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Die Sonne (Taggestirn) ist der zentrale Stern unseres Sonnensystems. Alle Planeten, Asteroiden und Kometen des Sonnensystems kreisen um die Sonne. Sie vereinigt über 99% der Masse des Sonnensystems auf sich und hat einen 110 mal größeren Durchmesser als die Erde. Trotz dieser unvorstellbaren Größe ist die Sonne ein eher mittelgroßer (Zwerg-)Stern und wird das Sonnensystem noch circa viereinhalb Milliarden Jahre lang mit Wärme und anderer Strahlung versorgen, bevor sie spektakulär erlischt.

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Aufnahme der Sonne im ultravioletten Spektrum1

Was ist die Sonne?

Die Sonne ist der erdnächste Stern und bildet das Zentralgestirn unseres Sonnensystems. Die Sonne ist ein riesiger, extrem heißer Gasball. In jeder Sekunde fusioniert sie 657 Million Tonnen Wasserstoff zu 653 Millionen Helium. Die Massendifferenz von 4 Millionen Tonnen wird als Energie in Form von Strahlung freigesetzt. Diese Strahlung wird über das gesamte elektromagnetische Spektrum emittiert: Radio-, Infrarotstrahlung (Wärme), sichtbares Licht und Röntgen- bzw. Gammastrahlung.

Unser Tagstern ist ein Stern von mittlerer Größe. Sie ist rund 100 mal größer als sehr kleine Zwergsterne, aber selbst 1000 mal kleiner als der größte bekannte Stern VY Canis Majoris.

Unser Stern hat mit einem Alter von circa 4,7 Milliarden Jahre die Hälfte ihrer Lebenszeit erreicht. In 4,5 Milliarden Jahre wird ihr Brennstoff zur Neige gehen und die Sonne wird sich zu einem Roten Riesen aufblähen. Sein Radius wird bis knapp an die Erdbahn reichen. Nach finaler Abstoßung der äußeren Hüllen verbleibt von der Sonne nur noch der Kern, ein Weißer Zwerg und ein Planetarischer Nebel (abgestoßenen Hüllen).

Wie ist die Sonne aufgebaut?

Unser Stern hat einen schalenartigen Aufbau. Diese drei Schalen sind durch dünne Übergangszonen voneinander getrennt sind.

Kern der Sonne

Der Stern-Kern ist der Ort der stellaren Fusion, bei der Wasserstoff zu Helium fusioniert wird. Nur im Kern sind Druck (200 Milliarden bar) und Temperatur (15 Millionen Grad) hoch genug, damit Wasserstoff als ionisiertes Gas (Plasma) vorliegt. So kann die Verschmelzung von vier Wasserstoffkernen zu Helium als Teil des Wasserstoffbrennens stattfinden.

Innere Atmosphäre

Strahlungszone

Die Strahlungszone schließt sich an den Kern an und leitet die im Kern entstehende Energie als Strahlung in die nächste Zone weiter. Bis ein im Kern entstandenes Photon die Oberfläche unseres Zentralgestirns erreicht und in 8 Minuten zur Erde reist, kann die Reise vom Kern durch die Strahlungszone viele hunderttausend Jahre dauern. Grund hierfür sind Kollisions- und Absorptionseffekte.

Konvektionszone

In der Konvektionszone wird Energie auf zirkulierende Masse übertragen, die dabei erhitzt wird und zur Sonnenoberfläche aufsteigt. Im Bereich der Oberfläche wird Energie zum Beispiel in Form von Wärme abgegeben. Die Masse kühlt ab und sinkt wieder langsam in Richtung der Strahlungszone ab. wo sie erneut erhitzt wird.

Photosphäre

Die Photosphäre ist der sichtbare Teil der Sonne. Sie bildet die Grenzfläche der stabilen Materie zum Weltall und strahlt die Energie der Sonne unter anderem in Form von Licht ab.

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Korona und Chromosphäre (Sonnenfinsternis 1999)2

Chromosphäre

Die Chromosphäre ist eine dünne Gashülle um die Sonne, die einen Teil der abgestrahlten Energie absorbiert. Sichtbar ist sie während eines kurzen Moments bei einer totalen Sonnenfinsternis.

Äußere Atmosphäre

Korona

Die Korona schließt sich unmittelbar an die Chromosphäre an und geht ohne scharfe Grenze in den interplanetaren Raum über. Ihre Größe und Erscheinung variiert je nach Aktivitätsgrad der Sonne. Sichtbar ist die Korona während einer totalen Sonnenfinsternis.

Wann und wie ist die Sonne entstanden?

