Sonne
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| Die Sonne am 7. Juni 1992 | |
| Beobachtungsdaten | |
| Mittlere Entfernung | 149,6 × 106 km |
| Kleinster Erdabstand Größter Erdabstand |
147,1 ×106 km 152,1 × 106 km |
| Mittlerer Durchmesser | 31,5 bis 32,5 Bogenminuten |
| Helligkeit (V) | −26m74 |
| Physikalische Eigenschaften | |
| Durchmesser | 1,3914 × 106 km |
| Masse | 1,989 × 1030 kg |
| Mittlere Dichte | 1,408 g/cm3 |
| Hauptbestandteile (Stoffmenge in der Photosphäre) |
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| Fallbeschleunigung | 274 m/s2 |
| Fluchtgeschwindigkeit | 617,3 km/s |
| Rotationsperiode (siderisch, bei 26° Breite) |
25 d 9 h 7 min |
| Neigung der Rotationsachse | 7,52° |
| Leuchtkraft | 3,846 × 1026 W |
| Absolute Helligkeit (V) | +4M83 |
| Effektive Oberflächentemperatur | 5778 K |
| Spektralklasse | G2V |
| Alter | ca. 4,6 × 109 a |
| Planeten | 8 |
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| Größenvergleich zwischen Erde und Sonne (Fotomontage). Das Kerngebiet (Umbra) des großen Sonnenflecks hat etwa 5-fachen Erddurchmesser. | |
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| Vergleich der scheinbaren Größe der Sonne von den Planeten und vom Zwergplaneten Pluto aus gesehen | |
Die Sonne (von ahd. Sunna, lat. Sol, altgr. Helios) ist der Stern im Zentrum des Sonnensystems. Umgangssprachlich wird der Individualname unseres Zentralgestirns auch für andere Sterne verwendet („Sonnen“).
Trotz ihrer Entfernung von durchschnittlich 150 Millionen Kilometern (siehe Erdbahn) ist die Sonne für das Leben auf der Erde von fundamentaler Bedeutung. Viele wichtige Prozesse auf der Erdoberfläche, wie das Klima und das Leben selbst, werden durch die Strahlungsenergie der Sonne ermöglicht. So stammen etwa 99,98 % des gesamten Energiebeitrags zum Erdklima von der Sonne – der winzige Rest wird aus geothermalen Quellen gespeist. Auch die Gezeiten gehen zu einem Drittel auf die Schwerkraft der Sonne zurück.
Innerhalb des Milchstraßensystems ist die Sonne ein „durchschnittlicher“, zu den Zwergen gehöriger Stern. Ihr astronomisches Zeichen ist ☉.
Allgemeines
Die Sonne ist der beherrschende Himmelskörper in unserem Planetensystem. Sie wird infolge ihrer Oberflächentemperatur von 5.778 K (siehe auch Schwarzkörperstrahlung) in die Spektralklasse G2 und die Leuchtkraftklasse V eingeordnet. Dieser G2V-Stern ist ein gelb leuchtender „Zwergstern“ und gehört im Hertzsprung-Russell-Diagramm der Hauptreihe an. Im Vergleich zur Größe anderer Sterne ist die Sonne mit ihrem Durchmesser von 1,39 Millionen km (109-facher Erddurchmesser) nur Durchschnitt. Sie befindet sich in der etwa 11 Milliarden Jahre dauernden Hauptphase seiner Entwicklung; ihr Alter wird auf etwa 4,57 Milliarden Jahre geschätzt.
Aufbau
Der Aufbau der Sonne
Die Sonne besteht aus verschiedenen schalenförmigen Zonen, die allerdings nicht streng voneinander abgegrenzt sind, sondern ineinander übergehen.
Zusammensetzung
Die Masse der Sonne setzt sich zu 73,5 % aus Wasserstoff und zu 25 % aus Helium zusammen. Der Rest von 1½ Prozent umfasst alle schwereren Elemente, darunter vor allem Eisen, Sauerstoff und Kohlenstoff. Bezogen auf die Anzahl der Atome beträgt der Wasserstoffanteil 92,0 % und der Heliumanteil 7,9 %.
Kern
Als „Kern“ wird die Fusionszone bezeichnet. Innerhalb von 25 % des Radius der Sonne (knapp 1,6 % ihres Volumens, aber rund 50 % ihrer Masse) werden 99 % der Fusionsleistung frei, die Hälfte gar innerhalb von nur 10 % des Radius (0,1 % des Volumens). Im Zentrum liegt der Druck bei 200 Milliarden bar.
Strahlungszone
Illustration der Struktur der Sonne
Innerhalb der bis etwa 80 % des Sonnenradius reichenden „Strahlungszone“ wird die thermische Energie ausschließlich durch Diffusion von Strahlung nach außen transportiert. Obwohl die Photonen sich mit Lichtgeschwindigkeit bewegen, ist dieser Transport außerordentlich langsam, denn die Photonen werden immer wieder und auf kurzen Distanzen an den Teilchen des Plasmas gestreut, sodass der Lichtweg über Zehntausend Lichtjahre lang ist. Da zudem die Energie die weitaus größte Zeit in der thermischen Bewegung des Gases 'parkt', ist die Einschlusszeit der Energie noch viel größer, etwa 17 Mio. Jahre, siehe Kelvin-Helmholtz-Mechanismus. Der langsame Strahlungstransport bedingt einen steilen Temperaturgradienten von etwa 15 Millionen K im Zentrum auf 2 Mio. K am Rand der Strahlungszone. Die Energie der thermischen Strahlung nimmt entsprechend von weicher Röntgenstrahlung auf UV-Strahlung ab.
