Die Sonne

Größe und Helligkeit

Die Sonne ist ein durchschnittlich großer Stern, der gleichzeitig das gravitative Zentrum unseres Planetensystems ist, da sie mehr als 99,85% der Masse des gesamten Sonnensystems in sich vereint. Sie gehört zur Klasse der sonnenähnlichen Sterne, also Sterne „mittlerer“ Klasse mit gelb-weißer Farbe. Ihr astronomisches Symbol ist ☉. Sie ist durchschnittlich ungefähr 150 Millionen km von uns entfernt und ihr Radius beträgt ca. 700000 km. Die scheinbare Helligkeit der Sonne beträgt ungefähr -26,74 mag, wobei der hellste Stern Sirius „nur“ −1,46 mag hell ist. Außerdem liegt sie damit ungefähr 14 mag vor dem Mond, dem zweithellstem Körper am Himmel ¹, während ihre absolute Helligkeit, die Helligkeit eines selbstleuchtenden Objekts in ca. 32,6 Lichtjahren² Entfernung, weniger als 4,8 mag ist. Sie ist so hell, dass man einen Helligkeitsfilter am Teleskop braucht, um bei der Sonnenbeobachtung nicht zu erblinden.

¹ mag steht für Magnituden, was die Einheit für die Helligkeit von Objekten ist. Umso niedriger die Magnitude, desto heller das Objekt. Wobei ein Unterschied von einer Magnitude einem Faktor   entspricht.

² ein Lichtjahr ist die Strecke, die das Licht in einem Jahr zurücklegt, das sind ca. 9,46 Billionen km

Masse und Kernfusion

Die Sonne hat eine Masse von ca. 330.000 Erdmassen, wobei man dies auch als eine Sonnenmasse bezeichnet, um verschiedene Sterne miteinander zu vergleichen. Diese Masse ist aber nicht konstant, denn durch Fusionsprozesse und Sonneneruptionen, also Entsendung von Materie in den Weltraum, gehen der Sonne pro Sekunde mehr als 5 Millionen Tonnen an Masse verloren, trotzdem wird die Sonne insgesamt mehr als 12 Milliarden Jahre lang strahlen. Ihre Dichte beträgt ca. 1,408 g/cm³  und ihre Gravitationskraft ist ungefähr 28 mal höher als die der Erde, d.h. ein 80 kg schwerer Mensch würde auf der Sonne mehr als 2 Tonnen wiegen. Sie besteht – in der obersten Schicht – zu ca. 92% aus Wasserstoff, zu fast 8% aus Helium und jeweils aus Spuren von Sauerstoff, Kohlenstoff, Neon und Stickstoff. Sie rotiert in ungefähr 25,4 Erdtagen um sich selbst und ihre Achsenneigung beträgt ca. 7,25°. Ihre Leuchtkraft beträgt unglaubliche 3,846*10²⁶ W. Sie strahlt also in einer Sekunde so viel Energie ab, wie alle 443 im Jahr 2019 am Stromnetz angeschlossenen Kernkraftwerke der Erde (Gesamtleistung: 391 GW) in 31,1 Millionen Jahren an elektrischer Energie erzeugen würden! Die Oberflächentemperatur der Sonne beträgt ungefähr 5778 K. In ihrem Gravitationseinfluss befinden sich sehr viele Körper, darunter vor allem Kleinkörper wie Asteroiden und Kometen, allerdings auch die 8 uns bekannten Planeten. Sie hat seit ihrer Entstehung ca. 14.000 Erdmassen Wasserstoff durch Kernfusion in Helium umgewandelt, wobei ungefähr 90 Erdmassen in pure Energie umgewandelt wurden.

