Sonne

Die Sonne am 7. Juni 1992


Bild Quelle https://de.wikipedia.org/wiki/Sonne

Die Sonne ist ein gewöhnlicher G2-Stern, einer von mehr als 100 Milliarden Sternen in unserer Galaxis.

Durchmesser: 1.390.000 km.
Masse: 1,989·1030 kg
Temperatur: 5.800 K (Oberfläche)
15.600.000 K (Kern)
Die Sonne ist das bei weitem größte Objekt im Sonnensystem. Sie enthält mehr als 99,8% der gesamten Masse des Sonnensystems (Jupiter umfaßt fast den Rest).

Es wird oft davon gesprochen, daß die Sonne ein „gewöhnlicher“ Stern sei. Das stimmt in dem Sinn, daß es jede Menge andere gibt, die sehr ähnlich sind. Es gibt aber wesentlich mehr kleinere als größere Sterne, die Sonne gehört zu den größten zehn Prozent nach Masse. Die durchschnittliche Größe der Sterne in unserer Galaxie beträgt wahrscheinlich weniger als die Häflte der Sonnenmasse.

Die Sonne wird in vielen Mythologien personifiziert: die Alten Griechen nannten sie Helios und die Römer Sol.

Die Sonne besteht, zur Zeit, aus 70% Wasserstoff und 28% Helium nach der Masse; alles andere („Metalle“) macht weniger als 2% aus. Diese Verhältnisse verändern sich langsam mit der Zeit, weil die Sonne in ihrem Inneren Wasserstoff zu Helium fusioniert.

Die äußeren Schichten der Sonne zeigen unterschiedliche Rotationen: am Äquator rotiert die Oberfläche einmal alle 25,4 Tage, in der Nähe der Pole dauert es 36 Tage. Dieses seltsame Verhalten beruht auf der Tatsache, daß die Sonne kein fester Körper wie die Erde ist. Ähnliches Verhalten findet man auch auf den Gasplaneten. Diese unterschiedliche Rotation reicht beträchtlich weit ins Innere, wobei nur der Kern wie ein fester Körper rotiert.

Die Verhältnisse im Kern der Sonne (ungefähr die inneren 25% des Radius) sind extrem. Die Temperatur liegt bei 15,6 Millionen Kelvin und der Druck bei 250 Milliarden Atmosphären. Das Material im Kern ist zur 150-fachen Dichte von Wasser komprimiert.

Der Energieausstoß der Sonne (3,86·1033 ergs/sec oder 386 Trillionen [ = 386 Millionen Millionen Millionen] Megawatt) wird durch Kernfusion verursacht. In jeder Sekunde werden etwa 700.000.000 Tonnen Wasserstoff zu circa 695.000.000 Tonnen Helium und 5.000.000 Tonnen (= 3,86·1033 ergs) Energie in Form von Gammastrahlen verbrannt. Auf dem Weg zur Oberfläche wird die Energie ständig absorbiert und wieder emittiert bei immer geringer werdenden Temperaturen, so daß daraus in erster Linie sichtbares Licht geworden ist, sobald sie die Oberfläche erreicht hat. Auf den letzten 20% des Weges zur Oberfläche wird die Energie eher von Konvektion als durch Strahlung übertragen.

Die Oberfläche der Sonne, Photosphäre genannt, hat eine Temperatur von etwa 5.800 K. Sonnenflecken sind „kühle“ Regionen von lediglich 3.800 K (sie sehen nur durch den Unterschied zur Umgebung dunkel aus). Sonnenflecken können sehr groß sein, bis zu 50.000 km im Durchmesser. Sie werden von komplizierten und noch nicht völlig verstandenen Wechselwirkungen mit dem Magnetfeld der Sonne verursacht.

Eine kleine Region, genannt Chromosphäre, liegt über der Photosphäre.

Die stark verdünnte Region oberhalb der Chromosphäre mit Namen Korona ragt Millionen Kilometer in den Raum, ist aber nur bei Sonnenfinsternissen sichtbar.Die Temperaturen innerhalb dieser Korona liegen über 1.000.000 K.

