Sonne

Aus Schlauweb

Die Sonne (lat. Sol) ist der Stern zentral unseres Planetensystems, das nach ihr als Sonnensystem bezeichnet wird. Alltagssprachlich wird der Individualname unseres Zentralgestirns auch synonym zu Stern verwendet.

Die Sonne ist für das Leben auf der Erde von fundamentaler Bedeutung. Verschiedene wichtige Prozesse auf der Erdoberfläche, wie das Klima und das Leben selbst, werden durch die Strahlungsenergie der Sonne angetrieben. So führen zu etwa 99,98 % des gesamten Energiebeitrags zum Erdklima von der Sonne – der winzige Rest wird aus geothermalen Wärmequellen gespeist. Auch die Gezeiten gehen zu einem Drittel auf die Schwerkraft der Sonne zurück.

Das übliche Zeichen für die Sonne ist Bild:Sun symbol.svg.

Inhaltsverzeichnis 1 Allgemeines 2 Kulturgeschichte 3 Aufbau 3.1 Kern 3.2 Strahlungszone 3.3 Konvektionszone 3.4 Sonnenoberfläche und Umgebung 4 Magnetfeld 5 Pulsation 6 Wechselwirkung der Sonne mit ihrer Umgebung 7 Daten zur Sonne 8 Erforschung der Sonne 8.1 Frühe Beobachtungen 8.2 Beobachtungen mit Teleskopen 8.3 Erforschung durch Satelliten und Raumsonden 9 Sichtbare Erscheinungen und Beobachtung der Sonne 9.1 Optische Erscheinungen 10 Entwicklung der Sonne 10.1 Protostern 10.2 Hauptreihenstern 10.3 Roter Riese 10.4 Helium-Blitz und -Brennphase 10.5 Heliumschalen-Brennen 10.6 Weißer Zwerg und Planetarischer Nebel 11 Siehe auch 12 Literatur 13 Weblinks 13.1 Videos

Allgemeines

Die Sonne ist der beherrschende Himmelskörper in unserem Planetensystem, zu dessen Gesamtmasse sie mit einem Anteil von 99,9 % beiträgt. Ihr Diameter beträgt 1,3925 Mio. km (109-facher Erddurchmesser), was knapp unter dem geschätzten Mittelmaß aller Sterne liegt. Sie ist ein Stern der Hauptreihe. Ihre Spektralklasse ist G2, und sie hat die Leuchtkraftklasse V. Das bedeutet, dass die Sonne ein durchschnittlicher, gelb leuchtender „Zwergstern“ ist, der sich in der etwa 10 Milliarde Jahre dauernden Hauptphase seiner Entwicklung befindet. Ihr Alter wird auf etwa 4,6 Tausend Millionen Jahre geschätzt.

Die Leuchtkraft der Sonne entspricht einer Strahlungsleistung von etwa 3,8·10²⁶ Watt. Diese Brillianz wird zum Großteil im Bereich des sichtbaren Lichts abgegeben, mit einem Hochpunkt bei den Spektralfarben von Gelb bis Grün. Die Farbe der Sonne, die wir als gelb wahrnehmen, erklärt sich aus ihrer Oberflächentemperatur von etwa 5.700 °C (siehe auch Schwarzkörperstrahlung). Die zentrale Bedeutung der Sonne für die Lebensprozesse auf der Erde zeigt sich auch hier: jener Bereich des elektromagnetischen Spektrums, in dem die Sonne am stärksten strahlt, ist genau der für uns Leute und die meisten anderen Lebewesen, die einander evolutionär daran angepasst haben, sichtbare Teil dieses Spektrums.

Die Sonnenmasse beträgt etwa das Doppelte der geschätzten Durchschnittsmasse eines Sterns unserer Milchstraße. Zählt man nur die Sterne mit Wasserstoffbrennen (schließt also die „Braunen Zwerge“ aus), liegt ihre Masse im Durchschnitt. Ihre Masse setzt sich zu 73,5 % aus Wasserstoff und zu 25 % aus Helium zusammen. Hinsichtlich der Anzahl der Atome betragen diese Anteile 92,7 % und 7,9 %. Die restlichen 1½ Prozent der Sonnenmasse setzen sich aus zahlreichen schwereren Elementen bis einschließlich Eisen (siehe Periodensystem) zusammen, zu Beginn Sauerstoff und Kohlenstoff.