Kern der Sonne

Die Sonne ist, zumindest im Vergleich zur Erde, sehr groß und wird in verschiedene, sich sehr unterscheidende Schichten unterteilt. Da ist einmal der Kern, der nur ungefähr 1,5% des gesamten Sonnenvolumens ausmacht. Er ist der Teil der Sonne, der sie leuchten lässt, da dort unter extremen Bedingungen, die sich kein Mensch vorstellen kann, Kernfusion stattfindet. Die Gravitation ist am Anfang des Kerns etwa 8-mal höher als auf der Sonnenoberfläche und ca. 220-mal höher als auf der Erdoberfläche! Aufgrund dieser hohen Kerngravitation drückt sich der Kern selbst zusammen, der Druck beträgt ca. 200 Milliarden bar, während der Druck auf der Erdoberfläche nur 1,0132 bar beträgt. Um dies auszugleichen herrscht eine hohe Dichte von ca. 150 g/cm³, was ungefähr der 13-fachen Dichte von Blei entspricht. Aufgrund dieser hohen Dichte ist mit dem Kern die Hälfte der gesamten Sonnenmasse in gerade mal 1,5% des Sonnenvolumens konzentriert. In einem Teil davon – einem 1/1000 des Gesamtvolumens der Sonne – entstehen ca. 99% der gesamten Strahlungsleistung der Sonne. Die Gesamtleistung der Sonne kommt vor allem durch ihr großes Volumen  zustande. Ihre Leistung pro Kubikmeter ist selbst im Kern sehr gering. Das liegt daran, dass ein Proton im Schnitt nur alle 10¹⁰ Jahre mit einem anderen Proton so kollidiert, dass eine Kernfusion ausgelöst wird, weshalb die Lebensdauer der Sonne auch so lang ist. Außerdem beträgt die Temperatur im Kern ca. 15,6 Mio Kelvin, was im Vergleich zu anderen Sternen sogar noch eher kalt ist.

Strahlungszone und Konvektionszone

Über dem Kern liegen die Strahlungszone und die Konvektionszone. In der Strahlungszone befindet sich ionisiertes Gas, weshalb es viele freifliegende Elektronen gibt. Diese freien Elektronen absorbieren die im Kern entstandenen Photonen und entsenden sie in andere Richtungen. Dadurch entsteht ein sogenannter „random walk“, also ein Zick-Zack-Kurs. für diesen Weg brauchen die Photonen normalerweise 10.000 bis 170.000 Jahre. In der Konvektionszone wird die Energie durch Konvektion fortgetragen. Das heißt heißes Gas steigt, aufgrund einer niedrigerer Dichte, bis an die Sonnenoberfläche auf, wo es die Energie abstrahlt. Dadurch kühlt das Gas ab und die Dichte wird wieder höher, weshalb es wieder absinkt und wiederum erhitzt wird … Zwischen diesen Gasströmen gibt es kühler Gebiete, weshalb man mit einem Teleskop kleine, klar voneinander abgegrenzte körnchenförmige Strukturen beobachten kann, welche man Granulation nennt (siehe unten).

Photosphäre und Chromosphäre

Ab einem gewissen Punkt, der je nach Ort auf der Sonne variiert, wird die Sonne durchlässig. Dies ist der Hauptübergang des Gases vom Plasma- in den gasförmigen Zustand und dort ist auch die Oberfläche der Sonne. Diese erste Schicht über der Sonnenoberfläche nennt man Photosphäre, in der hauptsächlich die Rekombination der Sonnenmaterie erfolgt. Darüber befindet sich die Chromosphäre, in der teilweise noch Konvektion stattfindet. Außerdem entstehen hier die Absorptionslinien im Sonnenspektrum, weil dort Atome und Ionen nur Photonen einer ganz bestimmten, und je nach Atom/Ion unterschiedlicher, Wellenlänge absorbieren und in eine beliebige andere Richtung wieder entsenden, weshalb man bei diesen Wellenlängen eine geringere Intensität beobachtet als erwartet.

Korona

Die letzte Schicht der Atmosphäre ist die Korona, die nur noch eine dünne, diffuse Hülle ist, die mehrere Millionen km in den Weltraum hineinreicht und in diesen langsam übergeht. Sie ist nur bei einer Sonnenfinsternis als leuchtender Kranz sichtbar (siehe unten).

In der Korona regieren hauptsächlich Magnetfelder und Gravitation. Die Korona ist mehr als eine Million Grad heiß, was 200 – 500 mal heißer als die Sonnenoberfläche ist!  Außerdem bilden sich in der Korona sogenannte Sonnenwinde. Dies sind große Auswürfe heißer, ionisierter Materie, welche die Elektronik und die Satelliten auf der Erde außer Gefecht setzen können. Zwischen der Korona und der Chromosphäre gibt es eine Art Übergangsregion, in der Temperaturen von 10 000 bis 700 000 Kelvin herrschen. In dieser Zone befinden sich auch Teile der sogenannten Plasmabögen (siehe unten).