Als unser Stern vor circa 4,7 Milliarden Jahren entstanden ist, war das Universum bereits 8 Milliarden Jahre alt. Die erste Generation von Sternen, die früh nach dem Urknall entstanden, sind bereits gestorben. In den Sternen der ersten Generation wurden aus dem reichlich vorhanden Wasserstoff bereits die ersten schwereren Elemente (Helium, Sauerstoff, Kohlenstoff, Silizium und Eisen) erzeugt.

Nachdem die Sterne der ersten Generation in gewaltigen Explosionen zu Grunde gingen, hinterließen sie die neu fusionierten schwereren Elemente als Staubwolken im interstellaren Raum. Der Entstehungsort unseres Tagsterns war eine solche Gaswolke, die bereits geringe Spuren dieser schweren Elemente enthielt.

Die anfangs gleichmäßig verteilte Masse kann unter ihrer eigenen Gravitation kollabieren oder durch eine Schockwelle ausgehend von einer Supernova ins Ungleichgewicht gebracht werden. Beides führt zur Materiekonzentration, die zunehmend in einer Kettenreaktion abläuft und immer schneller weitere Materie akkumuliert.

Mit der Zunahme der Masse steigen Druck und Temperatur im Protostern. Seine unmittelbare Umgebung ist bereits frei von Masse.

Sobald die Kerntemperatur einen kritischen Bereich überschreitet, beginnt die stellare Fusion und ein neuer Stern ist geboren. Aus der restlich verblieben Masse im Gravitationsfeld des Sterns können Planeten, Asteroiden und Kometen entstehen.

Wie funktioniert unser Stern?

Warum leuchtet unser Zentralgestirn? Warum spüren wir in 150 Millionen km Entfernung noch ihre Wärme auf unserer Haut?

Um das zu verstehen, müssen wir wissen, was die Energiequelle unseres Sterns ist.

Unser Stern besteht wie alle Sterne überwiegend aus Wasserstoff. Wasserstoff ist das häufigste Element im Universum und steht angesammelt in Gaswolken bei der Sternentstehung reichlich zu Verfügung. Nach der Kollabierung einer Gaswolke sammelt sich mehr und mehr Materie in einem Protostern an.

Der Stern wächst und Druck und Temperatur nehmen in seinem Kern immer weiter zu. Ab einer kritischen Temperatur und Druck beginnt die stellare Fusion, das sogenannte “Wasserstoffbrennen” im Kern des geborenen Sterns. Bei der stellaren Fusion werden  4 Wasserstoffkerne zu Helium fusioniert.

Dabei entsteht ein Massendefekt von circa 0,7%. Diese “fehlende” Masse ist in Energie umgewandelt worden. Der Stern und damit auch die Sonne setzen diese Energie unter anderem in Form von Licht und Wärme frei.

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Sonnenposition in unserer Galaxis3

Wo steht die Sonne in der Milchstraße?

Unser Sonnensystem befindet sich im Orion-Arm unserer Galaxis. Der Orion-Arm liegt auf dem halben Radius der galaktischen Ebene. Bis ins Zentrum der Milchstraße sind es 28.000 Lichtjahre, bis an den äußersten Rand 30.000 Lichtjahre. Für die Umrundung des galaktischen Zentrums benötigt die Sonne 210 Millionen Jahren.

Hat die Sonne einen Einfluss auf die Jahreszeiten?

Hauptverantwortlich für die Entstehung der Jahreszeiten ist die zur Bahnebene geneigte Erdrotationsachse. Die Neigung führt dazu, dass die Nordhalbkugel im Sommer der Sonne näher ist als im Winter.

Entsprechend umgekehrt verhält es sich für die Südhalbkugel. Die geringste Auswirkung hat die Neigung der Erdrotationsachse am Äquator, weshalb man dort auch von einem Tageszeitenklima spricht. Am stärksten machen sich die Jahreszeiten an den Polen bemerkbar.

