Sonne

Was ist die Sonne?

Die Sonne ist einer von ungefähr 300 Milliarden Sternen in unserer Galaxie, der Milchstraße. Sie befindet sich in einem äußeren Seitenarm der Spiralgalaxie und ist ein mittelgroßer Hauptreihenstern der Spektralklasse G2.

Alle anderen Himmelskörper im Sonnensystem umkreisen die Sonne in elliptischen Bahnen – gebunden durch die enorme Schwerkraft der Sonne. Du sprichst davon, dass die Sonne das gravitative Zentrum bildet. Diese starke Gravitation kommt von der enormen Masse der Sonne (\(m_S=1{,}989\cdot 10^{30} \ kg\)), das sind 99,5 % der Gesamtmasse unseres Sonnensystems.

Entfernung Sonne – Erde

Auch die Bahn der Erde um die Sonne nimmt die Form einer Ellipse an. Dadurch variiert ihr Abstand zur Sonne zwischen ungefähr 147 und 152 Millionen Kilometern.

Der variierende Abstand der Erde zur Sonne aufgrund ihrer Ellipsenbahn macht das Rechnen nicht gerade leichter.

Deshalb hat man in der Astronomie eine neue Größe für Entfernungen eingeführt: die sogenannte Astronomische Einheit.

In der Astronomie werden Entfernungen oftmals in Astronomischen Einheiten angegeben. Zum Beispiel beträgt die Entfernung zwischen Sonne und Jupiter im Mittel 5 AE. Damit ist Jupiter etwa 5 Mal so weit von der Sonne entfernt wie die Erde.

Für diese Entfernung von einer AE braucht das Licht der Sonne etwa 8 Minuten, um bis zur Erde zu reisen. Die Photonen, die uns von der Sonne erreichen, sorgen hier nicht nur für Licht, Wärme und Leben, sie können uns sogar interessante Eigenschaften über die Sonne verraten.

Durchmesser, Masse & Co. – Wichtige Daten und Zahlen zur Sonne

In der folgenden Tabelle siehst Du eine Übersicht über die wichtigsten Daten zur Sonne.

Das Sonnenspektrum

Das Licht der Sonne nehmen wir als weiß wahr. In Wirklichkeit besteht es allerdings aus einer Überlagerung aller Farben des sichtbaren Lichts. Das siehst Du zum Beispiel, wenn sich das Sonnenlicht an einem Prisma oder an Regentropfen bricht: es entsteht ein Regenbogen.

Diese Farben kommen aufgrund der verschiedenen Wellenlängen des Lichts zustande. Das rote Licht besteht aus langwelligen Photonen mit niedriger Energie, blaues Licht ist dagegen hochenergetisch und besitzt eine kleinere Wellenlänge. Weiterhin erreichen uns auch Photonen außerhalb des sichtbaren Bereichs, etwa Röntgenstrahlung und Infrarotlicht.

Diese bunten Farben des Lichts sehen wir auch auf dem Spektrum der Sonne (Abbildung):

Abb. 2: Das Sonnenspektrum

Dieses Spektrum bezeichnest Du als kontinuierliches Spektrum, da die Farben fließend ineinander übergehen.

Doch was hat es mit diesen seltsamen schwarzen Strichen auf sich?

Sonne – Die Fraunhofer Linien

Die schwarzen Linien heißen Absorptionslinien. Sie wurden von Joseph von Fraunhofer bereits 1814 entdeckt. Deshalb bezeichnest Du sie auch als Fraunhofer Linien.

Das Spektrum der Sonne ähnelt stark dem Spektrum eines idealisierten schwarzen Körpers mit einer Temperatur von circa 5900 Kelvin. Mehr dazu im Deep Dive!

Doch woher kommt eigentlich das Licht der Sonne? Dazu schauen wir uns den Aufbau unseres Zentralgestirns mal genauer an.

Aufbau der Sonne

Von der Erde aus können wir mithilfe unserer Teleskope nur die Oberfläche und die Atmosphäre der Sonne beobachten. Jedoch befinden sich im Inneren der Sonne verschiedene Schichten heißes Plasmagas. Die Sonne besteht – wie die meisten Sterne – vorwiegend aus Wasserstoff (ca. 73 %), Helium (ca. 25 %) und ein paar schwereren Elementen.

Sonne – Atmosphäre

Hast Du schon mal eine Sonnenfinsternis beobachten können? Vielleicht ist Dir dabei der hell bläuliche Strahlenkranz um den die Sonne verdeckenden Mond aufgefallen (siehe Abbildung 4). Diesen bezeichnest Du als Korona, lateinisch für Krone. Sie ist der äußerste Teil der Atmosphäre. Darunter befindet sich die Chromosphäre, die Du ebenfalls auf der folgenden Abbildung als rötlich schimmernde Schicht unter der Korona sehen kannst.

