schnitt

Die Sonne

Wer denkt schon daran, wenn er an einem warmen Sommertag in die Sonne blinzelt, dass dieser – dem blossen Auge ruhig Licht und Wärme abstrahlender – Stern in Wirklichkeit ein brodelndes “Inferno” ungeheuren Ausmaßes ist. 

Dabei ist die Sonne ein normaler Fixstern, wie alle anderen Sterne die wir am nächtlichen Himmel beobachten können. Sie ist – im Vergleich zu vielen anderen Sternen – weder besonders groß oder aussergewöhnlich heiss oder kühl.

Sonne und Sonnensystem (Planeten, Kometen) sind zur gleichen Zeit – vor ungefähr 4.6 Milliarden Jahren – aus einer interstellaren Gas- und Staubwolke entstanden. Die Sonne ist im Sonnensystem der einzige Körper, der selbst Licht und Wärme abstrahlt. Planeten reflektieren nur das von der Sonne empfangene Licht.

Die Sonne beinhaltet etwa 99.8% der Gesamtmasse des Sonnensystems. Ihr ungefähres Alter kennt man aus den Untersuchungen ältester Mineralien der Erdoberfläche und von Meteoriten über die Halbwertzeitbestimmung radioaktiver Elemente. Dass die Sonne über mehrere Milliarden Jahre ihre Energieabstrahlung nahezu konstant gehalten hat, schliesst man aus 3.5 Milliarden Jahre alten Versteinerungen von Blaualgen, die damals wie heute gleiche Umweltbedingungen (flüssiges Wasser) zum Leben benötigten. Und dass die Sonne zumindest in den letzten 5.000 Jahren keine Änderungen ihres Durchmessers und damit ihrer Leuchtkraft erlitten hat, weiss man definitiv aus Beschreibungen historischer totaler Sonnenfinsternisse, die nicht hätten beobachtet werden können, wenn der Sonnendurchmesser größeren Schwankungen unterlegen gewesen wäre.

Unsere Sonne ist eine gigantische Gaskugel ohne festen Kern mit einem Durchmesser von knapp 1.4 Millionen Kilometer. Unsere Erde kreist in einem mittleren Abstand von 149 Millionen Kilometer um das Zentralgestirn (1 astronomische Einheit = 1AE). Um das Volumen der Sonne zu verdeutlichen, müßte man 1.300.000 Erdkugeln zusammenpacken, dann hätte man einen Körper von Sonnengröße.

Die Stabilität dieser Gaskugel wird dadurch erreicht, dass sich die Summe der nach außen gerichteten Kräfte und die Summe der nach innen gerichteten Kräfte zu Null summieren.

Dabei sind nach außen gerichtet:

  • die Zentrifugalkraft. Die Kraft, die von der rotierenden Masse in ihrem Bestreben radial zu entfliehen (Fliehkraft) und dem
  • Strahlungsdruck (Energieerzeugung, Kernfusion, Energietransport aus dem Zentrum nach außen).

Nach innen gerichtet ist hauptsächlich:

  • die Gravitationskraft, die durch die eigentliche Masse der Sonne entsteht.

Bitte beachten Sie, dass dies eine sehr simple Darstellung des Stabilitätszustandes der Sonne ist, da

  1. die Sonne rotiert – wie die Erde – um eine Rotationsachse. Die Rotationsgeschwindigkeit ist – da die Sonne kein starrer Körper ist – unterschiedlich zwischen Äquator und Sonnenpol (man nennt das differentielle Rotation). Am Äquator beträgt die Rotationsperiode knapp 26-, an den Polen ca. 35 Tage und
  2. die Sonne ein sehr starkes Magnetfeld (siehe auch Tabelle)besitzt, welches zusammen mit der Sonne – ebenfalls differentiell – rotiert und dabei starke lokale Massenverschiebungen auslösen.

Magnetfelder und Magnetfeldlinien sind der Schlüssel zu allen beobachtbaren Sonnenphänomenen aber sie sind bis heute – im Detail – wenig verstanden und daher zur Zeit Gegenstand intensiver Erforschung (Stichwort: Magnetohydrodynamik).

Alle beobachtbaren Sonnenphänomene (Sonnenflecken, Protuberanzen, Magnetfelder, Form der Korona etc.) verlaufen in einem ca. 11-jährigem Zyklus, den man ebenfalls einige Tausend Jahre zurückverfolgen kann.