Im Sonnenkern entsteht aus den dicht gedrängten Atomkernen des Wasserstoffs durch Kernverschmelzung Helium, so dass der Wasserstoff-Anteil an Stelle des Heliums bald 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 Leuchten abgibt. Da die Sonne kein fester Körper wie die erdähnlichen Planeten und Monde ist, anstatt ein heißer Gasball, wäre sie ohne diesen Energienachschub von drin instabil. Sie würde sich abkühlen und auf einen Fraktur ihrer jetzigen Größe zusammenziehen.

Die Sonne rotiert in rund vier Wochen um die eigene Achse. Diese Rotation dauert am Äquator 25,4 Tage, in mittleren Breiten 27-28 Tage und nahe den Polen 36 Tage. Dieser Unterschied in der Spanne eines Sonnentages wird als differenzielle Rotation bezeichnet und ist seit längerem durch Gas- und Hydrodynamik erklärbar.

Kulturgeschichte

Die Sonne ist das zentrale Himmelskörper am Himmel, von ihr hängt was auch immer Leben auf der Erde ab.

Diese überragende Bedeutung war den Leute von jeher her bewusst. Etliche frühere Kulturen verehrten sie als Gottheit. Die regelmäßige tägliche und jährliche Wiederkehr der Sonne wurde zum Teil ängstlich normal und mit Hilfe vonkultischer oder abermagischer Rituale beschworen. Besonders Sonnenfinsternisse lösten große Bestürzung und Sorge aus. Im alten China glaubte man, ein Lindwurm würde die Sonne verschlingen. Durch großen Lärm versuchte man, das Monster dazu zu bewegen, die Sonne nochmal freizugeben. Andererseits machte sich die Menschheit das Wissen über die für was auch immer Leben fundamentalen Perioden Tag und Jahr schon seit frühester Zeit nutzbar. Die Sonne ist die natürliche Uhr der Volk und die Abfolge der Jahreszeiten führte zur Entwicklung des Kalenders, der zunächst nach Erfindung des Ackerbaus für alle Kulturen überlebenswichtig war.

Für die Sumerer verkörperte die Sonne den Sonnengott Utu. Bei den Babyloniern entsprach er dem Gott Schamasch, der täglich den Himmel betrat und dessen Strahlen nichts verborgen blieb. Im alten Ägypten wurde Ra (auch Re oder Atum) als Sonnengott verehrt. Der „Ketzer“-Pharao Echnaton ließ später nur bis datoAton, die personifizierte Sonnenscheibe, als einzigen Gott zu und schaffte alle anderen ägyptischen Götter ab.

Im antiken Griechenland verehrte man den Sonnengott Helios, der mit seinem Sonnenwagen täglich über das Himmelszelt fuhr. Allerdings sind aus dem antiken Griechenland auch die ersten Überlegungen überliefert, in denen die Sonne als physikalisches Gegenstand betrachtet wird. Die wohl älteste dieser Hypothesen stammt dabei von Xenophanes, der die Sonne als eine feurige Ausdünstung oder Wolke benannte. So naiv diese Erklärung aus heutiger Sicht zwar wirkt, stellt sie doch einen gewaltigen kulturhistorischen Schritt dar, denn die Wahrnehmung der Sonne als ein natürliches Ding widerspricht rigoros der vorherigen – und auch der oft noch in späteren Jahrhunderten vertretenen – Auffassung der Sonne als Teil einer göttlichen Entität. Es ist daher auch wenig verwunderlich, dass aus eben diesen Gedanken auch die erste kritische Auseinandersetzung mit dem vermenschlichten Götterbild des antiken Griechenlands heraus gingen („Wenn die Pferde Götter hätten, sähen sie wie Pferde aus“) und daraus folgend erste Gedanken zum Monotheismus. Interessant ist dabei selbstverständlich auch der Vergleich mit dem schon oben erwähnten ägyptischen Monotheismus des Echnaton, der ja gerade die Vergötterung der Sonne als Ausgangspunkt nahm. Man kann also sagen, dass mit Xenophanes die Sonne zum ersten Mal in der europäischen Geschichte als Gegenstand der Physik auftauchte, oder – etwas schmissiger –, dass es sich um die Geburtsstunde der Astrophysik handelte. Die Thesen des Xenophanes wurden später auch von anderen griechischen Philosophen aufgenommen, z.B. beschrieb der Vorsokratiker Anaxagoras die Sonne als glühenden Stein. Diese Auffassungen setzten sich allerdings daraufhin nicht bei allen Denkern durch und jede Menge spätere Schulen fielen wiederholt auf eher mythische Erklärungen zurück. Der Volksglaube in Griechenland nahm wahrscheinlich keinerlei Können von all diesen Überlegungen.