Anders als die elektromagnetische Strahlung gelangen die bei den Kernreaktionen entstehenden Neutrinos nahezu ungehindert durch die Schichten der Sonne, da sie kaum mit Materie in Wechselwirkung treten. Die Neutrinos erreichen bereits nach acht Minuten die Erde, da sie sich beinahe mit Lichtgeschwindigkeit bewegen. In jeder Sekunde durchqueren etwa 70 Milliarden Neutrinos einen Quadratzentimeter der Erdoberfläche.
Konvektionszone
In der sich an die Strahlungszone anschließenden „Konvektionszone“ treibt der Temperaturgradient gewaltige Konvektionsströme an, weiter innen wäre ein noch steilerer Temperaturgradient nötig (siehe adiabatischer Temperaturgradient). Die Größe der Konvektionszellen nimmt nach außen stark ab, an der Sonnenoberfläche ist das Brodeln mit einem Teleskop als Granulation erkennbar.
Sonnenoberfläche und Umgebung
Photosphäre
Die Sonne im roten Licht der H-alpha-Spektrallinie
Temperatur- und Dichtemessungen von Skylab
Am oberen Rand der Konvektionszone nimmt die Dichte rapide ab, sodass die Photonen nahezu ungehindert nach außen entweichen können. Diese als Photosphäre (griechisch für „Kugelschale aus Licht“) bezeichnete, 300 bis 400 km dicke Schicht gilt als Oberfläche der Sonne, die wir als Quelle der Sonnenstrahlung wahrnehmen. Durch digitale Bildverarbeitung der Messungen von SOHO oder TRACE kann man sie so darstellen, dass sie wie festes, aber dauernd bewegliches Material aussieht.
Die Strahlungstemperatur der Sonne beträgt rund 5800 Kelvin (5500 °C).
Chromosphäre
Über der Photosphäre erstreckt sich die Chromosphäre. Sie wird von der Photosphäre zwar überstrahlt, ist aber bei totalen Sonnenfinsternissen für einige Sekunden als rötliche Leuchterscheinung zu sehen. Die Temperatur nimmt hier auf über 10.000 K zu, während die Gasdichte um den Faktor 10−4 auf 10−15 g/cm3 abnimmt. Das Licht, das durch die Chromosphäre scheint, wird zu einem verschwindend geringen Anteil absorbiert. Die charakteristischen dunklen Linien des Sonnenspektrums, welche als Fraunhofersche Linien bekannt sind, stammen aus der Chromosphäre sowie dem obersten Teil der Photosphäre.
Übergangsregion
Aufnahme der Übergangsregion durch den Satelliten TRACE
Die Übergangsregion liegt zwischen Chromosphäre und Korona und kann mit UV-fähigen Teleskopen beobachtet werden. Sie bildet den Übergang von der gravitationsgebundenen und durch Gasdruck und Fluiddynamik bestimmten Form zu von magnetischen dynamischen Kräften wie der Magnetohydrodynamik gebildeten Formen, weshalb sich ihre Höhe nicht definieren lässt. Sie stellt auch eine Grenzschicht der Helium-Ionisation dar.
Korona
Die Korona der Sonne während der Sonnenfinsternis im Jahre 1999, kurz vor dem Sonnenfleckenmaximum. Die Strahlen verlaufen nach allen Seiten
Über der Chromosphäre liegt die Korona, in der die Dichte nochmals um den Faktor 10−4 auf 10−19 g/cm3 abnimmt. Die innere Korona erstreckt sich – je nach dem aktuellen Fleckenzyklus – um ein bis zwei Sonnenradien nach außen und stellt eine erste Übergangszone zum interplanetaren Raum dar. Durch Sonnenstrahlung, Stoßwellen und andere Wechselwirkungen mechanischer oder magnetischer Art wird die äußerst verdünnte Koronamaterie allerdings auf Temperaturen bis zu zwei Millionen Kelvin aufgeheizt. Die genauen Ursachen dieser Heizmechanismen sind noch unklar. Eine mögliche Energiequelle wären akustische Wellen und Microflares – kleine Ausbrüche auf der Sonnenoberfläche.
Ein besonders hoher Temperaturgradient herrscht an der Untergrenze der Korona, weil ihre Dichte nach oben schneller abnimmt, als die Energie abtransportiert werden kann: Innerhalb einiger hundert Höhenkilometer steigt die kinetische Gastemperatur um eine Million Grad und „macht sich Luft“, indem die zusätzliche Heizenergie als Sonnenwind entweicht. Die Korona kann nur aufgrund ihrer extrem geringen Dichte so heiß werden.
Der bei jeder totalen Sonnenfinsternis sichtbare Strahlenkranz (lat. Corona = Krone) hat schon vor Jahrtausenden die Menschen erstaunt. Er kann bis mehrere Millionen Kilometer reichen und zeigt eine strahlenförmige Struktur, die sich mit dem Zyklus der Sonnenflecken stark ändert. Im Sonnenflecken-Maximum verlaufen die Strahlen nach allen Seiten, im Minimum nur in der Nähe des Sonnenäquators.
