet. Der Schnittpunkt der beiden Geraden ergibt die tatsächliche Position. Mit Hilfe einer sekundengenauen Uhr, eines aktuellen Almanachs und eines handelsüblichen Sextanten sind mit diesem Verfahren Genauigkeiten im Bereich von etwa 5 Kilometern durchaus möglich. Um diese Genauigkeit zu erreichen, sind allerdings Korrekturen für die Beugung der Lichtstrahlen auf dem Weg durch die Atmosphäre und auch für die Höhe der Beobachtungsposition über der Wasseroberfläche anzubringen. Die für diese Korrekturen nötigen Informationen finden sich ebenfalls im nautischen Almanach. Beugung

Bestimmung des Breitengrads

Die geografische Breite lässt sich durch Messung von Vertikalwinkeln zwischen der Sonne (oder einem markanten Fixstern) zum Zeitpunkt des Höchststandes (Kulmination) und dem Horizont mittels Jakobsstab oder Sextant bestimmen. Bei ruhiger See und deutlich erkennbarem Horizont ist mit Sextantenmessung eine Genauigkeit ca. einer Bogenminute (1/60 Grad), d.h. einer Seemeile (1,8520 km) erreichbar (siehe Sextant, Navigation, Astrogeodäsie). Aus der Höhe des Polarsterns lässt sich der Breitengrad unmittelbar ablesen. Beispiele: Am Nordpol steht der Polarstern ziemlich genau (der Fehler beträgt maximal ca. ½ Grad) senkrecht über dem Beobachter, die geographische Breite beträgt 90°. Am Äquator steht er am Horizont, Breite 0°. Auf dem Bild rechts steht er in einer Höhe von ca. 60° über dem Horizont, Breite 60°.
Als Anhaltspunkt zum Abschätzen von Winkeln: Der Abstand vom Polarstern zum Großen Wagen beträgt ca. 28°, der Abstand zwischen den beiden Seitensternen des Großen Wagens ca. 5,5°. Unterhalb einer Breite von ca. 30° gehört auch der Große Wagen zu den Sternbildern, die am Horizont untergehen können.

Bestimmung des Längengrads

Mittelalterliche Navigation

Die Methoden im Mittelalter waren kompliziert und ungenau. Regiomontanus (1436-1476) etwa erkannte eine Lösung in der Messung von Winkelabständen des Mondes zu anderen Gestirnen (Monddistanzen), die jedoch mangels genauer Beobachtungsreihen noch lange nicht vorausberechenbar sein sollten. Das Längenproblem war für die Seefahrt jahrhundertelang so gravierend, dass Spaniens König 1600 einen Preis aussetzte, und Englands Parlament 1714 einen anderen, da immer noch keine Lösung in Sicht war.

Bestimmung des Längengrades mit Hilfe genauer Zeitmessung

Die Orientierung der Sterne hängt ab vom Tag, der Uhrzeit und dem Längengrad. Sind Datum und Uhrzeit bekannt, erhält man den Längengrad aus der Sternposition. Beispiel 1: Am Ausgangspunkt ist um 2:00 Uhr Ortszeit der Große Wagen so orientiert, wie im Bild oben. An anderen Längengrad-Positionen erscheint er entsprechend dem Längenwinkel gedreht; bei einer um 30° östlicheren Position steht er an der Position 4, bei 30° westlich an Position 0. Beispiel 2: Entlang eines Breitengrads wird dieselbe Position des Großen Wagen oben zu anderen Zeiten erreicht. Ein Unterschied von einem Längengrad verursacht eine Zeitverschiebung von 24h/360°. Erreicht beispielsweise der Große Wagen die Position erst um 3:00 Uhr, befindet man sich 15° westlicher vom Ausgangspunkt. Die Erde rotiert in 24h um 360°. Eine Schiffsreise dauert ca. 100 Tage. Um die Länge mit gleicher Genauigkeit wie die Breite zu bestimmen (1/60°), ist eine Genauigkeit der Zeitmessung von ca. einer Sekunde/Tag erforderlich: 360°/24h · x

1/60° / 100 Tage in Grad/Tag x = 1/(60·100) · 24/360 in Tagen/Tag x = 1/(60·100) · 24/360 · 24·60·60 in Sekunden/Tag x = 1 Sekunde/Tag Ein Tischler und autodidaktischer Uhrmacher aus England, John Harrison (1693-1762) war der erste, dem auf See einsetzbare Präzisionsuhren gelangen.

Bestimmung des Längengrades mit Hilfe der Mondposition

Wenige Jahre nach Harrisons erstem funktionsfähigen Modell einer Schiffsuhr schuf der deutsche Mathematiker und Astronom Tobias Mayer vorausberechnete Tabellen, die eine astronomische Methode zur Lösung des Problems erlaubten. Die Ergebnisse waren zwar weniger genau als nach Harrisons Methode, kamen aber ohne die früher immens teuren Chronometer aus, weshalb die Monddistanzen noch Anfang des 20. Jahrhunderts genutzt wurden. Mayer bekam daher ebenfalls zu Recht einen Betrag zugesprochen, allerdings posthum: Er wurde seiner Witwe übergeben.

Weitere Entwicklung und moderne Positionsbestimmung

Erst gegen Ende des 19. Jahrhunderts waren hochpräzise, robuste Uhren so billig geworden, dass sich jeder Kapitän eine solche leisten konnte, und das Prinzip der Zeitmessung setzte sich endgültig gegen Mayers Methode durch. Mit Einführung des Kurzwellenfunks konnten sekundengenaue Zeitinformationen (Zeitzeichen) auf hoher See mit einfachen Radiogeräten empfangen werden, wodurch sich die Positionsbestimmung weiter verbesserte. Heutzutage verwenden Schiffe zur Navigation GPS (Global Positioning System), doch sind Mittel für die Positionsbestimmung mit astronomischen Methoden (also Tabellen und Geräte) weiterhin vorgeschrieben.

Sonstiges

An 4 Tagen im Jahr (siehe Zeitgleichung) lässt sich die Länge mit Hilfe des Lokalen Nachmittags ohne zusätzliche Tabellen näherungsweise bestimmen. An diesen Tagen ist es möglich mit Hilfe der koordinierten Weltzeit UTC und der Messung des Zeitpunktes, an dem die Sonne exakt im Süden steht, den Längengrad abzuschätzen. Siehe auch:

- Chronometer, Astrolab, Sextant,
- GPS, Koppeln, Polarstern

Literatur

Dava Sobel, Längengrad, btb Taschenbuch, 1998. ISBN 3-442-72318-3. (Engl. Orig.: "Longitude", 1995)

Weblink

[http://www.astrosail.de/de/static/tutorial/startastroffca.html?cat=41 Tutorial Astronomische Navigation] Kategorie:Navigation (Schifffahrt) Kategorie:Flugnavigation

Greenwich-Zeit

General Mean Time bzw. Greenwich Mean Time (kurz GMT), zu deutsch mittlere Greenwichzeit, ist die gemittelte Sonnenzeit am Nullmeridian. Theoretisch durchquert um 12:00 GMT die Sonne den Mittagskreis (