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Sonne

Die Sonne

 

Allgemeine Daten zur Sonne


Durchmesser:1.390.000 km
Masse:1,989e30 kg
Äquator-Radius:696.000 km
Pol-Radius:696.000 km
Mittlere Dichte:1,408 g/cm3
Gravitation:274 m/s2

Atmosphäre der Sonne


Oberflächendruck:0.868 millibar (obere Photosphäre)
Durchschnittstemperatur:6.600 K (untere Photosphäre)
4.400 K (obere Photosphäre)
30.000 K (obere Chromosphäre)
15.600.000 K (Kerntemperatur)
Zusammensetzung:H – 90.965%, He – 8.889%

Spurenelemente (ppm):
O – 774, C – 330, Ne – 112, N – 102
Fe – 43, Mg – 35, Si – 32, S – 15

Unsere Sonne

Die Sonne ist der bei weitem größte Himmelskörper in unseren System. Sie enthält mehr als 99,8% der Gesamtmasse des Sonnensystem.

In vielen Kulturen wurde die Sonne als Gottheit angebetet. Die Griechen nannte sie Helios und die Römer Sol.

Die Masse der Sonne besteht zur Zeit aus etwa 75% Wasserstoff und 25% Helium, die wenige Restmasse (0,1%) bilden verschiedene Metalle. Im Laufe ihres Lebens ändern sich diese Werte ständig, da durch die Fusion immerzu Wasserstoff zu Helium verschmolzen wird.

Die äußere Schicht der Sonne unterliegt verschiedenen Rotationen. Am Äquator rotiert die Oberfläche alle 25,4 Tage, nahe der Pole dauert es schon fast 36 Tage. Dies liegt darin begründet, weil die Sonne kein fester Körper ist, wie etwa die Erde, sondern aus Gas besteht. Die Gasplaneten in unseren System ( Jupiter, Saturn, Uranus und Neptun) unterliegen ähnlichen Effekten.
Der Kern der Sonne rotiert jedoch gleichförmig, da er ein fester Körper ist.

Die Zustände im Kern der Sonne sind extrem. Er bildet 25% des Radius der Sonne und seine Temperatur liegt bei 15,6 Millionen K und sein Druck beträgt 250 Milliarden Bar. Die Dichte der Gase in seinem Inneren beträgt das 150fache von Wasser.

Die Sonne produziert immense Mengen an Energie. In jeder Sekunde produziert sie 386 Milliarden Milliarden Megawatt durch Kernfusion von Wasserstoff zu Helium. In jeder Sekunde werde 700 Millionen Tonnen Wasserstoff zu 695 Millionen Tonnen Helium verschmolzen. Die restlichen 5 Millionen Tonnen entweichen als Energie in Form von Gammastrahlung. Auf dem Weg zur Oberfläche wird diese Energie immer langwelliger und wenn sie die Oberfläche durchbricht, wird sie schließlich als sichtbares Licht abgestrahlt.

Die Oberfläche der Sonne, Photosphäre genannt, besitzt eine Temperatur von etwa 5000 K. Sonnenflecken darin sind „kalte Stellen“, die „nur“ 3800 K heiß sind. Durch das Temperaturgefälle sehen sie dunkler aus, als das umgebende Plasma.
Sonnenflecken können sehr groß werden, mehr als 50.000 km im Durchmesser.
Die Sonnenflecken entstehen durch noch nicht vollständig verstandene Interaktionen des Gases mit dem Magnetfeld der Sonne.

Oberhalb der Photosphäre liegt der schmale Bereich der Chromosphäre. Über dieser beginnt die sogenannte Corona, welche Millionen von Kilometern ins All hinaus reicht. Sie ist nur bei einer totalen Sonnenfinsternis als Schleicher um die verdeckte Scheibe sichtbar . Die Temperatur der Corona liegt bei über 1 Million K.

Das Magnetfeld der Sonne ist extrem stark (nach irdischen Maßstäben gemessen) und sehr kompliziert aufgebaut. Seine Magnetosphäre reicht hinaus bis jenseits des Pluto.