Heliosphäre
Diagramm der Heliosphäre
Die Korona geht in den Sonnenwind über, welcher für die Ausdehnung der Heliosphäre verantwortlich ist. Dieser erstreckt sich bis zur Heliopause, wo er auf Interstellare Materie trifft. Durch das Magnetfeld der Sonne und dem geladenen Plasma des Sonnenwinds entsteht innerhalb der Heliosphäre die Heliosphärische Stromschicht.
Rotation
Die Sonne rotiert in rund vier Wochen um die eigene Achse, in derselben rechtläufigen Drehrichtung, in der auch die Planeten um die Sonne kreisen. Diese Rotation dauert am Äquator 25,4 Tage, in mittleren Breiten 27 bis 28 Tage und nahe den Polen 36 Tage. Dieser Unterschied in der Dauer eines Sonnentages wird als differenzielle Rotation bezeichnet und ist seit längerem durch Gas- und Hydrodynamik erklärbar. Anfang der 1990er erkannte man jedoch, dass die Sonne unterhalb der Konvektionszone gleichförmig mit einer Periode von knapp 27 Tagen rotiert. Der Übergangsbereich, die Tachocline, ist durch einen starken radialen Gradienten der differenziellen Rotation gekennzeichnet. Er ist auf wenige Prozent des Sonnenradius begrenzt und fällt in etwa mit dem unteren Ende der Konvektionszone zusammen. Der Verlauf der differenziellen Rotation innerhalb der Konvektionszone sowie die Lage und die Dicke der Tachocline sind theoretisch noch nicht verstanden.
Physikalische Eigenschaften
Größen- und Temperaturvergleich zwischen der Sonne, Gliese 229 A + B, Teide 1 und Jupiter
Umwandlung von Masse in Energie
Hauptsächlich durch die Proton-Proton-Reaktion und zu einem geringen Teil (1,6 %) durch den CNO-Zyklus verschmelzen Wasserstoffkerne zu Heliumkernen, wobei Gammastrahlung und Elektronneutrinos erzeugt werden. Die erzeugten Heliumkerne haben aufgrund der Bindungsenergie eine geringfügig kleinere Masse als die Summe der ursprünglichen Wasserstoffkerne (Massendefekt). Der Massenunterschied wird gemäß der Formel E = m · c2 in Energie umgewandelt (pro Fusion von vier Protonen zu einem He-Kern ≈ 27 Elektronenvolt). Im Kern der Sonne werden pro Sekunde 564 Millionen Tonnen Wasserstoff zu 560 Millionen Tonnen Helium fusioniert.
Die 4,3 Millionen Tonnen Differenz pro Sekunde ergeben eine Gesamtleistung von etwa 3,7 × 1026 W, die im Sonnenkern freigesetzt und schließlich an der Oberfläche zum Großteil als Licht abgestrahlt wird. Ein Anteil von einigen Prozent der Energie wird durch die Neutrinos ohne Wechselwirkung mit der Sonnenmaterie in das Weltall transportiert.
Die Kernfusion im Sonneninneren erfordert großen Druck und hohe Temperaturen: Die kinetische Energie der Teilchen muss ausreichen, um bei einem Zusammenstoß die elektrostatischen Abstoßungskräfte der positiv geladenen Protonen (Wasserstoffkerne) zu überwinden. Die Temperatur im Sonnenkern mit der daraus resultierenden typischen kinetischen Energie der Protonen erweist sich bei einer naiven, klassischen Rechnung als eigentlich „zu kalt“ für eine Kernfusion. Dass dennoch Fusionen stattfinden, ist auf den quantenmechanischen Tunneleffekt zurückzuführen. Es besteht dabei eine bestimmte Wahrscheinlichkeit, dass sich zwei Protonen so weit nähern, dass eine Kernverschmelzung stattfinden kann. Das Energieniveau der abstoßenden Kräfte wird bei der Verschmelzung gleichsam „durchtunnelt“. Die Wahrscheinlichkeit einer Fusion zweier Wasserstoffkerne im Innern der Sonne ist zwar sehr gering. Da jedoch eine immense Anzahl von Kernen vorhanden ist und die Dichte enorm ist, können dennoch gewaltige Energiemengen freigesetzt werden.
Im Sonnenkern entsteht aus den Atomkernen des Wasserstoffs durch Kernfusion Helium, so dass der Wasserstoff-Anteil zugunsten des Heliums in Zukunft weiter sinken wird. Dieser Prozess ist der Motor der Sonne, aus dem sie jene Energie bezieht, die sie an der Photosphäre (leuchtende, sichtbare Oberfläche) durch Strahlung abgibt. Da die Sonne kein fester Körper wie die erdähnlichen Planeten und Monde ist, sondern ein heißer Gasball, wäre sie ohne diesen Energienachschub von innen instabil. Sie würde sich abkühlen und auf einen Bruchteil ihrer jetzigen Größe zusammenziehen.
