Sonne

Unser Stern

ENTFERNUNG VOM GALAKTISCHEN ZENTRUM

26.000 Lichtjahre

ALTER

4,57 Milliarden Jahre

STERNTYP

Gelber Zwerg

Unsere Sonne

Die Sonne ist der Kern unseres Sonnensystems. Sie ist die Quelle des Lebens auf der Erde. Alles im Sonnensystem kreist um den Stern, der mehr als 99% der Masse des Systems einnimmt. Trotzdem erscheint die Sonne genau so groß am Himmel wie der Mond – ein glücklicher Zufall. Sie ist 300 Mal weiter weg als unser Satellit und ebenso 300 Mal größer.

Vielfältig wurde sie in der Geschichte der Menschen als Gott verehrt. So hieß sie bei den Römern und Germanen Sol, unter den Griechen Helios, bei den Ägyptern war von Ra die Rede. Gebilde wie Stonehenge oder die Himmelsscheibe von Nebra stehen mit dem Stern in Verbindung.

Sie beeinflusst das Leben auf der Erde erheblich. Ihr Licht und ihre Wärme sorgen dafür, dass Pflanzen wachsen. Dank des Lichts sehen alle Tiere ihre Umgebung. Tageszyklen werden durch ihren Auf- und Untergang bestimmt. Danach richten sich zumeist auch die Schlafzeiten aller Lebewesen. All das ist nur möglich, da sich die Erde zufällig im richtigen Abstand von der Sonne entwickelt hat. Dieser Abstand wird “Habitable Zone” genannt.

Riesige Mengen von Wasserstoff werden im Inneren des Sterns zu Helium fusioniert – bei gigantischen Temperaturen und Drücken. Durch diesen Prozess strahlt sie Licht und Wärme ab. Gleichzeitig bedeutet das aber auch, dass ihre Lebenszeit begrenzt ist, obgleich sie sehr lang ist.

Verglichen mit anderen Sternen ist die Sonne eigentlich gar nichts besonderes. Ihre Größe und Temperatur sind völlig durchschnittlich. Tatsächlich geben Sterne, welche in diese Kategorie fallen aber die günstigsten Bedingungen für die Entwicklung von Leben her.

Daten und Fakten

Die Leuchtkraft der Sonne kann man sich wie folgt vorstellen: Man könnte eine sog. Dyson-Sphäre um die Sonne errichten. Das ist eine Kugel aus Solarzellen, welche den Stern vollständig einhüllen würde. Diese Sphäre würde dann (wenn sie ohne Verluste arbeiten könnte) eine Leistung von 385 Quintillionen Watt erbringen. Das ist ein Millionenfaches des Stromverbrauchs der gesamten Menschheit im Jahre 2019.

Je niedriger die scheinbare Helligkeit eines Körpers ist, umso heller sieht er für das menschliche Auge aus. Die Sonne ist von der Erde aus betrachtet natürlich das bei weitem hellste Objekt am Himmel. Um die scheinbare Helligkeit zu bestimmen werden alle Objekte vom Standort des Betrachters aus miteinander verglichen.

Bei der absoluten Helligkeit werden alle Objekte aus einem festen Abstand miteinander verglichen. Da ist unser Stern auf einmal gar nicht mehr so hell. Er erscheint uns lediglich so hell, da die Erde nicht weit von ihm entfernt ist. Andere Sterne mögen zwar absolut heller sein, erscheinen uns aber dunkler, da sie viel weiter von uns entfernt sind.

Aufbau - Übersicht

Im Zentrum der Sonne befindet sich der Kern. Er wird umgeben von der inneren Atmosphäre. Sie erstreckt sich bis zur Oberfläche der Sonne. Zu ihr gehören u.A. Strahlungs- und Konvektionszone. Darüber befindet sich die äußere Atmosphäre. Dort befinden sich die Korona und Protuberanzen.

Die Sonne ist im Vergleich zu anderen Sternen keine Ausnahme. So besteht auch sie zu einem Großteil aus Wasserstoff. Aktuell sind das 92,1%. Der Rest ist zumeist Helium mit einem Anteil von 7,8%. Dazu gibt es noch kleine Mengen an Sauerstoff, Neon, Kohlenstoff und Stickstoff.

