Stern: Sonne
Sonne Datenblätter
Bilder zum Thema Sonne
 

Die Sonne, der Zentralstern unseres Planetensystems. Die dunklen Stellen sind Sonnenflecken.

 

Objekt

 

 

 

Sonne

Durchmesser km

Dichte kg/m³

Entf. gal.Zentrum

Normalstern

1.392.520

1.408

28.000 LJ

G2 V

5,1 Lichtsekunden

Gravitation

Entf. Gal Ebene

 

 

274 m/s²

45 LJ

Planeten / Zwergplan.

 

Fluchtgeschwind.

Umlauf Galaxie

8 / 4

 

617,7 km/s

240 Mio. Jahre

 

 

 

 
 
Im äußeren Drittel einer Galaxie, die wir Milchstraße nennen, liegt der Stern Sonne. Er ist ein normaler Stern der Klasse G2 V. Seine Entfernung zum Zentrum der Milchstraße beträgt 28.000 Lichtjahre. Dabei liegt er nicht auf der horizontalen Ebene dieser Galaxie, sondern ist von dieser 45 Lichtjahre entfernt. Rund 220Mio Jahre benötigt die Sonne um das galaktische Zentrum einmal zu umrunden.
Der Stern Sonne ist das Zentrum unseres Planetensystems. Dieses besteht aus der Erde und sieben weiteren Planeten. Die zwei Planeten, die zwischen Erde und Sonne liegen, heißen Merkur und Venus, außerhalb der Erdbahn umkreisen Mars, Jupiter, Saturn, Uranus und Neptun samt deren Monden die Sonne, zudem einige Zwergplaneten, Millionen von Kleinplaneten sowie Kometen.
 
Wie weit der Einflussbereich der Sonne reicht weiß niemand genau. Man nimmt an, dass der Schwerkrafteinfuss der Sonne etwa 1000 AE in das Weltall hinauswirkt. Der Sonnenwind soll etwa in einer Entfernung von 75-90 AE die Schallgeschwindigkeit unterschreiten, und die ausgestrahlten Ionen der Sonne erreichen die des Weltalls, etwa nach 110-150AE. Dabei wird angenommen, dass die Sonne aufgrund ihrer Reisegeschwindigkeit einen Schweif aus Sonnenwind nach sich zieht, der etwa 230AE lang ist.
 
Das Sonnensystem ist noch lange nicht in allen Ecken und Winkel erforscht, im Besonderen hinter der Plutobahn, reicht das Licht der Sonne kaum aus, um von den dortigen Kleinplaneten genügend hell reflektiert zu werden. So ist es nicht verwunderlich, dass mit besser werdenden Instrumenten und Messmethoden, jährlich neu gefundene Objekt das Wissen um unser Sonnensystem erweitern. Im Besonderen betrifft dies den Bereich, der von der Hauptebene des Sonnensystems abweicht. Hier hatten die Astonomen bisher keine Objekte vermutet und daraus folgend nicht so intensiv gesucht.
 
Der Stern den wir Sonne nennen, bildet zusammen mit etwa 100 Milliarden anderen Sternen der Milchstraße, unsere Galaxie. Seine absolute Leuchtkraft, die auch ein Maß für die Größe ist und sich auf eine Beobachtungsentfernung von 32Lichtjahren bezieht, beträgt 4,83M. Das bedeutet, es wäre schon eine sehr klare, dunkle Sternennacht notwendig um diesen Stern dort, als mattes Pünktchen, sehen zu können. Der Polarstern würde in dieser Entfernung um das 460-fache heller scheinen als die Sonne und mit –4,4M heller leuchten als die Venus.
 