Die Stabilität der Fusionsleistung
Wenn man einem Gas Wärme zuführt und das Volumen konstant hält, nimmt die Temperatur zu. Wird während der Wärmezufuhr das Volumen vergrößert, so erhöht sich die Temperatur weniger oder sie kann, bei hinreichend großer Volumenzunahme, sogar abnehmen. Ein System, dessen Temperatur bei Wärmezufuhr abnimmt, hat eine negative Wärmekapazität. Das ist bei Sternen der Fall. Nimmt man eine Erhöhung der Kernfusionsreaktion vom stationären Zustand an, so würde mehr Wärme produziert als nach außen abgeführt wird. Dabei nimmt, wegen der negativen Wärmekapazität, die Temperatur ab, und damit vermindern sich auch der Reaktionsumsatz und die Wärmeproduktion, d. h. die überhöhte Wärmeproduktionsrate wird korrigiert. Das System stabilisiert sich selbst, es liegt eine negative Rückkopplung vor.
Sonnenstrahlung
Die Sonne sendet ein Spektrum elektromagnetischer Wellen aus, beginnend bei langwelligen Radiowellen über sichtbares Licht bis hin zur Röntgenstrahlung. In weiten Bereichen entspricht es dem eines schwarzen Strahlers der Temperatur von 5800 K mit einem Maximum bei gelbgrünem Licht, überlagert von nichtthermischen Emissionen und Absorptionen, beispielsweise den Fraunhoferlinien im sichtbaren Bereich.
Magnetfeld
Das Magnetfeld der ruhigen Sonne lässt sich näherungsweise durch ein Dipolfeld beschreiben. Alle 11 Jahre findet eine Umpolung statt (11-Jahre-Zyklus der Sonne), sodass die ursprüngliche Ausrichtung nach 22 Jahren wieder erreicht wird. Das Magnetfeld auf der Sonnenoberfläche ist etwa doppelt so stark wie das Magnetfeld auf der Erde, es beträgt ca. 100 µT (1 Gauß). Es beruht auf den in einer Größenordnung von 1012 Ampere in der Sonne zirkulierenden elektrischen Strömen, begünstigt von der hohen Leitfähigkeit des Plasmas im Sonneninnern, die der von Kupfer bei Zimmertemperatur entspricht. So wirkt das Innere der Sonne wie ein gigantischer Dynamo, der die Bewegungsenergie eines elektrischen Leiters in elektrische Energie und in ein Magnetfeld umwandelt. Man geht derzeit davon aus, dass dieser Dynamoeffekt nur in einer dünnen Schicht am Boden der Konvektionszone wirksam ist.
Die Stärke des Magnetfeldes fällt gemäß der Dipolformel mit ~ 1/(Abstand)³ ab; in Erdnähe wirkt sie sich daher nur mit einer Stärke von 0,01 nT aus. Das tatsächlich gemessene interplanetare Magnetfeld liegt dagegen bei einigen nT. Ursache dafür ist der Sonnenwind, der durch außerordentlich starke lokale Magnetfelder von der Strömung von Gasen hervorgerufen wird, die infolge Ionisation die Elektrizität gut leiten.
Sonnenflecken
Eine Gruppe von Sonnenflecken
Wegen der elektrischen Leitfähigkeit des Plasmas sind im Innern der Sonne erzeugte Magnetfelder an das Material gekoppelt. Bei hoher Dichte führt das Material das Magnetfeld, bei geringer Dichte ist es umgekehrt. Dort, wo in der Photosphäre die magnetische Feldstärke besonders hoch ist, behindert das Feld die Konvektion, die Oberfläche kühlt auf 3700 bis 4500 K ab und strahlt weniger hell, was wir als Sonnenflecken wahrnehmen.
Diese starken Magnetfelder konnten durch spektroskopische Untersuchungen festgestellt werden: Spektrallinien von Elementen, die normalerweise bei einer einheitlichen Wellenlänge beobachtet werden, erscheinen bei Anwesenheit eines Magnetfeldes dreigeteilt (Zeeman-Effekt), wobei der Abstand dieser Linien zueinander proportional zur Stärke des Feldes ist. Die Magnetfeldstärke im Umfeld der Sonnenflecken kann bis zu 0,4 Tesla (4000 Gauß) betragen und ist somit tausendmal stärker als das irdische Magnetfeld an der Erdoberfläche.
Sichtbare Auswirkungen der lokalen Magnetfelder sind auch die von Sonnenflecken ausgehenden koronale Masseauswürfe.
Protuberanzen
Protuberanz
Sonnenflecken treten in Gruppen auf, wobei meistens zwei auffällige Flecken dominieren, die eine entgegengesetzte magnetische Ausrichtung aufweisen (der eine Fleck ist ein „magnetischer Nordpol“, der andere ein „Südpol“). Solche bipolaren Flecken sind meist in Ost-West-Richtung, parallel zum Sonnenäquator, ausgerichtet. Zwischen solchen Sonnenflecken bilden sich Magnetfeldlinien in Form von Schleifen aus, die weit ins All hinausragen. Längs dieser Kurven wird ionisiertes Gas festgehalten, das am Sonnenrand als Protuberanzen in matt leuchtenden Bögen sichtbar ist und auf der Sonnenscheibe als „Filament“ bezeichnet wird. Diese Materieströme haben oft eine Länge von einigen hunderttausend Kilometern, 40.000 km Höhe und 5.000 km Dicke.
Man unterscheidet zwischen ruhenden und eruptiven Protuberanzen.