Kern

Hier finden alle Fusionsprozesse statt, die für das Leben auf der Erde verantwortlich sind. Bei einer Temperatur von über 15 Millionen Grad und einem Druck von 200 Milliarden bar wird hier Wasserstoff zu Helium fusioniert. Der Kern ist halb so schwer wie die gesamte Sonne. Material aus der umgebenden inneren Atmosphäre wird mit der 220-fachen Erdbeschleunigung in den Kern gezogen.

In ihrer Lebenszeit hat die Sonne bereits 14000 Erdmassen Wasserstoff fusioniert. Dadurch wird ihr Kern immer schwerer und kleiner. Wegen der steigenden Schwerkraft wird immer mehr Material in den Kern gezogen und fusioniert. Damit wächst die Leuchtkraft – und auch die Größe – der Sonne im Lauf der Zeit an.

Der Kern ist unglaublich dicht und Wasserstoff und Helium herrschen in Form eines Plasmas vor. Damit dieses nicht kollabiert, ist eine sehr hohe Dichte – genauer gesagt eine hohe Konzentration an Teilchen – nötig. Für die Fusion sind vor allem die Protonen von Bedeutung. Die Anzahl an Protonen in einem Atom entscheidet darüber, um welches Element es sich handelt. Im Kern der Sonne sind die Atome alle vollständig ionisiert. Das heißt, um den Atomkern bewegen sich keine Elektronen. Diese wurden dem Kern aufgrund der hohen Temperatur entrissen und sie werden ziellos durch den Sonnenkern geschleudert.

Kernfusion

Soll Wasserstoff sich zu Helium verwandeln, wie es in der Sonne der Fall ist, so muss dem Wasserstoff unabdingbar ein Proton hinzugefügt werden. Der Prozess der Fusion basiert auf der sog. Proton-Proton-Kette. Dabei fusionieren zwei Protonen zu einem Isotop des Wasserstoffs. Es wird Deuterium genannt. Ein Proton wird dabei in ein Neutron verwandelt. Daraufhin kann ein weiteres Proton in den Atomkern gezogen werden. Damit entsteht das Isotop Helium-3. zwei Atomkerne des Helium-3 wiederum fusionieren zu einem Helium-4-Kern, wobei zwei der insgesamt vier Protonen freigesetzt werden. Bis allein dieser letzte Teil geschieht, dauert es im Schnitt 10 Millionen Jahre. Dennoch passiert es so häufig, dass uns die Sonne ständig mit Licht und Wärme versorgen kann.

Dieser komplexe Prozess läuft millionenfach in der Sonne ab. Aus einem Proton – einem Wasserstoffkern – wird auf Umwegen 2 Protonen und 2 Neutronen – ein Heliumkern.

Strahlungszone

Bei dem Prozess der Fusion werden u.A. Gammastrahlen produziert. Das sind Photonen (Lichtteilchen) mit einer sehr hohen Energie. Sie würden sofort an die Oberfläche gelangen, gäbe es nicht weitere Schichten um den Kern herum. Die Strahlungszone umgibt den gesamten Kern. In ihr werden die Gammastrahlen absorbiert. Dabei werden die Teilchen in der Zone so stark angeregt, dass sie immer wieder neue Gammastrahlen in zufällige Richtungen aussenden. Man spricht dabei von einem “Random Walk”.

Die Photonen legen meist nur Unglaublich kleine Abstände zurück. Bis ein einzelnes Photon unter dieser ständigen Absorption und Emission die Oberfläche erreicht, dauert es mehr als 100.000 Jahre.

Konvektionszone

Durch den ständigen Zusammenprall verlieren die Gammateilchen ständig an Energie. Das heißt, ihre Wellenlänge wird größer – in Richtung des sichtbaren Lichts verschoben. Die “verlorene” Energie wird in Wärme umgesetzt.

In der Strahlungszone war die Änderung der Temperatur mit steigendem Abstand zum Kern noch relativ klein. Jetzt jedoch steigt diese Änderung an. Damit kann eine Konvektion stattfinden, ein Wärmestrom entsteht. Das Gas in dieser Zone wird dank der Strahlung erwärmt. Damit dehnt es sich aus und steigt nach oben – weiter vom Kern weg. Dort ist es kühler und das Gas kann seine Wärme abgeben. Als Folge dessen zieht es sich wieder zusammen und sinkt nach unten, um erneut von der Strahlung erwärmt zu werden.