Die Sonne hat im inneren Kern eine Temperatur von ca. 15 Millionen Grad bei dem unvorstellbaren Druck, der dem 300 Millarden fachem Luftdruck der Erde in Meereshöhe entspricht. Hier wird die Energie der Sonne erzeugt. Die äusseren Gasschichten, die wir mit dem blossem Auge sehen (Photosphäre), sind immer noch ca. 5.500 Grad Celsius heiss (dass ist mehr als die dreifache Schmelztemperatur von Eisen).

Seit 1995 haben die NASA zusammen mit der ESA (Europeen Space Agency) einen speziellen Satelliten (SOHO) zwischen Erde und Sonne stationiert, der die Sonne kontinuierlich in vielen Spektralbereichen (auch solchen, die von der Erdoberfläche nicht zu beobachten sind) “rund um die Uhr” beobachtet. SOHO hat in den letzten Jahren spektakuläre Beobachtungen zur Erde gefunkt. Einige Bilder dieser Sonnenseiten wurden mit Instrumenten von SOHO aufgenommen.

Stellt man sich die Sonne als “Zwiebel” vor und wickelt die einzelnen Schalen ab, so definieren die Sonnenphysiker folgende Gebiete:

schnitt

Schnitt durch die Sonne (Quelle: © SuW Special 4, Sonne – der Stern in unsere Nähe, Hüthig Verlag Heidelberg)

Die wichtigsten physikalischen Daten der Sonne

 Durchmesser  1. 392. 500 km
 Volumen  1.4 x 10 hoch 27 Kubikmeter
 Masse  2 x 10 hoch 30 Kilogramm
 Mittlere Dichte  1.4 Gramm pro Kubikzentimeter
     
 Dichte im Zentrum  1.6 x 10 hoch 5 Kilogramm pro Kubikmeter
 Dichte der Photosphäre  1.0 x 10 hoch – 6 Kilogramm pro Kubikmeter
 Dichte in der Korona  1.0 x 10 hoch -13 Kilogramm pro Kubikmeter
     
 Temperatur im Kern  15 Millionen Grad Celsius
 Temperatur der Photosphäre  5.500 Grad Celsius
 Temperatur in einem Sonnenfleck  4.500 Grad Celsius
 Temperatur von Protuberanzen  ca. 50.000 Grad Celsius
 Temperatur in einem Sonnenflare  mehrere 100.000 Grad Celsius
 Temperatur der Korona  1 – 2 Millionen Grad
   
 Rotationszeit am Äquator  26 Tage
 Rotationszeit am Sonnenpol  35 Tage
   
 Alter  ca. 4.6 Milliarden Jahre
 Vermutete Lebenszeit der Sonne  weitere 5 – 6 Milliarden Jahre
    
 

Magnetische Feldstärken

 Gesamtfeld  ca. 1 Gauß (Erde ca. 0.1 Gauß)
 in Sonnenflecken  ca. 3000 Gauß
 in Protuberanzen  ca. 10 – 100 Gauß
    

Chemische Zusammensetzung der Photosphäre (in Prozent)

 Wasserstoff  73.5
 Helium  24.8
 Sauerstoff  0.8
 Kohlenstoff  0.3
 Eisen  0.15
 Neon  0.12
 Stickstoff  0.1
 Silizium  0.07
 Magnesium  0.05
 Schwefel  0.04
 alle anderen (67 Elemente eindeutig identifiziert)  0.1

Schaut man sich die Tabelle etwas genauer an, so fallen zwei Dinge deutlich auf:

zum einen nimmt die Dichte des Gases zwischen Photosphäre und der darüber liegenden Chromosphäre und der Korona dramatisch ab. Das ist der Grund, warum wir – beobachten wir die Sonne – einen scharf begrenzten Sonnenrand sehen. Zum zweiten zeigt sich deutlich, dass die Temperatur zwischen Photosphäre und Korona massiv ansteigt. Dieser Prozess ist weitgehend unverstanden, mehr finden Sie im Abschnitt unter Korona.

 

© 2015 (überarbeitet): Wolfgang Paech in Zusammenarbeit mit H.Hilbrecht, C.-H. Jahn und P. Völker

Posted in Basiswissen zur Sonne and tagged , , .

Hinterlasse eine Antwort

Deine E-Mail-Adresse wird nicht veröffentlicht. Erforderliche Felder sind markiert *