Elfjähriger Zyklus
Die Gesamtzahl der Sonnenflecken unterliegt einem Zyklus von rund elf Jahren. Während eines Fleckenminimums sind kaum Sonnenflecken sichtbar. Mit der Zeit bilden sich zunehmend Flecken in einem Bereich von 30° nördlicher und südlicher Breite aus. Diese aktiven Fleckengürtel bewegen sich zunehmend in Richtung Äquator. Nach etwa fünfeinhalb Jahren ist das Maximum erreicht und die Zahl der Flecken nimmt langsam wieder ab. Das nächste Maximum wird im Jahr 2013 erreicht werden. Nach einem Zyklus hat sich das globale Magnetfeld der Sonne umgepolt. Der vorher magnetische Nordpol ist jetzt der magnetische Südpol. Eine vollständige Periode dauert dementsprechend 22 Jahre.
Die genauen Ursachen für den Zyklus sind noch nicht vollständig erforscht. Derzeit geht man von folgendem Modell aus: Zu Beginn eines Zyklus, im Minimum, ist das globale Magnetfeld der Sonne bipolar ausgerichtet. Die Magnetfeldlinien verlaufen von Pol zu Pol geradlinig über den Äquator. Durch die differenzielle Rotation werden die elektrisch geladenen Gasschichten gegeneinander verschoben, wobei die Magnetfelder zunehmend gestaucht, verdreht und verdrillt werden. Die Magnetfeldlinien ragen zunehmend aus der sichtbaren Oberfläche heraus und verursachen die Bildung von Flecken und Protuberanzen. Nach dem Fleckenmaximum richtet sich das Magnetfeld wieder neu aus.
Pulsation
Die Sonne im Röntgenlicht. Aufnahme von Yohkoh.
Die Oberfläche der Sonne
Die gesamte Sonne pulsiert in unterschiedlichen Frequenzen, wie ein riesiger Gong nach jedem Anschlag. Allerdings können wir dies auf der Erde nicht als Schallwellen „hören“, da diese Frequenzen unhörbar niedrig sind und das Vakuum des Weltraums sie nicht weiterleitet. Mit speziellen Methoden kann man die Schwingungen aus dem Sonneninnern jedoch sichtbar machen: Sie bewegen die Photosphäre auf und ab und verschieben je nach der Bewegungsrichtung aufgrund des Dopplereffekts die Absorptionslinien des Sonnenspektrums. Die hauptsächlich vorherrschende Schwingung hat eine Periodendauer von etwa fünf Minuten (293 Sekunden ± 3 Sekunden).
Innerhalb der Konvektionszone herrschen heftige Turbulenzen, wobei aufsteigende Konvektionszellen bei der Strömung durch die umliegenden Gase Schallwellen erzeugen. Nach außen laufende Schallwellen erreichen die Grenzschicht zur Photosphäre. Da dort die Dichte stark abnimmt, können die Wellen sich dort nicht ausbreiten, sondern werden reflektiert und laufen wieder ins Sonneninnere. Mit zunehmender Tiefe nehmen die Dichte der Materie und die Schallgeschwindigkeit zu, so dass die Wellenfront gekrümmt und wieder nach außen geleitet wird. Durch wiederholte Reflexion und Überlagerung können Schallwellen verstärkt werden, es bilden sich Resonanzen aus. Die Konvektionszone wirkt somit wie ein riesiger Resonanzkörper, der die darüber liegende Photosphäre in Schwingung versetzt.
Die Auswertung der Schwingungen erlaubt eine Aussage über den inneren Aufbau der Sonne. So konnte die Ausdehnung der Konvektionszone bestimmt werden. Analog zur Erforschung von seismischen Wellen auf der Erde, spricht man bei dem solaren Wissenschaftszweig von der Helioseismologie.
Wechselwirkung der Sonne mit ihrer Umgebung
Die Sonne beeinflusst den interplanetaren Raum ihrer Umgebung nicht nur durch Strahlung und Gravitation, sondern auch mit ihrem Magnetfeld und vor allem mit der Teilchenemission, dem Sonnenwind. Dieser Teilchenstrom kann die Sonne mit mehreren 100 km/s verlassen und verdrängt das Interstellare Medium bis zu einer Entfernung von circa 22,5 Milliarden Kilometern (150 Astronomische Einheiten). Dieser Bereich, der durch den Sonnenwind weitgehend vom interstellaren Gas befreit wurde, heißt Heliosphäre.
Bei Sonneneruptionen können sowohl Geschwindigkeit als auch Dichte des Sonnenwindes stark zunehmen und auf der Erde neben Polarlichtern auch Störungen in elektronischen Systemen und im Funkverkehr verursachen.
