Sonne

 

sonne Sonne

Die Sonnenuhr im Verhältnis zur Sonne 1 : 1 Milliarde

Die Sonne im H-Alpha-Licht bei 304 Å am 14.09.1999
Aufnahme Weltraum-Sonnenobservatorium SOHO (EIT-Kamera)

Unsere Sonne eine große, in ihrem Zentrum Kernenergie produzierende Kugel aus heißen Gasen. Die Temperatur beträgt dort über 15 Millionen Grad, der Druck ist 200milliardenmal höher als der irdische Luftdruck auf Meereshöhe, und die Materiedichte ist 7mal größer als die unserer schwersten Metalle!

Im Sonneninneren ist ein alter Menschheitstraum seit Jahrmilliarden verwirklicht: die Energiegewinnung durch Kernfusion.

Sehr vereinfacht ausgedrückt, läuft im Zentrum unseres Zentralgestirns folgender Prozeß ab: Vier Wasserstoffatomkerne fusionieren zu einem Heliumkern. Dieser ist etwas leichter als seine 4 Bausteine. Es geht also Masse verloren, die in Energie umgewandelt wird.

In jeder Sekunde ihres jahrmilliardenlangen Sternenlebens verbraucht die Sonne 564 Millionen Tonnen Wasserstoff, um daraus 560 Millionen Tonnen Helium aufzubauen. Die restlichen 4 Millionen Tonnen, also 0,7% des Brennstoffs, werden in riesige Energiemengen umgewandelt.

Die im Sonneninneren erzeugte Energie wird in den tieferen Schichten durch Strahlung, weiter außen durch Konvektion, also große Ströme heißen Materials, an die sichtbare Oberfläche, die Photosphäre, transportiert, deren Temperatur knapp 6.000° Celcius beträgt. Diese Schicht hat eine körnige Struktur die man Granulation nennt. Die „Körnchen“, die in Wirklichkeit rund 1.000 km groß sind und etwa 10 Minuten lang leben, stellen die Endpunkte der heißen Materieströme aus dem Sonneninneren dar.

Häufig beobachtet man auf der Photosphäre dunkle Gebilde, die Sonnenflecken, die mit 4.000 bis 5.000° Celcius deutlich kühler als ihre Umgebung sind und deshalb tief schwarz erscheinen.

Der Ingolstädter Jesuit und Astronom Christoph Scheiner (1575 - 1650) beobachtete am 6. März 1611 mit seinem Assistenten Johann Baptist Cysat vom Turm der Heilig-Kreuz-Kirche in Ingolstadt erstmals die Sonnenflecken. Aus den Bewegungen der Flecken über die Sonnenoberfläche entdeckte er die Drehung der Sonne und ermittelte eine Drehperiode von 27 Tagen. Heute wissen wir, dass die Sonne einer differenziellen Rotation unterliegt, bei der sich die Sonne am Äquator mit 25 Tagen und an den Polen in ca. 35 Tagen einmal um die Achse bewegt. Außerdem erkannte er die Neigung des Sonnenäquators gegen die Ekliptik von 6° bis 8°. Der heute bekannte Wert liegt bei 7° 15´.

Kein Forscher des 17.Jahrhunderts untersuchte die Sonne so gründlich wie Christoph Scheiner. Nach fast zwanzigjähriger Arbeit veröffentlichte er 1630 sein Hauptwerk „Rosa Ursina“; gewidmet einem italienischen Fürsten, der einen Bären, „Ursus“, im Wappen trug. In diesem Buch stellte er die Sonnenrotation vor, die er aufgrund der Fleckenbewegungen von Tag zu Tag aufzeichnete.

Man kann die Flecken leicht mit dem Fernrohr beobachten. Hierzu muß man immer einen geeigneten Filter benutzen oder das Sonnenbild durch das Teleskop hindurch auf eine weiße Fläche projizieren um Augenschäden zu vermeiden. Die Sonnenflecken treten etwa alle 11 Jahre besonders zahlreich auf. Man spricht dann von einem Sonnenfleckenmaximum. Die oft einige Monate lebenden Flecken erlauben eine Bestimmung der Rotationszeit der Sonne, die in Äquatornähe rund 25 Erdentage, in den Polgegenden dagegen etwa 30 Tage beträgt.

Neben den dunklen Sonnenflecken erkennt man auf der Photosphäre auch besonders helle Gebiete, die Fackeln, deren Temperaturen rund 2.000° Celcius über dem Umgebungswert liegen. Über der Photosphäre liegen weitere Schichten, die besonders bei Sonnenfinsternissen sichtbar werden, die Chromosphäre und die Korona, die eigentliche Sonnenatmosphäre. Die Temperatur liegt zwischen 600.000 und 5.000.000° Celcius. Diese Schichten fallen aber wegen ihrer geringen Dichte nicht auf.

In der Korona beobachtet man häufig gewaltige Materieverdichtungen in Form von Lichtbögen oder zungenartigen Flammen, die Protuberanzen. In der Chromosphäre sieht man oft starke Strahlungsausbrüche, die Eruptionen oder Flares.

Neben der elektromagnetischen Strahlung, also dem Licht und den Infrarot-, Ultraviolett- und Röntgenstrahlen, sendet die Sonne auch einen Strom elektrisch geladener Teilchen, den Sonnenwind ins All. Dieser erzeugt unter anderem die Polarlichter und Kometenschweife.

Daten zur Sonne

 

Mittlere Entfernung 149 597 870 km
von der Erde:  = 1 Astronomische Einheit (AE)
Durchmesser: 1 392 700 km (109 x Erde)
Masse: 1 989 x 1033 g (332 946 x Erde)
mittlere Dichte: 1,409 g/cm3 (0,26 x Erde)
Dichte im Zentrum: 150 g/cm3 (27,66 x Erde)
Volumen 1 412 x 1033 cm3 (1 303 000 x Erde)
Schwerebeschleunigung: 2,7398 x 104 cm / s2 (27,9 x Erde)
Rotationsgeschwindigkeit:
am Äquator: 2,00 km / s
Rotationsdauer:
am Äquator ca. 27 Tage
an den Polgegenden ca. 32 Tage
Temperatur der Photosphäre: 5 780 ° Celsius
Temperatur im Zentrum: 15 000 000 ° Celsius
Gesamtenergieproduktion: 3,90 x 1023 kW
Strahlung pro Quadratmeter: 62 000 kW / m2
Strahlung bei der Erde
Solarkonstante: 1,37 kW / m2
Strahlungsverlust: 4 000 000 t / s
Spektraltyp: G 2
Leuchtkraftklasse V (Zwergstern)
Hauptbestandteile: Wasserstoff (78,5 %)
Helium (19,7 %)
Alter ca. 4,5 Milliarden Jahre
Lebensdauer ca. 9 bis 10 Milliarden Jahre