Photosphäre

So wird die sichtbare Oberfläche der Sonne genannt. Sie ist ca. 300 km dick. Ab diesem Punkt können die Photonen ungehindert aus dem Stern entweichen. Dann erreichen sie nach Abermillionen von Jahren innerhalb der Sonne in läppischen 8 Minuten und 20 Sekunden die Erde.

Mit einem starken Filter kann man die Photosphäre auch beobachten. Dabei wird man ein Brodeln auf der Oberfläche sehen. Es stammt von der Konvektion, welche weiter im Inneren stattfindet. Einige der Gasblasen sind so heiß, dass sie die Oberfläche des Sterns erreichen.

Aus dieser Zone stammt der größte Teil des Lichts, welches zur Erde gelangt. Es erscheint rein weiß, mit einer Farbtemperatur von ca. 6000 K.

Je niedriger die Farbtemperatur ist, umso höher ist der rote Farbanteil in der Strahlung. Bei höheren Werten steigt der Blauanteil an. Bei 6000 K sind die Anteile an blau und rot in etwa gleich.

Von der Erde aus betrachtet ist die Farbtemperatur allerdings etwas geringer. Das liegt daran, dass das Licht an der Atmosphäre gestreut wird. Das hat eine mehr oder weniger starke Rötung zur Folge.

In der Photosphäre wird das Licht auch teilweise wieder absorbiert. Beobachtet man das Spektrum (d.h. Man misst die Helligkeit jeder einzelnen Wellenlänge), sind diese Bereiche der Absorption als schwarze Linien zu sehen. Sie werden, ihrem Entdecker nach, Fraunhoferlinien genannt.

Sonnenflecken

Die Photosphäre ist gespickt von Sonnenflecken. Das sind um 1000 K kühlere Zonen, welche sich immer wieder herausbilden und nach ein paar Jahren wieder verschwinden. Bei der Beobachtung erscheinen sie schwarz. Das liegt daran, dass das umgebende Sonnenlicht deutlich heller ist. Tatsächlich strahlen die Flecken immerhin noch 30% des üblichen Sonnenlichts ab.

Die dunklen Flecken entstehen, da die Oberfläche der Sonne von starken Magnetfeldern durchsetzt wird. Diese verhindern den Transport von Wärme an die Oberfläche – sie kühlt sich damit ab. Im Bereich der Flecken ist das Magnetfeld am stärksten. Am dunkelsten ist ein Fleck dort, wo die Feldlinien des Magnetfeldes senkrecht auf der Oberfläche stehen. Dieser Bereich wird Umbra genannt. Um ihn herum verlaufen die Linien schräg durch die Oberfläche. Damit ist der Bereich etwas heller, er wird Penumbra genannt.

Die Bildung der Sonnenflecken passiert in einem Zyklus von elf Jahren. Das heißt, Elf Jahre liegen zwischen zwei Maxima bzw. Zwei Minima der Fleckenbildung.

Die Flecken treten immer in Paaren auf. Das liegt daran, dass die Magnetfelder einen Ein- sowie einen Austrittspunkt haben. Einer der beiden Flecken liegt zumeist deutlich näher am Äquator als sein Partner. Treten zwei Flecken – aus unterschiedlichen Paaren – nah nebeneinander auf, kann das dramatische Effekte haben. Es kann zu einer Sonneneruption kommen.

Magnetfeld

Wie genau das Magnetfeld unserer Sonne entsteht, ist bisher noch nicht verstanden. Man spricht von einem MHD-Dynamo – einem magnetohydrodynamischen Dynamo. Dabei werden geladene Teilchen (Ionen) durch ein Magnetfeld in der Sonne nach außen transportiert. Die Bewegung der Ionen hat zur Folge, dass sie ein neues Magnetfeld bilden. Unter günstigen Umständen wird damit das ursprüngliche Feld verstärkt.

Für diesen Vorgang ist es in jedem Fall nötig, dass die Sonne an verschiedenen Stellen andere Umlaufzeiten aufweist. Man spricht von einer “differentiellen Rotation”.

Der elektrische Strom innerhalb der Sonne muss einige Billionen Ampere betragen, um dieses Feld aufzubauen.