Dem griechischen Gott Helios entsprach weitgehend der unbesiegbare römische Gott Sol invictus, dessen Kult in der Kaiserzeit weit gängig war. Aus der Antike übernommen ist die Sonne als Symbol der Vitalität in der Astrologie.

In der nordischen Mythologie formten die Götter die Sonne aus einem Funken und legten sie in einen Wagen. Die Göttin Sol fährt mit dem Wagen über den Himmel, gezogen von den Rössern Alsvidr und Arwakr. Das Gespann wird beständig von dem Meister IsegrimSkalli (Skoll) verfolgt. Am Tag des Weltunterganges (Ragnarök) wird der Wolf die Sonne verschlingen.

Im frühen Mexiko wurde der Sonnengott Tonatiuh von den Azteken verehrt. Bei den Maya und den Inka waren Itzamná vielmehr Inti die Hauptgottheiten.

Die Beobachtung der Sonne (und anderer Sterne) und die Bestimmung ihrer Bahnpunkte (Tagundnachtgleiche, Sommer- und Winterzeitsonnenwende) war eine Voraussetzung für die Produktion von Kalendern. Hierdurch konnten wichtige jahreszeitliche Ereignisse prädestiniert werden, wie das Eintreffen des Nilhochwassers im alten Ägypten, der günstigste Zeitpunkt der Saat oder das Eintreffen der für die Schifffahrt gefährlichen Herbststürme. Vorchristliche Kultstätten, wie Stonehenge, waren offensichtlich zu derartigen Beobachtungszwecken errichtet worden. Die Anlage von Stonehenge ist so ausgerichtet, dass am Morgen des Mittsommertages, wenn die Sonne ihre höchste nördliche Position erreicht, die Sonne direkt über einem Positionsstein („Fersenstein“) aufgeht und die Sonnenstrahlen in gerader Linie ins Intern des Bauwerks eindringen.

Bild:Himmelscheibe-von-Nebra-3.png Illustration der Himmelsscheibe von Nebra

Die bronzezeitliche Himmelsscheibe von Nebra scheint im gleichen Sinne ein Instrument zur Himmelsbeobachtung gewesen zu sein. Ihre goldenen Ränder werden u.a. als „Sonnenbarken“, ein religiöses Symbol der Bronzezeit, interpretiert. In die gleiche Zeit fällt auch der Sonnenwagen von Trundholm, bei der die Hartgummischeibe als Sonnensymbol mit einer Tag- und Nachtseite gedeutet wird.