Die Chromosphäre und die Korona bestehen aus nahezu vollständig ionisiertem Plasma, dessen Temperaturen zwischen \(10.000\ K\) (Chromosphäre) und \(1{,}5\ Mio. \; K\) (Korona) aufweisen.

Oberfläche der Sonne

Unter der Atmosphäre befindet sich die Oberfläche der Sonne. Von hier aus beginnt das Licht der Sonne seine Reise durch das All (und auch zur Erde). Die Oberfläche bezeichnest Du auch als Photosphäre. Hier sinken die Temperaturen auf etwa 6000° C. Außerdem gibt es auf der Sonnenoberfläche viele interessante Phänomene, die folgende Abbildung gibt Dir einen Überblick:

Abb. 5: Phänomene auf der Sonnenoberfläche

Auf der Oberfläche der Sonne siehst Du ein seltsames, körniges Muster. Es scheint fast so, als würde sie aus vielen kleinen Zellen mit einem hellen Zentrum und dunklen Rändern bestehen.

Granulation

Diese kleinen Zellen bezeichnest Du als Granulen, das Phänomen allgemein heißt Granulation. Im Zentrum der Granulen steigt enorm heißes, hell glühendes Gas aus dem Inneren der Sonne an die Oberfläche. Dort kühlt es auf 5500° Celsius ab, wandert zu den Rändern der Granulen und sinkt schließlich zurück ins Innere. Das etwas kühlere Gas emittiert weniger Licht und erscheint dadurch dunkler.

Sonnenflecken

Eine extreme Variante dieser Granulen sind die großen schwarzen Sonnenflecken (auch Penumbren). Das sind kühlere Bereiche auf der Sonnenoberfläche, die noch weniger Licht emittieren. In diesen Regionen ist das Magnetfeld der Sonne enorm stark und behindert den Aufstieg des Plasmagases. Die Sonnenflecken können einen Durmesser von mehreren tausend Kilometern haben.

Sie treten zyklisch auf, alle 22 Jahre erreichen Sie ein Maximum. Dann besitzt die Sonne sehr viele Flecken. In der Zeit des Minimums sehen wir dagegen fast keine Sonnenflecken. Mehr Sonnenflecken gehen mit einer höheren Sonnenaktivität einher. Entsprechend erreicht auch mehr Strahlung die Erde. Welche genauen Auswirkungen das auf unser Klima hat, ist allerdings noch nicht ausreichend untersucht.

Protuberanzen und Flares

Auch die sogenannten Protuberanzen entstehen durch das starke Magnetfeld der Sonne. Durch ihre Eigenrotation entstehen komplexe Magnetströme, die manchmal aus der Oberfläche herausbrechen. Entlang dieser Magnetfeldlinien strömt heißes Plasma, es entstehen schlaufenförmige Gebilde, die Hunderttausende Kilometer weit ins All ragen.

Wenn diese Magnetströme aus der Oberfläche brechen, wird ein Teil der magnetischen Feldenergie freigesetzt. Wie bei einem Vulkanausbruch kommt es zu einer riesigen Eruption. Statt Lava setzt ein sogenannter Flare jedoch enorme Mengen an hochenergetischer Strahlung frei.

Strahlungstransport im Inneren der Sonne

Die Oberflächenstruktur der Sonne wird also im Wesentlichen durch Plasmaströme in ihrem Inneren bestimmt. Knapp unter der Photosphäre befindet sich die sogenannten Konvektionszone. Am unteren Rand der Konvektionszone wird das Gas durch Strahlung aus dem Inneren erhitzt und dehnt sich aus. Dadurch nimmt seine Dichte ab und es steigt an die Oberfläche. Ein zyklischer Transport aus aufsteigendem und absinkendem Plasmagas entsteht.

Bevor die Strahlung aus dem Kern jedoch die Konvektionszone erreicht, muss sie die sogenannte Strahlungszone passieren, die größte Schicht im Inneren der Sonne.

Dort werden die Photonen immer wieder absorbiert und remittiert. Dabei verlieren die Photonen einen Teil ihrer Energie und werden auf ihrem Weg zur Oberfläche verlangsamt. Die Photonen brauchen bis zu 10 Millionen Jahren, um diese Schicht zu durchqueren.

Der Kern der Sonne

Ganz im Inneren der Sonne befindet sich der Kern. Die Temperaturen hier steigen auf unglaubliche 15 Millionen Grad Celsius! Aufgrund der hohen Gravitation der Sonne herrscht hier ein sehr hoher Druck und die Materie wird stark komprimiert.