Das Magnetfeld erstreckt sich über einige Sonnendurchmesser. Darüber hinweg wird es mit dem Sonnenwind fortgetragen – unter anderem zur Erde. An der Grenze des Sonnensystems bildet der Wind mit dem Magnetfeld die Heliosphäre.

Chromosphäre

Sie befindet sich oberhalb der Photosphäre. Ihre Dicke beträgt einige tausend km. In diesem Bereich der Sonne sind Flares und Protuberanzen zu beobachten. Da die unter ihr liegende Photosphäre um ein Vielfaches heller ist, lässt sich die Chromosphäre nicht direkt beobachten. Lediglich bei einer Sonnenfinsternis erscheint sie als eine dünne, rötliche Linie.

Protuberanzen

Als Protuberanz bezeichnet man einen Bogen in der äußeren Atmosphäre. Er besteht aus mitgerissener Materie aufgrund des starken Magnetfeldes. Sie entstehen – ähnlich wie die Sonnenflecken – in Zyklen von elf Jahren. Während besonders starker Protuberanzen lassen sich Auf der Erde häufiger Polarlichter beobachten.

Man unterscheidet zwei Arten. Bei einer ruhenden Protuberanz, auch als “Flare” bezeichnet, fließt Material aus der Sonnehinaus. Es bewegt sich entlang der Feldlinien des Magnetfeldes. Am Ende tritt die Materie wieder in die Sonne ein. Bei einer Beobachtung erscheinen sie dunkler als der Rest des Sterns. Damit sind sie auch deutlich kälter. 

Es gibt aber auch aktive Protuberanzen. Sie werden auch Sonneneruptionen genannt. Hierbei wird die Materie nicht wieder vom Stern eingefangen, sondern in den Weltraum geschleudert. Dafür muss sich das magnetische Feld der Sonne abrupt ändern. Das passiert bspw. wenn sich zwei ruhende Protuberanzen berühren. Dieses Phänomen kann man sich wie einen Kurzschluss vorstellen.

Eine solche Eruption kann auch die Erde treffen. Das hätte nicht nur besonders starke Polarlichter zur Folge. Die Kommunikation mit vielen Satelliten kann dadurch gestört werden.

Korona

Die Korona erstreckt sich vom äußeren Rand der Sonne bis in den interplanetaren Raum. Hier spielt der innere Druck des Sterns keine Rolle mehr. Magnetfelder und Schwerkraft sind in diesem Bereich die vorrangigen Mechanismen.

Mit Hilfe von Röntgenbildern lässt sich die Korona beobachten. Früher war das nur während einer totalen Sonnenfinsternis möglich. Interessant: Es kommt auf den Zyklus der Sonnenflecken an, in welche Richtung die Korona strahlt. Während eines Maximums verlaufen die Strahlen in alle Richtungen. Hingegen verlaufen sie während eines Minimums vor allem in der Ebene des Äquators unseres Sterns.

Hier ist es noch einmal deutlich wärmer als auf der Oberfläche. In der Korona herrschen bis zu 2 Millionen °C. Das liegt daran, dass sie fast durchsichtig ist. Ebenfalls ist die Dichte in der Korona sehr klein. Damit können sich die Teilchen – in diesem Bereich vor allem Elektronen – mit einer hohen Geschwindigkeit bewegen. Das hat eine hohe Temperatur zur Folge. Denn der so alltägliche Begriff der Temperatur ist ein Maß für die Geschwindigkeit von Teilchen. Je schneller sich z.B. Die Gase in der Luft hier auf der Erde bewegen, umso wärmer ist es.

Polarität

Das Magnetfeld unseres Sterns ändert sich andauernd. Ein Zyklus dauert hierbei – wer hätte es gedacht – elf Jahre. Nach dieser Zeit haben sich Nord- und Südpol vertauscht. Das liegt daran, dass sich der innere Dynamo der Sonne reorganisiert. Somit wird eine starke magnetische Spannung im Inneren abgebaut. Diese ist vorher wegen der verschieden schnellen Umdrehung des Sterns an Äquator und Pol entstanden.

Die Entwicklung des Magnetfeldes wird ständig überwacht. Das ist die wichtigste Quelle, um Protuberanzen oder Sonnenwinde vorauszusagen.

