Die Sonne

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. 700000km. 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*, während ihre absolute Helligkeit, die Helligkeit eines selbstleuchtenden Objekts in ca. 36 Lichtjahren2 Entfernung, weniger als 4,8 mag. Sie ist so hell, dass man einen Helligkeitsfilter am Teleskop braucht um bei der Sonnenbeobachtung nicht zu erblinden. Sie hat eine Masse von ca. 330000 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 28x höher als die der Erde, d.h. ein 80kg schwerer Mensch würde auf der Sonne mehr als 2 Tonnen wiegen. Sie beseht, 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 41026 W, das ist mehr Energie als alle im Jahre 2011 auf der Erde im Betrieb befindlichen Kernkraftwerke in 750000 Jahren produzieren würden, und ihre Oberflächentemperatur 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. 14000 Erdmassen Wasserstoff durch Kernfusion in Helium umgewandelt, wobei ungefähr 90 Erdmassen in pure Energie umgewandelt wurden.                                                                                                                                                              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, mit einem tausendstel des Gesamtvolumens der Sonne, entsteht ca. 99% der gesamten Strahlungsleistung der Sonne. Die Gesamtleistung der Sonne kommt vor allem durch ihr hohes 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 anderem Proton kollidiert und damit den Grundstein für die Kernfusion legt, weshalb die Lebensdauer der Sonne auch so lang ist. Außerdem beträgt die Temperatur im Kern ca. 15,6 Millionen Kelvin, was im Vergleich zu anderen Sternen sogar noch eher kalt ist. Über dem Kern liegen die Strahlungs- und 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 10.000-170.000 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).

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. Die letzte Schicht der Atmosphäre ist die Korona, die nur noch eine dünne, diffuse Hülle ist, die tief in den Weltraum hineinreicht, mehrere Millionen km, 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 Jahre heiß, was 200 – 500-mal heißer als die Sonnenoberfläche ist! Warum das so ist,  wird größtenteils spekuliert. 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).

Bildergebnis für sonne plasmabögen

Auf der Sonnenoberfläche gibt es sogenannte Sonnenflecken, durch das Magnetfeld bei der Konvektion gestörte und deshalb energieärmere und damit dunklere fleckenförmige Stellen auf der Sonnenebene. 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. Die ungefähre Größe der Sonne am Erdhimmel beträgt ungefähr 32 Bogenminuten also ungefähr ein halbes Grad. Wenn man die Sonne direkt durch ein Fernrohr oder sogar ein Teleskop beobachtet kann dies zu Augenschäden oder sogar der Erblindung führen.

Die Sonne und das Sonnensystem entstand vor ca. 4,6 Milliarden Jahren und sie wird in ca. 8 Milliarden Jahren auf eher unspektakuläre erlischen. 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 Staub- und Gaswolke mit sehr geringer Dichte. Aus dieser riesigen sogenannten Molekularwolke entstanden wegen ihres Zerfalls aufgrund zahlreicher Verdichtungen kleinere „Wolken“. In eine 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 wird Druck & 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. 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 röter werden. Sie wird ungefähr 2300 heutige Sonnenleuchtkräfte hell und ca. 166 Sonnenradien groß sein. Das führt dazu, dass Merkur & 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 nach weiter außen verlagert, das sogenannte Wasserstoff-Schalenbrennen hat 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. Ab einem Wert von 10000-mal so hohem Druck wie heute und einer Temperatur von ca. 100 Millionen Grad fängt Helium im Kern an zu Kohlenstoff zu fusionieren. Durch besondere Umstände im Kern 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 dieser Phase 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. 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.

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 her 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 das 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.
Joshua & Moritz

*Anmerkung: 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.

*2Anmerkung: ein Lichtjahr ist die Strecke, die das Licht in einem Jahr zurücklegt, ca. 9,5 Billionen km

Kommentar verfassen

Trage deine Daten unten ein oder klicke ein Icon um dich einzuloggen:

WordPress.com-Logo

Du kommentierst mit Deinem WordPress.com-Konto. Abmelden /  Ändern )

Google Foto

Du kommentierst mit Deinem Google-Konto. Abmelden /  Ändern )

Twitter-Bild

Du kommentierst mit Deinem Twitter-Konto. Abmelden /  Ändern )

Facebook-Foto

Du kommentierst mit Deinem Facebook-Konto. Abmelden /  Ändern )

Verbinde mit %s

This site uses Akismet to reduce spam. Learn how your comment data is processed.

Create a website or blog at WordPress.com

Nach oben ↑