Die Sonne besteht wie die anderen Sterne vorwiegend aus Wasserstoffgas und Helium. In ihrem Kern befinden sich wenige zehntel Prozent schwerer Atome. Die Sonne vereinigt in sich etwa 99,86% der Gesamtmasse unseres Sonnensystems. An ihrer Oberfläche (der Photosphäre) besitzen die Gase eine Temperatur von ca. 5.500°C. Hier wird das sichtbare Licht erzeugt. Im Inneren der Sonne, betragen die Temperaturen 15 Mio°C. Hier wird wegen des gewaltigen Gravitationsdrucks der übereinander geschichteten Materie, durch atomare Kernverschmelzung, Wasserstoff zu Helium umgewandelt, was die enorme Energiemenge freisetzt, die für diese hohe Temperatur notwendig sind. Diese Wärmeenergie verhindert zudem, dass die Gravitationskräfte des Wasserstoffs die Sonne zusammenziehen und sie zu einem Zwergstern von etwa Erdgröße werden lassen.

Um die Photosphäre herum befindet sich ein nach aussen immer dünner werdender Gasraum, der bis etwa 2.500 km Höhe Chromosphäre genannt wird. Diese besitzt nur eine Dichte von einem Millionstel der Photosphäre, ist aber etwa 10.000 Grad heiß. An ihr schließt sich die Korona an, deren Dichte sich noch einmal auf ein Hundertstel der Chromosphäre verringert.
Beide Schichten sind nur bei einer totalen Sonnenfinsterniss sichtbar, wenn das gleißende Licht der Photosphäre vom Mond abgedeckt wird. In der Korona erhöhen sich die Temperaturen auf etwa 1 bis 2 Millionen Grad. Aus ihr fließt ständig strahlenförmig Plasma (ionisiertes Gas) in das Sonnensystem hinaus. Dieses Gas wird als Sonnenwind bezeichnet und ist auf der Erde wie auch bei anderen Planeten für die Nordlichter verantwortlich. Bei Kometen bewirkt der Sonnenwind den Schweif. Die Geschwindigkeit der einzelnen Partikel des Sonnenwindes beträgt etwa 400km/s. Bei besonders heftigen Ausbrüchen der Sonne, so wie sie alle 11 Jahre vorkommen, ist die Geschwindigkeit größer.
 
Spezialaufnahme der Sonne. Deutlich zu erkennen sind die Granularien, und eine Protuberanz (Materieauswurf), die hoch über die Sonnenoberfläche hinausschießt.
 
Oberfläche:
Auf der Sonnenoberfläche, der Photosphäre, erkennt man eine körnige Struktur, die Granulation genannt wird. Sie entsteht durch aufsteigende Gasblasen, die von der Hitze im Inneren der Sonne zur Oberfläche getrieben werden. Der Durchmesser der Granulen reicht von 300 bis 1.500 km. Sonnenflecken sind recht dunkle Bereiche auf der Sonnenoberfläche. Hier ist das aufsteigende Gas der Granulen mit etwa 4.000°C kühler, als in den Nachbarbereichen. Die Wissenschaft erklärt diese Erscheinung über starke Magnetfelder, die hier aus der Sonne heraustreten und den Nachschub von heißem Gas vorübergehend verhindern. Dadurch wird die Oberfläche kühler und sendet weniger Licht aus. Sonnenflecken können sich über Entfernungen zwischen 2.000 und 100.000 km Länge hinstrecken. Die Dauer ihrer Erscheinung ist auf ein bis zwei Wochen begrenzt. Ebenfalls durch das Magnetfeld der Sonne hervorgerufen und kontrolliert sind Gasfontainen, die bis zu 10.000 km emporschießen. Man nennt sie Spicules. Ihre Temperaturen liegen im Bereich von 10.000 bis 20.000 Grad und im Mittel dauern sie 5 bis 10 Minuten an. Langlebige Spicules, die sich in großen Bögen, entlang von Magnetfeldern über die Sonnenoberfläche erstrecken, werden nach Form und Wirkung Protuberanzen und Flares genannt. Sie können Entfernungen bis 100.000 km überbrücken und bestehen mitunter mehrere Monate fort. Die von ihnen ausgehende Röntgenstrahlung erreicht in acht Minuten die Erde und kann hier zu Störungen in Funk- und Navigationssystemen führen. Reißen die Magnetbögen ab, so kann eruptiv Materie in das All hinausgeschleudert werden. Die Teilchenströme benötigen bis zu zwei Tagen um die Erde zu erreichen. Sind sie sehr groß, deformieren sie deren Magnetfeld und treten an den Polen in die Erdatmosphäre ein, hierbei entstehen die Polarlichter. Nicht durch das Erdmagnetfeld geschützte Satelliten können dabei zerstört werden und auf der Erde können in den nördlichen Bereichen, Computer lahmgelegt werden.
Für die enorm hohen Temperaturen in der Sonnenkorona glauben die Wissenschaftler jetzt eine Lösung gefunden zu haben. Messdaten der Raumsonde „Soho“ zeigten 1997 ein fluktuierendes Aufleuchten der heissen Koronagase, sowie abertausende, sich rasch verändernde Magnetfeldschleifen. Man nimmt an, dass es durch die Wechselwirkung der Magnetfeldschleifen zu elektrischen und magnetischen Kurzschlüssen kommt. Die dabei fließenden Ströme liefern die riesigen Energiemengen zum Aufheizen der Korona.
 
