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Die Sonne

Die Sonne

von

Andreas Schwarz

 

Die Sonne ist ein gelber Zwergstern mit einer Oberflächentemperatur von rund 5.800 Kelvin (K) vom Spektraltyp G 2 V. Ihre Masse beträgt 1,98.1030 Kg, was 333.000 Erdmassen entspricht. 99,86 Prozent der Masse des Sonnensystems ist in der Sonne vereinigt. Der kleine Rest verteilt sich auf Planeten, Zwergplaneten, Trabanten, Kleinplaneten, Kometen, Staub und sonstige Materie im Sonnensystem. Der Sonnenradius beträgt 695.900 km und ihre Leuchtkraft 3,826.1026 W. Die scheinbare Helligkeit der Sonne beträgt -26,m87, ihre absolute 4,m84. Die Sonne rotiert differenziell, in rund 25,38 Tagen um ihre Achse, wobei ihre Achse um 7° gegenüber der Ekliptik geneigt ist. Sie besitzt nur 0,5 Prozent des Drehimpulses vom gesamten Sonnensystem. 99,5 Prozent des Drehimpulses verteilen sich auf alle anderen Objekte des Sonnensystems. Ein Modell, welches die Entstehung der Sonne und des Sonnensystems beschreibt, muss unter anderem die extreme Aufteilung von Masse und Drehimpuls zwischen der Sonne und den übrigen Objekten des Sonnensystems erfolgreich erklären können.

Im Prinzip ist die Sonne eine Gaskugel im hydrostatischen Gleichgewicht. Aufgrund der Gravitation würde diese Gaskugel kollabieren. Die entgegenwirkende Zentrifugalkraft aufgrund der Sonnenrotation ist viel zu schwach, um der Gravitation entgegenzuwirken. Vielmehr wirken der durch die kinetische Energie der Gasteilchen erzeugte Gasdruck und der in der Sonne vorherrschende Strahlungsdruck der Gravitation entgegen. Da die Sonnenmaterie, hauptsächlich ein Plasma aus Wasserstoffkernen, Heliumkernen und Elektronen, vereinfacht wie eine Flüssigkeit beschrieben werden kann und alle gegensätzlich wirkenden Kräfte im Gleichgewicht sind, wird von einem hydrostatischen Gleichgewicht gesprochen. Die Temperatur ist ein Maß für die kinetische Energie der Gasteilchen. Je höher die kinetische Energie der Gasteilchen, desto höher ist die Temperatur.

Energiequelle für die kinetische Energie der Gasteilchen und der in der Sonne erzeugten Strahlung ist die Kernfusion. Dabei werden pro Sekunde 616 Millionen Tonnen Wasserstoff in 612 Millionen Tonnen Helium umgewandelt. Die Differenz von 4 Millionen Tonnen wird gemäß der Formel E = mc² in Energie umgewandelt. Dabei handelt es sich um Strahlungsenergie und die kinetische Energie von Neutrinos.

Die Sonne wird oft als Maßstab für andere Sterne verwendet. So werden zum Beispiel die Massen, Radien und Leuchtkräfte von Sternen in Sonnenmassen (M), Sonnenradien (R) und Sonnenleuchtkräfte (L) angegeben. Die Sonne ist aufgrund ihrer Nähe zur Erde auch ein dankbares Beobachtungsobjekt, da alle anderen Sterne sehr weit von uns entfernt sind und uns nur noch als Lichtpunkte erscheinen. Die mittlere Entfernung Erde – Sonne beträgt 149.597.871 Kilometer und wird als Astronomische Einheit (AE) definiert. Für diese Strecke benötigt das Licht 8,3 Minuten. Der nächste Stern Proxima Centauri ist bereits 4,3 Lichtjahre entfernt, was in etwa 40 Billionen Kilometer entspricht.

Aufgrund der relativen Nähe der Sonne zur Erde können wir Einzelheiten auf der Sonne beobachten. So wurden bereits relativ früh die sogenannten Sonnenflecken entdeckt. Sonnenflecken sind Gebiete auf der Sonne, deren Temperatur etwa 1.000 Kelvin unterhalb der Oberflächentemperatur der Sonne liegt. Sie erscheinen daher dunkel. Erzeugt werden sie durch Magnetfelder, welche in diesen Bereichen aus der Sonnenoberfläche treten oder wieder eintreten. Im Gegensatz dazu sind die Fackeln wiederum Gebiete, die heller und heißer als die Photosphäre sind. Sie gleichen im Prinzip das durch die Sonnenflecken erzeugte Temperaturdefizit wieder aus und sind mit ihnen assoziiert.

Es gibt noch anderen Formen von Sonnenaktivität, etwa Sonneneruptionen und Protuberanzen. Ursache für die Sonnenaktivität ist vor allem das Magnetfeld der Sonne, welches aufgrund der differenziellen Rotation des Sonnenplasmas wie in einem Dynamo entsteht. Während die Oberflächentemperatur bei rund 5.800 Kelvin liegt, beträgt die Temperatur im Kernbereich der Sonne etwa 15 Millionen Kelvin. Aufgrund des großen Druckes und der hohen Temperatur im Innern der Sonne kann die Kernfusion von Wasserstoff zu Helium stattfinden. Von dort wird die Energie zunächst in Form von Strahlung transportiert. Im Außenbereich der Sonnenkugel erfolgt der Energietransport durch Konvektion. Die Sonnenatmosphäre besteht aus der Photosphäre, Chromosphäre und der Korona. In der gleichnamigen Abhandlung wird ausführlich auf die Entstehung, den Aufbau und die Entwicklung der Sonne eingegangen und es werden alle hier genannten Stichworte ausführlich erläutert.

 

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