Weitere Daten zur Sonne
| Eigenschaft | Sonne | Verhältnis Sonne/Erde |
|---|---|---|
| Mittlerer scheinbarer Durchmesser | 31′ 59,3″ | – |
| Solare Gravitationskonstante (G·M) | 1,32712440018 × 1020 m3 s−2 | 332.946043458 |
| Masse | 1,9884 × 1030 kg | 332.946 |
| Massenverlust durch Sonnenwind | ~ 1 × 109 kg/s | – |
| Massenverlust an Wasserstoff durch Kernfusion | ~ 564 × 109 kg/s | – |
| Massengewinn an Helium durch Kernfusion | ~ 560 × 109 kg/s | – |
| Saldo Massenverlust (Massendefekt) infolge Kernfusion (wird in Energie umgewandelt und verlässt die Sonne als Strahlung) |
4,295 × 109 kg/s | – |
| Massenverlust bis heute infolge Kernfusion | ~ 5,2 × 1026 kg = 87 Erdmassen | – |
| Zeit bis zum Ende der Wasserstoff-Kernfusion im Zentrum | ~ 4,5 bis 5 Milliarden Jahre | – |
| Maximal erreichbares Alter | 11,112 Milliarden Jahre | ~ 1,11 |
| Dichte | 1,408 g/cm3 | 0,2553 |
| Dichte (Zentrum) | 150 g/cm3 | 11,1 (Erde: 13,5 g/cm3) |
| Druck (Zentrum) | > 2 × 1016 pa | – |
| Temperatur (Zentrum) | 1,48 × 107 °C | 2114 (Erde: 7000 K) |
| Temperatur (Photosphäre) | ~ 6100 °C | – |
| Temperatur (Korona) | ~ 1 bis 2 Millionen K | – |
| Spezifische Ausstrahlung (Oberfläche) | 6,318 × 107 W/m² | – |
| Strahlungsmaximum | ~ 500 nm (grünes Licht) | – |
| Bolometrische Helligkeit | 4M,74 | – |
| Rotationsdauer am Äquator | 24 d 11 h 17 m | 24,4 |
| Rotationsgeschwindigkeit am Äquator | 2085 m/s | 4,48 |
| Rotationsdauer bei 75° Breite | 31 d 19 h 12 m | – |
| Schwerebeschleunigung (Fallbeschleunigung) an der Oberfläche | 273,96 m/s² | 27,9 |
| Fluchtgeschwindigkeit | 617,319 km/s | 55,187 |
| Entfernung zum Zentrum der Galaxis | ~ 28.000 Lichtjahre | – |
| Umlaufzeit um das Zentrum der Galaxis (Galaktisches Jahr) | ~ 210 Mio. Jahre | – |
| Umlaufgeschwindigkeit um das Zentrum der Galaxis | ~ 250 km/s | – |
| Metallizität | per Definition 0 (lg[Fe/H] - lg [Fe☉/H☉] = 0) |
– |
Entwicklung der Sonne
| Phase | Dauer in Millionen Jahren |
Leuchtkraft (in L0) |
Radius (in R0) |
|---|---|---|---|
| Hauptreihenstern | 11.000 | 0,7…2,2 | 0,9 … 1,6 |
| Übergangsphase | 700 | 2,3 | 1,6 … 2,3 |
| Roter Riese | 600 | 2,3 … 2300 | 2,3 … 166 |
| Beginn des He-Brennens | 110 | 44 | etwa 10 |
| He-Schalenbrennen | 20 | 44 … 2000 | 10 … 130 |
| Instabile Phase | 0,4 | 500 … 5000 | 50 … 200 |
| Übergang zu Weißem Zwerg mit planetarischem Nebel |
0,1 | 3500 … 0,1 | 100 … 0,08 |
Die Sonne entstand vor 4,6 Milliarden Jahren durch den gravitativen Kollaps einer interstellaren Gaswolke. Dieser Kollaps, in dessen Verlauf auch die Planeten entstanden, und die anschließende Relaxationsphase war nach etwa 50 Millionen Jahren abgeschlossen. Die anschließende Entwicklungsgeschichte der Sonne führt über ihren jetzigen Zustand zu dem eines Roten Riesen und schließlich über eine instabile Endphase im Alter von etwa 12,5 Milliarden Jahren zu einem Weißen Zwerg, der von einem planetarischen Nebel umgeben ist.
Dieser Ablauf lässt sich heute anhand der Gesetze der Physik und der Kenntnis kernphysikalischer Prozesse aus Laborexperimenten recht genau im Computer modellieren. Die Kenndaten der einzelnen Phasen sind in der Tabelle angegeben (Sackmann, 1993). Der Index Null markiert die heutigen Kenndaten der Sonne, das heißt im Alter von 4,6 Milliarden Jahren.
Protostern
Vor etwa 4,6 Milliarden Jahren zog sich eine riesige Gas- und Staubwolke unter ihrer eigenen Schwerkraft zusammen. Im Zentrum der Wolke wurde die Materie immer dichter zusammengepresst, wobei Druck und Temperatur immer weiter anstiegen. Zu diesem Zeitpunkt wurden bereits große Energiemengen in Form von Strahlung abgegeben. Dieses Stadium nennt man einen Protostern.
Hauptreihenstern
Die Temperatur und der Druck im Zentrum stiegen so weit an, bis Kernfusionsprozesse einsetzten.