Sonnenflecken und Rotation

Auf der Sonnenoberfläche gibt es sogenannte Sonnenflecken. Das sind durch das Magnetfeld der Sonne bei der Konvektion gestörte und deshalb energieärmere und damit dunklere fleckenförmige Stellen. Sie können größer als die Erde sein, weshalb sie schon im Altertum bekannt waren. Durch ihre Bewegung auf der Sonnenoberfläche konnte man die Rotationsdauer und die Rotationsrichtung der Sonne bestimmen. Man bemerkte dabei, dass äquatornahe Sonnenflecken sich schneller bewegen als polarnahe Sonnenflecken. Die Sonne rotiert am Äquator also schneller als an den Polen, dies nennt man differenzielle Rotation. Man weiß heute, dass die „obere“ Sonne in ungefähr 27 Tagen rotiert, wobei die Flecken schneller über die Sonnenoberfläche „wandern“ (ca. 25 Tage). Für die langsamere Rotation an den Polen ist eine komplexere Konvektion dort verantwortlich. Das Magnetfeld entsteht vermutlich in der Übergangszone zwischen Strahlungs- und Konvektionszone aufgrund eines Plasma-Dynamos. Durch die differenzielle Rotation wickeln sich die Magnetfeldlinien auf und durchdringen die Sonnenoberfläche, wobei sie Plasma der Sonnenoberfläche mitziehen und damit Plasmabögen bzw. Protuberanzen bilden. In der Umgebung der Sonnenflecken ist das Magnetfeld bis zu 10000 mal so stark wie das Erdmagnetfeld an der Erdoberfläche. Außerdem ist das Magnetfeld der Sonne auch für die sogenannten koronalen Massenauswürfe verantwortlich, also Sonnenwinde etc. Das Sonnenmagnetfeld hört in ungefähr 18,3 Milliarden km Sonnenentfernung auf, bei der sogenannten Heliopause. Ab diesem Bereich ist durch das fehlende Sonnenmagnetfeld die kosmische Strahlung deutlich stärker.

Die Farbe der Sonne ist weiß-gelblich. Ihre ungefähre Größe am Erdhimmel beträgt ungefähr 32 Bogenminuten also ungefähr ein halbes Grad. Auf keinen Fall darf man die Sonne ohne geeigneten Sonnenfilter direkt durch ein Fernrohr oder sogar ein Teleskop beobachten, da dies zu Augenschäden bis hin zur sofortigen Erblindung führt!

Entstehung der Sonne

Die Sonne entstand mit dem Sonnensystem vor ca. 4,6 Milliarden Jahren und sie wird in ca. 8 Milliarden Jahren auf eher unspektakuläre Weise erlöschen. Die Sonne entstand in einem sogenannten offenen Sternhaufen, also einer Ansammlung von Sternen bei ihrer Geburt, die sich kurz danach aufgelöst hat. Deshalb weiß man nicht wirklich mit welchen Sternen die Sonne sich gebildet hat. Am Anfang gab es eine riesige interstellare Staub- und Gaswolke mit sehr geringer Dichte. Daraus entstanden wegen ihres Zerfalls aufgrund zahlreicher Verdichtungen kleinere „Wolken“. In einer dieser Wolken bildete sich das Sonnensystem. Aus den anderen Wolken entstanden andere Sterne des offenen Sternhaufens. Außen bildeten sich Planeten etc. und im Zentrum wurde es immer dichter und heißer. Durch weitere Verdichtung und Erhitzung wurde die Sonne zu einem Protostern, also einem Stern der noch keine Kernfusion gezündet hat, aber trotzdem schon strahlt, wenn auch nur schwach. Irgendwann werden Druck und Temperatur so hoch, dass die Kernfusion zündet. Damit fängt die Sonne an selbstständig sehr hell zu leuchten und wird zu einem sogenannten Hauptreihenstern. Diesen Zustand eines „normalen Sterns“ wird die Sonne insgesamt ungefähr 11 Milliarden Jahre beibehalten. In dieser Zeit wird sie immer größer und leuchtkräftiger, wenn auch nur langsam.

Ausdehnung zum roten Riesen

In nicht mal 1 Milliarde Jahren wird deshalb auf der Erde kein Leben mehr möglich sein und später wird die Erde eine größere „Hölle“ sein als die Venus. Die Sonne selbst wird sich nach dieser Zeit aufblähen und roter werden. Sie wird ungefähr 2300 heutige Sonnenleuchtkräfte hell und ca. 166 Sonnenradien groß sein. Das führt dazu, dass Merkur und Venus von der Sonne „verschluckt“ werden und die Erde von einem einzigen großen Ozean aus glühend heißer Lava bedeckt sein wird. Außerdem werden die Bahnradien der Planeten um 38% steigen, weil die Sonne vermutlich ungefähr 28% ihrer Masse durch Sonnenwind verlieren wird. Dies alles passiert, weil die Wasserstoff-Fusionszone sich aufgrund des wachsenden Helium-Anteils im Zentrum weiter nach außen verlagert, das sogenannte Wasserstoff-Schalenbrennen hat dann begonnen. Dadurch wird der Gasdruck im Inneren der Sonne erhöht und die Sonne bläht sich auf. Im Zentrum des Kerns findet keine Kernfusion mehr statt und wird somit auch keine neue Energie mehr erzeugt. Dadurch siegt die Gravitation über den Gasdruck und der Kern wird zusammengedrückt.