Sonnenwind

Er entsteht in der Korona. Es wird vermutet, dass die Entstehung des Sonnenwinds in Verbindung mit der hohen Temperatur in der Korona steht. An jedem Punkt der Sonne tritt er in gleichen Mengen auf, in der Nähe vom Äquator genau so wie an den Polen. Allerdings ist seine Geschwindigkeit mehr als doppelt so hoch an den Polen. Durch Eruptionen auf der Sonne kann er zusätzlich beschleunigt werden.

Der Sonnenwind besteht aus Teilchen. Zum größten Teil sind das Protonen und Elektronen – also ionisierter Wasserstoff. Damit ist der Sonnenwind ein Plasma. Das heißt, er besitzt auch eine hohe elektrische Leitfähigkeit. Allerdings ist die Dichte an Teilchen derart gering, dass kein besonders hoher Strom übertragen wird.

Die Erforschung des Sonnenwindes ist sehr interessant, um die Entstehung der Sonne zu verstehen. Denn mit ihm kann man die genaue Zusammensetzung des Urnebels ermitteln.

Er lässt sich indirekt mit Hilfe von Kometen beobachten. Geraten diese in die Nähe der Sonne, bildet sich ein Schweif aus. Dieser zeigt in die Richtung des Sonnenwindes – also von der Sonne weg.

Heliosphäre

Außerhalb der Sonne trägt der Sonnenwind das Magnetfeld weiter ins All. Die Heliosphäre reicht bis zum Rand des Sonnensystems. Sie schützt uns – und alle anderen Planeten und Asteroiden – vor dem interstellaren Wind. Das ist eine Art “Fahrtwind”, da sich das gesamte Sonnensystem mit 23 km/s durch das Weltall bewegt. Weiterhin schützt sie uns vor der kosmischen Strahlung.

In der inneren Sphäre bewegt sich der Sonnenwind mit Überschallgeschwindigkeit fort.

Ab der Randstoßwelle geht es mit einer kleineren Geschwindigkeit weiter. Erreicht der Sonnenwind die Schallgeschwindigkeit, wird er sehr stark abgebremst. Ab hier nimmt der Einfluss des “Fahrtwindes” und der kosmischen Strahlung zu.

An der Heliopause sind Sonnenwind und das interstellare Gas gleich schnell. Sie stehen dort im Gleichgewicht miteinander.

Entstehung der Sonne

Die Geschichte der Sonne nimmt vor ca. 4,6 Millionen Jahren ihren Anfang. Zu dieser Zeit existierte eine riesige Wolke aus Gas und Staub an ihrer Stelle. Vermutlich wurde sie durch einen Gravitation Kollaps verdichtet – verursacht durch die Schockwelle einer Supernova in ihrer Umgebung.

Dabei wurde vor allem Wasserstoff verdichtet. Dieser erwärmte sich und sorgte dafür, dass immer mehr Material aus der Umgebung angezogen wird. Somit wurde der sog. Protostern geboren.

Mit der auf ihn einstürzenden Masse stieg auch die Strahlung der Sonne. Ab einer bestimmten Zeit war diese so groß, dass der Stern den umgebenden Staub weggeblasen hat. Ab dann stammte die steigende Strahlung nur aus der weiteren Verdichtung der Sonne.

Nach etwa zehn Millionen Jahren war der Kern des Sterns so dicht, dass Temperatur und Druck hoch genug für das Einsetzen der Kernfusion waren.

Weitere zehn Millionen Jahre sind vergangen, bis sich der oben geschilderte schalenförmige Aufbau herausgebildet hat. Damit ist die Sonne im Abschnitt als Hauptreihenstern angekommen. Dieses Stadium wird insgesamt elf Millionen Jahre dauern.

Während dieser Zeit wurde – und wird – die Sonne immer heller und damit auch immer heißer.

Im weiteren Verlauf wird der Wasserstoff aus dem Kern verschwinden, da er vollständig fusioniert wird. Daraufhin wird weiterer Wasserstoff aus den umgebenden Schalen in Helium verwandelt.

Nach ca. 11,5 Milliarden Jahren wird der Stern zu einem roten Riesen anwachsen. Dabei wird er rasant deutlich heller und seine Oberfläche kühlt ab. Der Kern wird weiter verdichtet und eine Fusion von Helium zu Kohlenstoff wird einsetzen.