Der durch die Fusionen entstehende Strahlungsdruck wirkt der Schwerkraft entgegen, so dass die weitere Kontraktion aufgehalten wurde und der Stern sich stabilisierte. Die Sonne hatte das Stadium eines sogenannten Hauptreihensterns erreicht. In dieser Phase verweilt sie elf Milliarden Jahre. In dieser Zeit steigt die Leuchtkraft um das Dreifache von 0,7 L0 auf 2,2 L0 und der Radius auf fast das Doppelte von 0,9 R0 auf 1,6 R0 an. Im Alter von 5,5 Milliarden Jahren, das heißt in 0,9 Milliarden Jahren, überschreitet die mittlere Temperatur auf der Erdoberfläche den für höhere Lebewesen kritischen Wert von 30 °C (Bounama, 2004). Eine weitere Milliarde Jahre später werden 100 °C erreicht. Im Alter von 9,4 Milliarden Jahren versiegt der Wasserstoff im Sonnenzentrum, und die Fusionszone verlagert sich in einen schalenförmigen Bereich um das Zentrum, der sich im Laufe der Zeit weiter nach außen bewegt. Dieser Vorgang führt jedoch vorerst nicht zu einer Veränderung der äußerlich sichtbaren Sonnenparameter.
Im Zeitraum von 11 bis 11,7 Milliarden Jahren kontraktiert die ausgebrannte Kernzone aus Helium. Durch den damit einhergehenden Temperaturanstieg steigt der Energieumsatz in der Wasserstoffschale. Dabei wächst der Sonnenradius auf 2,3 R0 an. Die Sonne wird rötlicher und beginnt sich von der Hauptreihe im so genannten Hertzsprung-Russell-Diagramm zu entfernen. Bis zu diesem Zeitpunkt beträgt der Massenverlust durch Sonnenwind weniger als ein Promille.
Roter Riese
Im Zeitraum von 11,7 bis 12,3 Milliarden Jahren setzt ein dramatisch beschleunigter Anstieg von Leuchtkraft und Radius ein. Durch die Zunahme der Oberfläche strahlt die Sonne noch rötlicher. In der Endphase dieser Entwicklung erreicht die Sonne eine Leuchtkraft von 2300 L0 und einen Radius von 166 R0. Das entspricht etwa dem Radius der Umlaufbahn der Venus. Venus und Merkur werden vernichtet. Von der Erde aus gesehen nimmt die Sonne nun einen großen Teil des Himmels ein, und die Erdkruste wird zu einem einzigen Lava-Ozean aufgeschmolzen. Durch die geringe Gravitation an der Sonnenoberfläche verliert die Sonne in dieser Phase 28 % ihrer Masse durch Sonnenwind. Gegen Ende dieser Phase strömt ein Anteil von bis zu 1,3·10−7 M0 pro Jahr als interstellares Gas in den Weltraum, wobei M0 die Masse der heutigen Sonne bezeichnet. Durch die geringere Sonnenmasse sinkt auch die Anziehungskraft auf die Planeten, so dass deren Bahnradien um jeweils 38 % zunehmen.
Helium-Blitz und -Brennphase
Da in der Kernzone der Sonne keine Fusionen mehr stattfinden und somit keine Energie mehr frei wird, gibt sie der Gravitation nach und kontrahiert, bis schließlich dort die Dichte ungefähr auf die Größenordnung 106 g/cm3 angestiegen ist, dem 10.000-fachen des heutigen Wertes. Dadurch steigt dort die Temperatur schließlich auf 108 K.
Bei dieser Temperatur setzt die Fusion von Helium zu Kohlenstoff ein. Aufgrund der extremen Dichte im Zentrum und der damit verbundenen Neutrino-Kühlung zündet diese Fusionsreaktion zunächst innerhalb einer heißeren kugelschalenförmigen Zone um das Zentrum. Gewöhnlich würde die dabei freiwerdende Energie zu einer Expansion des Kerns führen, die die Temperatur stabilisiert. Die Kernzone befindet sich jedoch in einem besonderen quantenmechanischen Entartungszustand, was zur Folge hat, dass die Energie zunächst in die Auflösung der Entartung investiert wird. Daher ist zunächst kein stabiler Zustand möglich, so dass die Heliumfusion in Form einer gigantischen Explosion einsetzt, die als Helium-Blitz (helium flash) bezeichnet wird. Dabei steigt für mehrere Sekunden die Sonnenleistung auf 1010 L0. Das entspricht etwa 10 % der Leuchtkraft der gesamten Milchstraße. Erst nach einem Umsatz von 3 % des Heliumreservoirs setzt eine Expansion ein und stoppt diese Leistungsexkursion. Diese Explosion findet nur im Zentralbereich statt und ist äußerlich zunächst nicht bemerkbar. Sie drängt jedoch die Wasserstofffusionszone weiter nach außen, deren Temperatur daher abnimmt und damit auch der Energieumsatz. Paradoxerweise sinkt damit als äußerliche Folge des Helium-Blitzes innerhalb der nächsten 10.000 Jahre die Leuchtkraft um fast einen Faktor 100 ab. Es folgt eine Phase von 1 Million Jahren, in denen die Sonnenparameter oszillieren, bis sich ein stabiler Zustand der Heliumfusion im Zentrum einstellt, der anschließend 110 Millionen Jahre anhält. Gleichzeitig wandert auch die schalenförmige Wasserstofffusionszone weiter nach außen. In dieser Zeit bleibt die Leuchtkraft nahezu konstant bei 44 L0 und der Radius bei 10 R0.