Heliumbrennen

Ab einem 10000-mal so hohem Druck wie heute und einer Temperatur von ca. 100 Millionen Grad fängt Helium im Kern an zu Kohlenstoff zu fusionieren. Aus quantenmechanischen Gründen zündet die Heliumfusion in einer Art Blitz, in dem die Helligkeit der Sonne für einige Sekunden auf bis zu 10% der Gesamthelligkeit der Milchstraße ansteigt. Die Heliumbrennphase dauert insgesamt ca. 110 Millionen Jahre an und währenddessen bleibt die Leuchtkraft stabil bei ungefähr 44 Sonnenleuchtkräften und der Radius bei ungefähr 10 Sonnenradien. Schließlich ist auch das Helium im Zentrum verbraucht und das Heliumschalenbrennen beginnt, in einer Schale, die tiefer liegt als die Wasserstofffusionsschale. Diese Phase dauert „nur“ ungefähr 20 Millionen Jahre an. Währenddessen sammelt sich Kohlenstoff im Zentrum und wird zusammengedrückt. Außerdem bläht die Sonne sich noch mehr auf, weshalb ihre Leuchtkraft auf 2000 Sonnenleuchtkräfte und ihr Radius auf 130 Sonnenradien steigt. Noch dazu verliert sie gegen Ende dieser Phase ungefähr ein Zehntel ihrer Masse. In den letzten 500.000 Jahren ist die Sonne durch Wechselwirkungen zwischen Kohlenstoff-Kernzone und Helium- Fusionszone sehr instabil. Es gibt in dieser Phase, vermutlich in einem Abstand von jeweils 100.000 Jahren, kurzzeitige „Leistungsschübe“ während denen Helligkeit und Radius der Sonne ansteigen – sogenannte „Helium-Blitze“. Nach den Helium-Blitzen geht die Fusionsrate langsam wieder runter und die Sonne normalisiert sich wieder. In den Phasen der größten Ausdehnung der Sonne während dieser Phase reicht sie an die heutige Erdbahn heran. Die Erde entgeht der Sonne nur durch die Vergrößerung ihrer Bahn. In dieser Zeit stößt die Sonne nochmal ungefähr 5% ihrer Masse ab.

Planetarischer Nebel / Weißer Zwerg

Schließlich, ungefähr 100.000 Jahre nach dem letzten Heliumblitz, bläht die Sonne sich so weit auf, dass sie ihre äußeren Schichten verliert, einschließlich der beiden Fusionszonen. Dabei wird der innere Kern freigelegt, welcher aus stark verdichtetem Sauerstoff und Kohlenstoff besteht. Dieser neue Körper ist zwar nur etwa 0,08 Sonnenradien groß, aber trotzdem ca. 120.000 Kelvin heiß und ungefähr 3500 Sonnenleuchtkräfte hell. Das regt die abgestoßene Gashülle zum Leuchten an. Das nennt man dann einen planetarischen Nebel, der z.B. so aussehen könnte:

Die Gashüllen entfernen sich allerdings so schnell, dass diese Erscheinung nach wenigen 10.000 Jahren schon wieder verschwunden sein wird. Es bleibt nur der strahlende Rest der Sonne übrig, ein sogenannter „Weißer Zwerg“. Dieser weiße Zwerg wird nur ungefähr so groß wie die Erde sein, aber mehr als die Hälfte der heutigen Sonnenmasse besitzen. Seine Dichte beträgt somit unglaubliche 1 Tonne pro Kubikzentimeter. In seinem Zentrum findet keine Kernfusion mehr statt und auch sonst gibt es keine große Energiequelle. Der Stern verliert allerdings durch Abstrahlung sehr viel Energie. Deshalb wird er immer dunkler und leuchtschwächer, bis er schließlich nach einigen Dutzend Milliarden Jahren erlischt und als schwarzer Zwerg gänzlich in den ewigen Weiten des Kosmos verschwindet.