Schließlich wird die Sonne ihre äußeren Schichten abstoßen und es verbleibt der Kern. Er wird zum weißen Zwerg – anfangs noch sehr hell – und mit der Zeit zu einem erloschenen schwarzen Zwerg.

Beobachtung der Sonne und Sonnenmissionen

Erforschung in der Vergangenheit

Bereits vor der Geschichtsschreibung wurde die Sonne von verschiedenen Völkern beobachtet. Dabei stand vor allem der Verlauf des Sterns am Himmel im Mittelpunkt – wie z.B. bei Stonehenge.

Einige Schriftstücke aus dem antiken China weisen bereits auf Sonnenflecken hin. Diese kann man – wenigstens für kurze Zeit – bei einer sehr tief stehenden Sonne am Horizont sehen. Dabei wird ihr helles Licht und besonders der blaue Anteil durch die Atmosphäre gedämpft.

Galilei beobachtete die Flecken erstmals durch ein Teleskop. Ihr “Wandern” wurde auf die Drehung des Sterns zurückgeführt.

Kepler schrieb bereits 1619 von einem Sonnenwind. Er folgerte ihn aus seiner Beobachtung der Schweife von Kometen.

Die dunklen Fraunhoferlinien im Spektrum des Sterns wurden 1814 untersucht. Mit ihrer Hilfe wurde auch das Element Helium gefunden. Es wurde nach dem griechischen Sonnengott benannt.

Im Jahre 1843 erblickten erste Thesen über den Zyklus der Sonnenflecken das Licht der Welt.

Die Korona des Sterns konnte bis zum Jahr 1930 nur bei einer totalen Sonnenfinsternis beobachtet werden. In diesem Jahr gelang die erste Beobachtung mit Hilfe eines Teleskops und speziellen Filtern.

Erforschung in der Moderne

Mit dem Beginn der Raumfahrt konnte man die Erforschung unseres Sterns revolutionieren. Vor allem hinweg konnte man den störenden Aspekten der Atmosphäre auf der Erde entkommen.

Es wurden eine Vielzahl von Satelliten in die Umlaufbahn der Erde geschossen. Diese untersuchten vor allem die Teile des Spektrums, welche von der Atmosphäre auf der Erde absorbiert werden. Nun wusste man also, wie “hell” unsere Sonne u.A. im UV- oder im Röntgenbereich strahlt.

Aufgrund der hohen Temperatur ist eine richtige Mission zum Stern schwierig. Die ersten Helios-Sonden konnten sich bis auf 43,5 Millionen km nähern.

Dank der Sonde Ulysses konnten die Pole der Sonne untersucht werden. Sie überflog die Pole bereits zwei mal auf einer stark geneigten Bahn.

Die Sonde SOHO beobachtet seit 1995 ständig unseren Stern. Sie befindet sich genau auf der Verbindungslinie von Sonne und Erde – ca. 1,5 Millionen km von der Erde entfernt. Dieser Punkt ist ein sog. “Lagrangepunkt”. In ihm kann sich der Satellit völlig antriebslos – nur mit Hilfe der Schwerkraft – um die Sonne bewegen ohne sich zu weit von der Erde zu entfernen.

Mit Genesis wurden von 2001 bis 2004 Proben vom Sonnenwind gesammelt und zur Erde gebracht. Trotz eines technischen Fehlers und des harten Aufschlags der Sonde auf die Erde konnten einige Proben analysiert werden.

2006 starteten die Sonden STEREO. Sie liefern erstmals ein 3D-Bild unseres Sterns.

Seit 2010 werden mit Hilfe von SDO jede Menge Daten über das Magnetfeld und die Atmosphäre der Sonne gesammelt.

2018 wurde die Parker Solar Probe gestartet. Sie soll sich dem Stern auf 6 Millionen km nähern. Mit ihrer Hilfe sollen die Fragen um die hohe Temperatur der Korona sowie die Beschleunigung des Sonnenwinds geklärt werden.

2020 wurde der Solar Orbiter gestartet. In einer Nähe von 42 Millionen km soll er Daten über die nahe Heliosphäre und das Magnetfeld unseres Sterns sammeln.

Die Foto Aufnahmen auf dieser Seite stammen von der NASA. (Courtesy NASA/JBL-Caltech)