Außer Wärme und Licht, strahlt die Sonne einen steten Strom geladener Teilchen aus. Dieser besteht zumeist aus Elektronen und Protonen, welche als „Sonnenwind“ bekannt sind. Dieser Sonnenwind zieht mit 450km/s durch Sonnensystem. Der Sonnenwind und die weitaus hochenergetischern Teilchen, welche von Protuberanzen ausgestoßen werden, können einen dramatischen Effekt auf die Erde haben, von Polarlichtern bis hin über Störungen in Stromleitungen bis hin zum Stillstand des gesamten Funkverkehres.

Die Raumsonde Ulysses zeigt, dass der Sonnenwind in den Polarregionen abgestrahlt wird fast die doppelte Geschwindigkeit, 750 km/s, besitzt. Die Zusammensetzung des Windes in diesen Polarregionen scheint ebenfalls unterschiedlich zu sein. Das Magnetfeld hingegen zeigt sich gleichförmig.
Kometen, welche sich der Sonne nähern unterliegen den Auswirkungen des Sonnenwindes. Dieser bläst die abschmelzenden Gase des Kometen hinfort und sorgt so für den oft Millionen km langen Schweif eines Kometen. Selbst auf Raumfahrzeuge hat der Sonnenwind einen messbaren Einfluss.

Der Energieausstoß der Sonne ist, wie auch die Sonnenfleckenaktivität, nicht immer konstant. Es gab Zeiten mit sehr geringen Sonnenfleckenaktivitäten in der zweiten Hälfte des 17. Jahrhundert. Im Zusammenhang mit der abnormalen Kälteperiode im nördlichen Europa zu dieser Zeit spricht man manchmal von der „kleinen Eiszeit“.
Seit sich das Sonnensystem gebildet hat ist der Energieausstoß der Sonne um etwa 45% gestiegen.

Die Sonne ist etwa 4,5 Milliarden Jahre alt. Seit ihrer Geburt hat sie etwa die Hälfte ihres Wasserstoffvorrates aufgebraucht. Sie wird weiter 5 Milliarden Jahre weiterhin „friedlich“ strahlen, wobei sich ihre Leuchtkraft etwa verdoppelt bis dahin. Doch dann wird ihr wahrscheinlich der Wasserstoffbrennstoff ausgehen. Sie wird dann zum Heliumbrennen übergehen und sich zu einen „Roten Riesen“ aufblähen und einige Millionen Jahre weiterbrennen. Die Inneren Planeten, Merkur, Venus und Erde, werden dabei vollständig vernichtet werden. Möglicherweise bildet sich dann ein planetarer Nebel rund um die Sonne.

Schließlich wird sie auch ihren Heliumvorrat verbraucht haben und dann wird die Schwerkraft siegen und die Sonne wird in sich zusammenfallen und eine Weile als weißer Zwerg dahinvegetieren bis sie schließlich erkaltet und als schwarzer Zwerg ihre dunkle Bahn durchs All zieht.

Aufbau der Sonne

An dieser Stelle möchten wir Euch einmal den Aufbau der Sonne etwas näher bringen. Wagen wir also einen Blick in das Innere unseres Zentralgestirns. 

Aufbau der Sonne
Die Graphik zeigt einen Querschnitt der Sonne. Die einzelnen Bereiche von Kern (1) bis Korona (9) werden im nebenstehenden Text genauer erläutert. (Graphik: KIS)

Kern 1

Im Kern herrschen extreme Temperaturen von etwa 15 Mio. °C bei einem Druck von 100 g/cm3. Aufgrund dieser Bildungen kommt es zur Kernfusion. Bei der Kernfusion wird Wasserstoff in Helium umgewandelt. Es werden pro Sekunde 4 Mio. Tonnen Materie in Energie umgewandelt. Die von der Kernfusion produzierte Energie verhindert, dass die Sonne aufgrund ihrer Masse in sich zusammenfällt. Dadurch befindet sich unser Stern seit etwa 4,5 Mrd. Jahren im Gleichgewicht. Man geht davon aus, dass die im Kern vorhandene Wasserstoffmenge dafür ausreicht die Sonne ungefähr noch einmal so lange stabil zu halten. Die einzigen durch die Kernfusion gebildeten Teilchen, welche die Sonne ohne weitere Wechselwirkung verlassen, sind die sogenannten Neutrinos. Durch sie lassen sich Informationen über die Vorgänge im Inneren der Sonne sammeln.