Das antike Weltbild ging allgemein davon aus, dass die Erde den Mittelpunkt des Universums bildete. Sonne, Mond und die Planeten bewegten sich auf exakten Kreisbahnen um die Erde. Diese Vorstellung, zusammengefasst von Ptolemäus, hielt sich fast 2.000 Jahre lang. Besonders die Kirche verteidigte dieses Weltbild, zumal auch in der Bibel dargelegt wird, dass sich die Sonne bewegt. Allerdings zeigte das Modell Schwächen. So konnte die Bewegung der Planeten nur durch komplizierte Hilfskonstruktionen erklärt werden. Schon Aristarchos von Samos postulierte im 2. Jahrhundert v. Chr., dass die Sonne das Zentrum der Welt darstelle. Die Gelehrten Nikolaus von Kues und Regiomontanus griffen diesen Gedanken über 1.500 Jahre später wiederum auf. Nikolaus Kopernikus versuchte in seinem Werk De Revolutionibus Orbium Coelestium eine mathematische Grundlage dafür zu schaffen, was ihm nach allem nicht gelang. Sein Werk regte allerdings alternative Forschungen an und bereitete das Fundament für das „Kopernikanische Weltbild“. Kopernikus' Werk wurde von der Kirche zunächst nicht als Irrlehre betrachtet, da es ein rein mathematisches Modell darstellte. In späteren Jahren, als Gelehrte daran gingen, Kopernikus' Vorstellung in ein reales Weltbild umzusetzen, wandte sich die Kirche jedoch entschieden gegen solche „umstürzlerischen“ Gedanken. Gelehrte, wie Galilei, die im gleichen Sinne zur Erkenntnis einer zentralen Sonne gelangt waren, wurden von der Inquisition verfolgt. Durch alternative Beobachtungen, exakte Bestimmungen der Planetenbahnen, die Einführung des Teleskops und die Entdeckung der Gesetze der Himmelsmechanik, setzte sich das heliozentrische Weltbild allmählich durch.

Die weiteren Fortschritte der Kosmologie ergaben schließlich, dass auch die Sonne keine herausragende Stellung im Weltraum einnimmt, stattdessen ein Stern unter Abermilliarden Sternen ist.

Aufbau

Die Sonne besteht aus verschiedenen Zonen mit schalenförmigem Aufbau, wobei die Übergänge allerdings nicht rigoros voneinander abgegrenzt sind.

Kern

Sämtliche freiwerdende Energie stammt aus einer als „Kern“ bezeichneten Zone im Innern der Sonne. Dieser Kern erstreckt sich vom Zentrum so weit wie etwa einem Viertel des Bereich der sichtbaren Sonnenoberfläche. Dennoch der Kern nur 1,6 % des Sonnenvolumens ausmacht, sind hier rund 50 % der Sonnenmasse konzentriert. Bei einer Wärme von etwa 15,6 Mio. K liegt die Materie in Form eines Plasmas vor. Durch die Proton-Proton-Reaktion verschmelzen Wasserstoffkerne zu Heliumkernen, wobei Gammastrahlung und Elektronneutrinos erzeugt werden. Die erzeugten Heliumkerne haben dank der Bindungsenergie eine geringfügig geringere Masse als die Summe der ursprünglichen Wasserstoffkerne (Massendefekt). Der Massenunterschied wird gemäß der Schema E = m c² in Energie umgewandelt (pro Proton-Proton-Fusion ≈ 27 MeV). Im Kern der Sonne werden pro Sekunde 700 Mio. Tonnen Element zu 695 Mio. Tonnen Heliumgas fusioniert, wobei eine Gesamtleistung von ca. 4 · 10²⁶ W = 400 Quadrillionen Watt freigesetzt wird.

Eigentlich ist der Sonnenkern zu „kalt“ für eine Kernfusion. Die kinetische Energie der Korpuskel genug arithmetisch nicht aus, um bei einem Zusammenstoß die starken Abstoßungskräfte der positiv geladenen Protonen (Wasserstoffkerne) zu überwinden. Dass dennoch Fusionen stattfinden, ist auf den quantenmechanischen Tunneleffekt zurück zu führen. Gemäß der Quantenmechanik verhält sich ein Wasserstoffion wie eine ausgebreitete Welle ohne genau definierten Ort, seine Energie schwankt um einen Mittelwert. Es besteht dabei eine sehr geringe Wahrscheinlichkeit, dass sich zwei Protonen so weit nähern, dass eine Verschmelzung stattfinden kann. Das Energieniveau der abstoßenden Kräfte wird bei der Verschmelzung förmlich „durchtunnelt“. Somit ist die Wahrscheinlichkeit einer Zusammenschluss zweier Wasserstoffkerne im Innern der Sonne sehr gering. Da jedoch eine immense Anzahl von Kernen vorhanden ist, können dennoch gewaltige Energiemengen freigesetzt werden. Die „gebremste“ Kernverschmelzung hat für das Planetensystem und das Leben auf der Erde den entscheidenden Vorteil, dass die Sonne sparsam mit ihren Energievorräten umgeht und über einen langen Zeitabstand konstante Energiemengen abstrahlt.