Magnetfeld:
Das Magnetfeld der Sonne reicht wie der Sonnenwind weit in den Raum hinein. Es schwankt je nachdem wo es auftritt erheblich. In den Polbereichen erreicht es die Feldstärke von 5G. In Sonnenflecken 3.000G, in Protuberanzen 10 bis 100G und in der Chromosphäre liegt der mittlere Wert bei 200G (G = Gauß).

Zudem wechselt es alle 8 bis 11 Jahre seine Polarität. Zuletzt war dies im Jahr 2000 der Fall. Nach den bisherigen Beobachtungen wird das nächste Maximum im Jahr 2010 erwartet. Das Erreichen des Maximums führt zu einem Ansteigen der Sonnenflecken und damit zu verstärktem Aufkommen von Protuberanzen und Flares. Welche Auswirkungen diese Aktivität der Sonne auf das Leben der Erde hat, ist noch weitgehend unerforscht. Es mehren sich jedoch Hinweise, dass sie gegeben sind. Als Beispiel wird die Zeit von 1645 bis 1715 angeführt, während der fast keine Sonnenflecken auftraten (Maunder-Minimum). Bei der Untersuchung von Wachstumsringen von Bäumen aus dieser Zeit ergab sich, dass es auffällige Unterschiede im Verhältnis bestimmter Kohlenstoffisotope vor und nach diesem Zeitraum gab.
 
Rotation
Die Rotation der Sonne um ihre eigene Achse erscheint uneinheitlich. Das Gas an ihrem Äquator benötigt für einen Umlauf 26,8 Tage, bei einer Breite von 30° etwa 28,2 Tage und an den Polen 34 Tage. Dieser Effekt ist erklärlich wenn man bedenkt, dass von der Erde aus nur die gasförmige Oberfläche der Sonne betrachtet werden kann, und das Gas wird am Äquator heftiger beschleunigt, als an den Polen.
 
Gravitativer Bereich:
Das durch die Anziehungskraft (Gravitation) der Sonne kontrollierte Umfeld beträgt etwa 1000 AE bis maximal 50.000AE. Der vom Sonnenwind erreichte Raum, die Heliosphäre, ist mit 30 bis 35 AE kleiner. In diesem Raum befinden sich acht Planeten mit ihren Monden, einige Zwergplaneten und eine Vielzahl von Materieklumpen, die abhängig von ihrer Zusammensetzung, Grösse und Flugbahn Asteroiden, Meteore oder Kometen genannte werden. Alle diese Körper bewegen sich auf unterschiedlich stark ausgebildeten elliptischen Bahnen um die Sonne herum. Sie alle können nicht selbständig leuchten, sondern erscheinen nur deswegen hell am Himmel, weil sie das Sonnenlicht zurückwerfen. Sie alle sind verschwindend klein, mißt man sie am Durchmesser, am Volumen oder der Masse der Sonne. So beinhaltet die Sonne alle sie umschwirrenden Körper etwa 600 mal und die Erde passt in ihr Volumen von 1,4 Trillionen Kubikkilometern ca. 1,302 Millionen mal hinein. Man könnte auch sagen, die Sonne besteht aus 333.000 Erdmassen. Planeten, Monde, Asteroiden und Kometen zusammen besitzen nur den zweitausendsten Teil ihrer Masse.
Will ein Körper, den Anziehungsbereich der Sonne verlassen, muss er auf der Höhe der Erdbahn eine Geschwindigkeit von etwa 42 km/s besitzen, was 151.200 km/h entspricht. (heliozentrische Geschwindigkeit).
 