Kosmische Umgebung

Die nähere Umgebung der Sonne hat sich seit ihrer Entstehung immer wieder verändert, weil sich die Sterne unterschiedlich schnell bewegen und deshalb die Sterne in der Umgebung der Sonne immer wieder wechseln. Aktuell befindet sich die Sonne in einer Verdichtung von Sternen, die ungefähr 30 Lichtjahre groß ist, die sogenannte „Lokale Wolke“. Diese Lokale Wolke ist eingebettet in eine etwa 300 Lichtjahre große weitgehend staubfreie Region mit eher niedriger Teilchendichte, der „Lokalen Blase“. Diese befindet sich am Rand des Orionarms, einer der Spiralarme der Milchstraße. Der nächste Spiralarm, der Perseusarm, ist ca. 6.300 Lichtjahre und das galaktische Zentrum ungefähr 28.000 Lichtjahre entfernt.

Erforschung der Sonne

Die Sonne wurde schon in der Antike gut beobachtet, weil sie als lichtspendender Körper das wichtigste Himmelsobjekt ist. Besonders wichtig war die Beobachtung des Sonnenstands, vor allem zur Erstellung und Präzisierung von Kalendern. Außerdem wurden Sonnenfinsternisse beobachtet, die vielerorts als böses Omen gedeutet wurden. Die Sonne wurde größtenteils sogar als Gott oder Gottesgefährt verehrt. Noch dazu konnten in China und Europa bei niedrigem Sonnenstand große Sonnenflecken beobachtet werden. Die nächsten wichtigen Fortschritte in der Sonnenbeobachtung kamen erst mit der Erfindung des Teleskops im 16.Jahrhundert. 1610 wurden unter anderem von Galilei im Teleskop das erste Mal Sonnenflecken beobachtet. Dass die Sonnenflecken über die Sonnenscheibe zu wandern schienen, wurde treffend als Folge der Sonnenrotation gedeutet. 1619 vermutete Kepler schon die Existenz eines Sonnenwinds, weil Kometenschweife immer von der Sonne wegzeigen. 1775 wurde bereits die Vermutung aufgestellt, dass das Erscheinen der Sonnenflecken einer gewissen Periode unterliegt. Anfang des 19.Jahrhunderts wurden Absorptionslinien im Sonnenspektrum nachgewiesen, die zeigen, aus welchen Elementen die Sonne besteht. Diese Linien wurden dann, vor allem vom deutschen Forscher Fraunhofer, detailliert untersucht, um die Zusammensetzung der Sonne herauszufinden. 1868 schließlich fand man die Linie eines neuen Elements, nämlich Helium, im Spektrum der Sonne. Mitte des 19.Jahrhunderts wurde schließlich die Sonnenfleckenaktivität entdeckt und eine wissenschaftliche Kennzahl zur Messung der Sonnenfleckenaktivität eingeführt. Ende des 19.Jahrhunderts wurden weitere Hilfen zur Spektralbeobachtung der Sonne entwickelt. Anfang des 20.Jahrhunderts gab es zahlreiche neue, bessere Beobachtungen der Sonne, unter anderem zum Einfluss des Magnetfelds auf das Sonnenspektrum und zur Sonnenkorona, ihrer Atmosphäre. Später wurde die Photosphäre entdeckt und damit die Helioseismologie, also die Erforschung des Sonneninneren, begründet. Außerdem wurden überall auf der Welt Observatorien, extra nur für Sonnenbeobachtung, gebaut. Außerdem wurden seit 1950 neue wichtige Methoden zur Sonnenbeobachtung entdeckt: Röntgen-, Radio- und Neutrinoastronomie.

Die Sonne ist der für uns wichtigste Stern, da sie uns schon seit 4,57 Milliarden Jahren mit Licht und Wärme versorgt, ohne die das Leben nicht möglich wäre. Sie hat außerdem für uns den Vorteil, dass sie sehr konstant vor sich hin fusioniert und nicht plötzlich beginnt Planeten aufzusaugen oder wegzustoßen.
Die Energie der Sonne wird, wie schon erwähnt, durch Kernfusion gewonnen. Bei der Kernfusion, die der entgegengesetzte Prozess zur Kernspaltung ist, bei der große Kerne gespalten werden, werden kleine Kerne mit einander zu Größeren fusioniert, wie zum Beispiel vier ionisierte Wasserstoffatomkerne (in vielen Schritten) zu einem ionisierten Heliumatomkern. Die enorme Energie der Sonne stammt dabei von 0,7% der fusionierten Masse, die gemäß Einsteins Relativitätstheorie, E=mc² in pure Energie umgewandelt wird, diese Energie ist so gigantisch, dass sie nachdem die Gasschichten durchdrungen und 150 Millionen Kilometer zur Erde zurück gelegt hat, bei uns in Mitteleuropa immer noch 1000 Watt pro m² beträgt. Die dazu benötigte Wärme entsteht bei dem extremen Druck der auf der Sonne herrscht.

Moritz und Joshua