Aus dem Kern kommt auch der größte Teil der Strahlungsleistung der Sonne.

Die folgende Grafik gibt Dir nochmal einen Überblick über den Aufbau der Sonne:

Abb.7: Aufbau unserer Sonne

Warum leuchtet die Sonne?

Ununterbrochen setzt die Sonne also Licht und Wärme frei. Doch woher stammt eigentlich die Energie aus dem Inneren der Sonne?

Der größte Teil der Energie stammt aus dem Kern der Sonne, in einem Prozess, den Du als Kernfusion bezeichnest.

Im Inneren der meisten Sterne dominiert ein Fusionsprozess, den Du als Proton-Proton-Reaktion bezeichnest. Von ihm stammen etwa 98% der Energie unserer Sonne! In drei Schritten fusioniert während dieser Reaktion Wasserstoff zu einem Heliumkern. Dabei wird jedes Mal \(24{,}7\ MeV\) an Energie in Form von hochenergetischen Photonen frei.

Solarkonstante und Leuchtkraft der Sonne

Doch wie viel von dieser Energie entsteht dabei eigentlich? Und wie viel Energie erreicht uns auf der Erde?

Leider können wir nicht direkt messen, wie viel Energie die Sonne pro Sekunde produziert. Dafür können wir aber messen, wie viel Sonnenlicht uns erreicht.

Bei der Solarkonstante handelt es sich jedoch nicht um eine Naturkonstante. Tatsächlich ist die Größe der Solarkonstante von vielen Faktoren, wie Entfernung, Einstrahlungswinkel, Atmosphärendicke und dem Wetter abhängig.

Abb. 8: Solarkonstante

Die Solarkonstante ist allerdings sehr nützlich, wenn wir herausfinden wollen, wie groß die von der Sonne abgestrahlte Strahlungsleistung insgesamt ist. Dazu stellen wir uns eine Kugel in einem Abstand von einem AE um die Sonne vor.

Abb. 9: Strahlungsleistung der Sonne im Abstand von 1 AE

Auf jeden Quadratmeter dieser Kugel fallen pro Sekunde \(1367\frac{W}{m^2}\) Energie. Wir können nun die Oberfläche \(A\) dieser Kugel mit der Solarkonstante multiplizieren, um die sogenannte Leuchtkraft der Sonne zu erhalten.

\[L_S=S\cdot A\]

Für \(r\) setzen wir nun die Formel für die Oberfläche einer Kugel ein:

\[L_S=S\cdot 4\pi r^2\]

Der Radius \(r\) beträgt eine Astronomische Einheit (also den durchschnittlichen Abstand von der Erde zur Sonne):

\begin{align}L_S&=1367\frac{J}{m^2\cdot s}\cdot 4\cdot \pi \cdot (149\cdot 10^9 m)^2\\&\approx 3{,}8\cdot 10^{26}\ W\end{align}

Mit dieser Menge an Energie, die die Sonne in einer Sekunde abstrahlt, könnten wir den Energiebedarf Deutschlands für 25 Millionen Jahre decken.

Lebenszyklus der Sonne

Die Energieproduktion im Inneren der Sonne sorgt auch dafür, dass sie nicht unter ihrer eigenen Masse kollabiert. Denn diese Masse bewirkt einen enormen, nach Innen gerichteten Gravitationsdruck. Durch die Kernverschmelzung von Wasserstoff entsteht ein Fusionsdruck, der der Gravitation entgegenwirkt. Beide Kräfte halten sich in der Sonne bereits seit 4,5 Milliarden Jahren (so alt ist unsere Sonne schon!) im Gleichgewicht.

Doch was ist, wenn der Wasserstoffvorrat im Inneren der Sonne zur Neige geht? Genau das wird in etwa 5 Milliarden Jahren der Fall sein, wenn die Sonne das Endstadium ihres Lebenszyklus erreicht. Dann setzt das sogenannte Heliumbrennen ein, die Sonne wird sich zu einem sogenannten Roten Riesen aufblähen und alles, was ihr in den Weg kommt, verschlingen. Auf der Erde wird es dann zu heiß für jegliches Leben sein.

Später ist jedoch auch diese Phase vorbei, die Sonne stößt ihre Hülle ab und zurückbleibt ein kleiner, kalter Stern: ein sogenannter weißer Zwerg. Die folgende Abbildung zeigt Dir die verschiedenen Entwicklungsstadien, die die Sonne im Laufe von Milliarden von Jahren durchläuft.

Abb. 10: Lebenszyklus der Sonne