So wie auf diesem Bild, könnte sich die Sonne nach ihrem Ende als Stern, zu einem weißen Zwerg verwandelt haben.

Das Ende:
Die Sonne besteht seit etwa 5 Milliarden Jahren und die Astrowissenschaftler geben ihr noch einmal diese Zeit. Dann wird es der Sonne nicht mehr möglich sein , ihren Energiebedarf von 1026 Watt, den Sie aus der Kernfusion von vier Millionen Tonnen Wasserstoff pro Sekunde bezieht, zu erzeugen. Die geringer werdende Wärmeenergie kann den Gravitationskräften nun nicht mehr standhalten und der Sonnenkern verkleinert sich. Durch das Zusammenziehen des Kerns erhöht sich die innere Temperatur. Bei Sternen wie der Sonne, in deren Zentrum die Wärme durch Strahlung verteilt wird und nur im Mantel durch Umlauf (Konvektion), beginnt dadurch das sogenannte Wasserstoff-Schalenbrennen. Der den Heliumkern noch immer umgebende Wasserstoff fusioniert hierbei zu Helium. Dadurch bläht sich der Stern auf und wird zum 'Roten Riesen'. Die Sonne wird in diesem Zustand fast bis zur Marsbahn reichen und die inneren Planeten bis hin zum Mars aufschmelzen. Sie werden zu einem Teil ihrer Gashülle umgeformt.
Die Temperatur im Zentrum der Sonne steigt hierbei auf 100 Millionen Grad an. Das führt dazu, dass erneut eine Kerfusion im Kern einsetzt, bei der das Helium zu Kohlenstoff verbrennt. Ist das Helium im Kern verbraucht, zieht sich die Sonne erneut zusammen und der Kohlenstoff fusioniert. Hierbei wird der Stern kleiner und nachdem auch der Kohlenstoff verbraucht ist, fällt sie zu einem weissen Zwerg zusammen. Dieser Vorgang geschieht wahrscheinlich so schnell und von innen nach aussen, dass die äußeren Gashüllen nicht mit nach innen stürzen, sondern ihrem ehemaligen Impuls folgend in das Weltall abgestoßen werden. Ein planetarischer Nebel umhüllt nun, wie auf dem Bild oben zu sehen ist, einen Weissen Zwerg, in den sich die Sonne verwandelt hat.
Der Weisse Zwerg, der ja noch die gesamte Wärmeenergie der Sonne besitzt, ist an seiner Oberfläche so heiß, dass er zunächst trotz seines geringen Durchmessers von etwa dem der Erde, noch weithin sichtbar bleibt. Wie lange er braucht um vollständig auszukühlen und was dann geschieht .. ist noch ein Geheimnis. Von den verbleibenden Planeten würde niemand mehr sprechen, denn sind sie schon heute von der Erde aus kaum sichtbar, wer wollte sie in der nun herrschenden Dunkelheit noch finden.

Was wird mit der Erde?
Bevor die Sonne ihr Ende erreicht, wird sie sich in den nächsten 5 Milliarden Jahren geringfügig aber zunehmend vergrößern. In etwa einer Milliarde Jahren leuchtet sie dadurch etwa 10% heller und ihre Oberflächentemperatur steigt von 5500°C auf 5560°C an. Diese geringfügige Zustandsänderung des Sterns Sonne wird schon weit vorher dramatische Auswirkungen auf das Leben der Erde gehabt haben. Man vermutet, dass bereits in 200 bis 500 Millionen Jahren kein Lebewesen mehr die Erde bevölkert. Sie ist zu heiß geworden. Die Meere sind verdunstet und die Erde ist zu einer Wüste geworden.

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