Spannende und beeindruckende Fakten zur Sonne

  • Durchmesser: Die Sonne hat einen Durchmesser von etwa 1,4 Millionen Kilometern und ist damit 109-mal größer als die Erde.
  • Masse: Die Sonne macht etwa 99,86 % der gesamten Masse unseres Sonnensystems aus und wiegt rund 1,989 × 10^30 Kilogramm.
  • Kernfusion: Im Inneren der Sonne finden Kernfusionsreaktionen statt, bei denen Wasserstoff zu Helium verschmolzen wird. Dabei werden riesige Mengen an Energie in Form von Licht und Wärme freigesetzt.
  • Sonnenflecken: Auf der Oberfläche der Sonne sind dunkle Bereiche, sogenannte Sonnenflecken, zu erkennen. Diese entstehen durch starke Magnetfelder, die die Wärmeübertragung beeinflussen und somit zu kühleren Stellen führen.
  • Sonnenwind: Die Sonne stößt kontinuierlich geladene Teilchen aus, die als Sonnenwind bezeichnet werden. Dieser beeinflusst das gesamte Sonnensystem und trägt zur Entstehung von Polarlichtern auf der Erde bei.
  • Sonnenzyklus: Die Sonne durchläuft einen etwa 11-jährigen Aktivitätszyklus, der von ruhigeren Phasen mit wenigen Sonnenflecken bis hin zu aktiveren Phasen mit vielen Sonnenflecken und Sonneneruptionen reicht.
  • Sonneneruptionen: Gelegentlich kommt es zu gewaltigen Eruptionen auf der Sonne, bei denen große Mengen an geladenen Teilchen und Strahlung ins All geschleudert werden. Solche Ereignisse können unter Umständen Satelliten und Kommunikationssysteme auf der Erde stören.
  • Lebensdauer: Die Sonne ist etwa 4,6 Milliarden Jahre alt und wird voraussichtlich noch weitere 5 Milliarden Jahre existieren. Anschließend wird sie sich zu einem Roten Riesen aufblähen und schließlich als Weißer Zwerg enden.
  • Lichtgeschwindigkeit: Das Licht der Sonne benötigt etwa 8 Minuten und 20 Sekunden, um die Erde zu erreichen.
  • Gravitation: Die Schwerkraft der Sonne hält die Planeten unseres Sonnensystems in ihren Bahnen und ermöglicht somit das Bestehen von Leben auf der Erde.
  • Lagrange Punkte: Balance Punkte zwischen Sonne-Erde-Mond.

Häufig gestellte Fragen

✅ Was sind Sonnenflecken?

Sonnenflecken sind dunkle, kühle Bereiche auf der Photosphäre. Ihre Anzahl und Größe hängt von der Sonnenaktivität ab.

Sonnenaktivität und damit die Sonnenflecken durchlaufen einen circa 11-jährigen Zyklus. Die Ursache von Sonnenflecken sind vermutlich starke Magnetfelder, die den Wärmetransport durch die Konvektionszone behindern und für starke Sonneneruptionen mitverantwortlich sind.

✅ Wie kann ich die Sonne beobachten?

Es gibt zahlreiche live-Aufnahmen der Sonne im Internet. So kann man die Sonne bequem und sicher am Monitor beobachten.

Wer ein Teleskop kaufen möchte, um die Sonne zu beobachten, benötigt UNBEDINGT einen Sonnenfilter, der vor der Teleskopöffnung angebracht werden muss.

Dieser Filter reduziert die Sonnenstrahlung auf 0,001-0,0001% und verhindert so den Eintritt starker Strahlung ins Teleskop, die ungefiltert zur Erblindung führen würde.

Generell abzuraten ist von allen improvisierten Filter, wie zum Beispiel geschwärzten Gläsern oder Ähnlichem.

✅ Ist die Sonne ein Stern?

Ja, die Sonne ist ein Stern. Sie gehört zu den mittelgroßen Zwergsternen und befindet sich in der Mitte ihres Lebenszyklus.

In circa 4,5 Milliarden Jahre wird die Sonne ihren Brennstoff aufbrauchen und als Weißer Zwerg in der Größe der Erde noch lange Zeit weiter existieren, bevor sie gänzlich erlischt (Schwarzer Zwerg).

✅ Wie lange braucht das Licht von der Sonne zur Erde?

Ein Photon, dass die Sonnenoberfläche verlässt, benötigt durchschnittlich 8 Minuten und 20 Sekunden zur Erde.

Dasselbe Photon benötigt aber für die Strecke von seiner Entstehung im Sonnenkern bis an die Sonnenoberfläche bis zu 170.000 Jahre.

✅ Wie heiß ist die Sonne?

Die Oberflächentemperatur unseres Sterns beträgt durchschnittlich 5.500°C. Im Kern unserer Sonne herrschen Temperaturen von bis zu 15,5 Millionen°C.

✅ Wie weit ist die Erde von der Sonne entfernt?

Die Erde ist durchschnittlich 149,6 Millionen km von der Sonne entfernt. Diese Entfernung wird auch als eine Astronomische Einheit (AE) bezeichnet.

✅ Wie oft passt die Erde in die Sonne?

Diese oft gestellte Frage beantworten wir auf verschiedenen Wegen in Wie oft passt die Erde in die Sonne?

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Quellen

  1. NASA/SDO (AIA), The Sun by the Atmospheric Imaging Assembly of NASA’s Solar Dynamics Observatory – 20100819, als gemeinfrei gekennzeichnet, Details auf Wikimedia Commons, entnommen 18.01.2020
  2. Luc ViatourSolar eclipse 1999 4CC BY-SA 3.0, entnommen 18.01.2020
  3. NASA/JPL-Caltech/ESO/R. Hurt, Artist’s impression of the Milky Way (updated – annotated), als gemeinfrei gekennzeichnet, Details auf Wikimedia Commons, entnommen 18.01.2020