 


Strahlungszone 2

Die Strahlungszone und die Konvektionszone umgeben den Kern im Inneren der Sonne. Durch die Kernreaktionen im Inneren werden hauptsächlich Gammastrahlen produziert, die sofort an die Oberfläche dringen würden, wenn nicht weitere Schichten den Kern umschließen würden. Die Gammastrahlen werden von der nächstäußeren Sphäre, der sogenannten Strahlungszone, absorbiert. Ihren Namen hat diese Zone, weil die Protonen sich dort mittels Strahlung verbreiten. Diese Absorptions- und Emissionsprozesse wiederholen sich so oft, dass die in Form von Gammastrahlung emittierte Energie mehrere Millionen Jahre braucht, um an die Sonnenoberfläche zu gelangen. Das bedeutet, dass das Licht, welches auf der Erde eintrifft von einer Energie stammt, die vor Millionen von Jahren im Inneren der Sonne produziert wurde.

 


Konvektionszone 3

Die Konvektionszone schließt sich an die Strahlungszone an. Durch ständigen und heftigen Zusammenprall verlieren die Gammastrahlen ständig an Energie, sodass diese schließlich gleich hoch wie die Wärmeenergie der solaren Materie in dieser Zone ist. Unter diesen Bedingungen können die sogenannten Konvektionsprozesse stattfinden. In dieser Konvektionszone wird das Gas durch die nach oben dringende Strahlung erwärmt und dehnt sich dadurch aus, sodass es an die Oberfläche hochsteigt und die absorbierte Energie wieder abgibt. Durch die dadurch eintretende Abkühlung und Verdichtung sinkt das Gas schließlich wieder ab, der Zyklus beginnt von neuem. Dieser Vorgang wird als Konvektion bezeichnet.

 


Photosphäre 4

Die sichtbare Oberfläche der Sonne, die Photosphäre, ist 300 km dick und besteht aus wirbelnder und explosiver Masse, heißen Gasen und kraftvollen Magnetfeldern. Auf der Photosphäre herrscht eine durchschnittliche Temperatur von 6000 °C. Das uns bekannte Sonnenlicht stammt größtenteils von dieser Oberfläche. Durch die starken vertikalen Strömungen der Konvektion, bei der heiße Gasblasen aufsteigen, die sich in der Höhe abkühlen und wieder absinken, entsteht eine körnige Struktur. Die Photosphäre ist die für uns sichtbare Oberfläche der Sonne, in der man die wabenartige Oberflächenstruktur – die Granulation   (6) – und Sonnenflecken (5)beobachten kann.

 


Chromosphäre 7

Die Chromosphäre befindet sich zwischen der Photosphäre und der Korona. Sie wird vom gleißenden Licht der Photosphäre überdeckt und ist deswegen nur während einer Sonnenfinsternis mit den eigenen Auge zu beobachten. Sie ist bis zu 10.000 km dick und dort herrschen Temperaturen von bis zu 1 Mio. °C.

In der Chromosphäre setzen Eruptionen, sogenannte Flares, aufgestaute magnetische Energie frei. Sie schleudern Partikel zur Korona und nach außen. Am Rand lassen sich oft Sonnenprotuberanzen (8) als hell leuchtende Bögen beobachten.

 


Korona 9

Die äußere Schicht der Sonne nennt man Korona, sie breitet sich im interplanetaren Raum aus, in den der Sonnenwind die atomaren Teilchen bis an die Grenzen des Systems weht. Sie besteht aus zwei sehr unterschiedlichen Schichten: der inneren Korona, die sich aus Strömungen atomarer Teilchen zusammensetzt, die den Linien des Magnetfeldes der Sonne folgen, und der äußeren Korona. Die Teilchendichte der äußeren Korona ist wesentlich geringer und besteht vorwiegend aus Elektronen. Bereits dort ist der Wasserstoff dünn, wo aber über 1 Mio. °C herrschen. Früher konnte man die Korona nur bei einer totalen Sonnenfinsternis erkennen. Heute benutzt man einen sogenannte Koronographen. Das Gas der Korona gibt beträchtliche Energiemengen in Form von Röntgenstrahlen ab.

Über Dominik

Mein Name ist Dominik Zgrzendek, ich bin 29 Jahre alt und Gründer des Weblogs "Sonnen-Sturm.info". Die Astronomie sowie die Beobachtung der Sonne ist ein langjähriges Hobby von mir. Mit diesem Weblog möchte ich euch an meinem Hobby teilhaben lassen und hoffe so, einige für die Astronomie begeistern zu können!