Zufällig scheinen Mond und Sonne am Himmel gleich groß zu sein. Nachdem der Mond die Erde fast in der gleichen Ebene umkreist, in der auch die Erde um die Sonne ihre Bahn zieht, kann sich der Mond zwischen Sonne und Erde bewegen. Dies nennt man dann eine Sonnenfinsternis; wenn diese Anordnung nicht völlig korrekt eintritt, verdeckt der Mond nur einen Teil der Sonnenscheibe, was man dann eine teilweise oder partielle Sonnenfinsternis nennt. Sobald die gesamte Sonnenscheibe vom Mond verdeckt wird, nennt man die Sonnenfinsternis total. Partielle Sonnenfinsternisse sind auf weiten Gebieten der Erdoberfläche zu sehen, aber die Region, in der eine totale Sonnenfinsternis zu sehen ist, ist sehr schmal, nur wenige Kilometer breit (obwohl diese Region normalerweise tausende Kilometer lang ist). Dies liegt daran, daß der Mond einen kegelförmigen Schatten wirft, weil die Sonne tatsächlich viel größer als der Mond ist. Dieser Kernschatten berührt die Erde sozusagen nur mit der Spitze. Sonnenfinsternisse gibt es ein- oder zweimal im Jahr. Wer zu Hause bleibt, hat gute Chancen, mehrere partielle Finsternisse im Jahrzehnt zu sehen. Wegen der geringen Ausdehnung des Kernschattens ist es aber sehr unwahrscheinlich, eine totale Sonnenfinsternis zu Hause zu erleben. Deshalb reisen manche um den halben Globus, um so eine totale Sonnenfinsternis zu erleben. Dies ist ein seltsames Erlebnis. Für wenige Minuten wird es mitten am Tag dunkel und die Sterne sind zu sehen. Tiere und Vögel scheinen zu glauben, es wäre Zeit zu schlafen. Und die Sonnenkorona ist zu sehen. Dies ist wahrlich eine weite Reise wert.

Das Magnetfeld der Sonne ist sehr stark (gemessen an irdischen Maßstäben) und sehr kompliziert. Die Magnetospäre (auch bekannt als Heliosphäre) dehnt sich bis hinter die Umlaufbahn von Pluto aus.

Zusätzlich zu Hitze und Licht sondert die Sonne auch einen dünnen Strom von geladenen Partikeln (im wesentlichen Elektronen und Protonen) ab, bekannt als Sonnenwind, der sich mit einer Geschwindigkeit von ungefähr 450 km/s ausbreitet, dies entspricht 1.620.000 Kilometer pro Stunde. Der Sonnenwind und die energiereicheren Partikel, die von Sonnenfackeln ausgeworfen werden, können dramatische Effekte auf die Erde nach sich ziehen, die von Spannungsschwankungen in Überlandstromleitungen über Radiowelleninterferenzen bis zu den wundervollen Nordlichtern reichen können.

Jüngere Daten von der Ulysses–Sonde zeigen, daß der Sonnenwind, der aus den Polarregionen austritt, fast doppelt so schnell fließt, circa 750 Kilometer pro Sekunde, als in niederen Breiten. Auch die Zusammensetzung des Sonnenwindes scheint in den Polarregionen abzuweichen. Auf seinem Weg durch das Sonnensystem bewegt sich der Sonnenwind nichtsdestotrotz mit mittlerer Geschwindigkeit.

Weitere Studien über den Sonnenwind werden ermöglicht durch die kürzlich gestarteten Sonden Wind, ACE und SOHO, die aus einem stabilen Ausgangspunkt, direkt zwischen Erde und Sonne etwa 1,6 Millionen Kilometer von der Erde entfernt, Daten sammeln werden.

Der Sonnenwind hat große Auswirkungen auf Kometenschweife und bewirkt sogar meßbare Auswirkungen auf die Flugbahnen von Sonden.

Spektakuläre Schleifen und Auswürfe (Protuberanzen) werden oft an der Sonnenoberfläche sichtbar.

Der Energieausstoß der Sonne ist nicht gänzlich konstant. Das gleiche gilt für die Sonnenfleckenaktivität. Es gab eine sehr geringe Sonnenfleckenaktivität in der zweiten Hälfte des siebzehnten Jahrhunderts, bekannt als Maunder Minimum. Dies fiel zufällig mit einer ungewöhnlich kalten Periode in Nordeuropa zusammen, die manchmal als Kleine Eiszeit bezeichnet wird. Seit der Entstehung des Sonnensystems hat sich der Ausstoß der Sonne um ungefähr 40% erhöht.

Die Sonne ist in etwa 4½ Milliarden Jahre alt. Seit ihrer Geburt hat sie ungefähr die Hälfte des Wasserstoffs in ihrem Kern verbraucht. Sie wird weiterhin für in etwa 5 Milliarden Jahre „friedlich“ strahlen (auch wenn sich ihre Helligkeit in diesem Zeitraum annähernd verdoppeln wird). Aber irgendwann geht ihr der Wasserstoff aus. Sie wird dann zu radikalen Veränderungen gezwungen, die, obwohl das für astronomische Verhältnisse ausgesprochen gewöhnlich ist, dennoch in einer vollständigen Zerstörung der Erde enden werden (und möglicherweise in der Entstehung eines planetarischen Nebels).


Quelle http://www.neunplaneten.de/nineplanets/sol.html


Aufbau der Sonne (NASA)


Bild Quelle https://de.wikipedia.org/wiki/Sonne


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

Die untere Korona, gesehen von TRACE bei 17,1 nm Wellenlänge.

In hartem Röntgenlicht ist die Korona auch vor der Sonnenscheibe zu beobachten, hier durch Yohkoh.