Heliumschalen-Brennen
Danach ist auch das Helium im Sonnenzentrum verbraucht und es beginnt eine Phase des Heliumschalen-Brennens, die 20 Millionen Jahre andauert. Damit existieren nun zwei ineinander geschachtelte schalenförmige Fusionszonen. Im Zentrum sammelt sich Kohlenstoff und kontrahiert gravitativ. Damit ist ein erneuter enormer Anstieg der Leuchtkraft auf 2000 L0 und eine Zunahme des Radius auf 130 R0 verbunden. Gegen Ende verliert die Sonne dabei einen Massenanteil von 0,1 M0.
In den letzten 500.000 Jahren dieser Phase erwartet man in Zusammenhang mit der Wechselwirkung zwischen dem kontrahierenden Kern und der Heliumfusionszone weitere instabile Situationen, bei denen kurzzeitige Leistungsexkursionen durch Heliumfusion mit etwa 106 L0 eintreten können. Ein wahrscheinliches Szenario wären beispielsweise vier solcher Helium-Blitze im Abstand von etwa 100.000 Jahren. Als Folge jedes dieser Helium-Blitze und der damit verbundenen Expansion der Wasserstoffschale kann die Fusion dort in den folgenden 200 Jahren vorübergehend völlig zum Stillstand kommen. Die äußerliche Folge eines Helium-Blitzes wäre daher wiederum zunächst eine Abnahme der Leuchtkraft. Nach 400 Jahren erreicht die Energie des Helium-Blitzes die Oberfläche. Leuchtkraft und Radius steigen an und relaxieren in den folgenden 10.000 Jahren wieder. Dabei werden Variationen der Leuchtkraft zwischen 500 L0 und 5000 L0 erwartet sowie Radiusvariationen zwischen 50 R0 und 200 R0. In den Phasen maximaler Ausdehnung reicht die Sonnenoberfläche bis an die heutige Erdbahn heran. Nur aufgrund der Zunahme des Erdbahndurchmessers entkommt die Erde der völligen Vernichtung. Gleichzeitig stößt die Sonne in diesen Phasen insgesamt eine Masse von weiteren 0,05 M0 ab.
Weißer Zwerg und planetarischer Nebel
Durch die erwähnten Massenverluste verliert die Sonne die gesamte äußere Hülle einschließlich der Wasserstoff- und Heliumfusionszone. Etwa 100.000 Jahre nach dem letzten Helium-Blitz wird daher der heiße innere Kern freigelegt, der im Wesentlichen aus hochverdichtetem Kohlenstoff und Sauerstoff besteht. Sein Radius beträgt nur noch 0,08 R0, dafür aber seine Oberflächentemperatur 120.000 K. Seine Leuchtkraft beträgt anfänglich 3500 L0. Aufgrund der hohen Temperatur enthält diese Strahlung einen enormen Anteil von ultravioletter Strahlung, welche die abgestoßene Gaswolke der Sonne nun zum Leuchten anregt. Da die Geschwindigkeit des Sonnenwindes ständig zunimmt, werden die früher ausgestoßenen Gase durch die späteren eingeholt und oft zu einer kugelförmigen Gasschale komprimiert. Für einen außen stehenden Beobachter erscheinen die leuchtenden Gase in diesem Fall als Ring, der als planetarischer Nebel bezeichnet wird. Durch das Verflüchtigen des Gases erlischt diese Erscheinung nach einigen 10.000 Jahren wieder, und im Zentrum bleibt der strahlende Rest der Sonne, den man als Weißen Zwerg bezeichnet.
Er hat nur etwa die Größe der Erde, aber eine Masse von 0,55 M0. Seine Dichte beträgt daher etwa eine Tonne pro Kubikzentimeter. Er besitzt keine innere Energiequelle, so dass seine Abstrahlung zu einem Wärmeverlust führt. Nach einer vergleichsweise raschen Abkühlung im Anfangsstadium durch die extreme Leuchtkraft sinkt die Oberflächentemperatur auf Werte, bei denen eine Strahlung aufgrund der deutlich niedrigeren Leuchtkraft über mehrere dutzend Milliarden Jahre möglich ist, bevor die Sonne als Schwarzer Zwerg im optischen Spektralbereich gänzlich erlischt.
Kosmische Umgebung
Nähere kosmische Umgebung der Sonne
Die Sonne durchwandert derzeit ein etwa 30 Lichtjahre großes Gebiet, das wegen seiner erhöhten Dichte Lokale Wolke oder Lokale Flocke genannt wird. Ebenfalls in der Lokalen Flocke befinden sich die benachbarten Sterne Altair, Wega, Arktur, Fomalhaut und Alpha Centauri. Die Lokale Flocke ist ihrerseits eingebettet in eine weitgehend staubfreie Region mit geringerer Teilchendichte, die Lokale Blase. Die Lokale Blase hat in Richtung der galaktischen Ebene eine Ausdehnung von mindestens 300 Lichtjahren. Sie befindet sich nahe dem inneren Rand des Orionarms der Milchstraße. Bis zum benachbarten Perseusarm sind es etwa 6.500 Lichtjahre.
Die Sonne durchmisst außerdem den Gouldschen Gürtel, eine großräumige Anordnung von jungen Sternen (etwa 20–60 Millionen Jahre alt) und Sternentstehungsgebieten mit mehr als 2000 Lichtjahren Ausdehnung. Da diese Sterne viel jünger sind als die Sonne, kann sie nicht zu den Objekten des Gouldschen Gürtels gehören.
Anmerkungen
- Quelle: WIKIPEDIA