Strahlungszone

Um den Kern herum liegt die so genannte „Strahlungszone“, die etwa 70 % des Sonnenradius ausmacht. Im Vakuum des Weltalls bewegen sich Gammaphotonen mit Lichtgeschwindigkeit durch den Raum. Im Innern der Sonne herrscht eine dergestalt hohe Dichte, dass die Photonen aber und abermal mit den Korpuskel des Plasmas zusammenstoßen, dabei absorbiert und erneut abgestrahlt werden. Sie bewegen sich auf einer völlig zufälligen Bahn und diffundieren dabei Trend Sonnenoberfläche. Statistisch benötigt ein ständig absorbiertes und re-emittiertes Photon etwa 10 Mio. Jahre, um die Sonne zu verlassen. Dies bedeutet, dass das Licht, welches wir dieser Tage von der Sonne erhalten, schon vor entsprechend langer Zeit erzeugt wurde. Bei jedem Zusammenstoß in der Strahlungszone nimmt die Strahlungsenergie des Photons ab und seine Wellenlänge nimmt zu. Die Gammastrahlung wird in Röntgenstrahlung umgewandelt.

Verschieden als die Photonen gelangen die Neutrinos annähernd ungehindert durch die Anhäufen der Sonne, da sie kaum mit Materie in Wechselwirkung treten. Die Neutrinos erreichen, da sie sich mit Lichtgeschwindigkeit bewegen, schon nach acht Minuten die Erde, wobei sie den Planeten fast ungehindert durchqueren. In sämtliche Sekunde überqueren etwa 70 Mrd. Neutrinos einen Quadratzentimeter der Erdoberfläche.

Konvektionszone

An die Strahlungszone schließt sich die „Konvektionszone“ an. Sie ist 140.000 km dick und macht somit 10% des Sonnenradiuses aus. Am Grenzland zur Strahlungszone beträgt die Kälte noch ca. 2 Mio. Kelvin. Die Energie wird in dieser Zone nicht länger durch Funkeln abgegeben, an Stelle durch eine Strömung (Konvektion) des Plasmas weiter nach außen transportiert. Dabei steigt heiße Materie in gewaltigen Strömen nach außen, kühlt dort ab und sinkt erneut ins Sonneninnere hinab. Da das frisch aufgestiegene Plasma heißer und damit heller ist als das absteigende, sind die Konvektionszellen mit einem Teleskop als Granulation der Sonnenoberfläche erkennbar.

Sonnenoberfläche und Umgebung

über der Konvektionszone liegt die Photosphäre, die wir als Quelle der Sonnenstrahlung wahrnehmen: eine „Kugelschale aus Licht“ als die für uns sichtbare Sonnenoberfläche. Sie ist aber nur eine 300-400 km dicke Schicht, deren Kälte an der Oberfläche rund 5.800 Kelvin (5.500 °C) beträgt. Die Photosphäre gilt allgemein als die eigentliche Sonnenoberfläche, obschon unser Zentralgestirn - sowie die meisten anderen Sterne - keine scharfe äußere Grenze besitzt.

Die Photosphäre gibt die gesamte vom Sonneninnern erzeugte und aufsteigende Energie als Brillianz ab – großteils im sichtbaren Licht, was auch ihr Name andeutet (griech. φoς = Licht). Erst hier hat die Energie der Strahlungsquanten soweit abgenommen, dass sie unschädlich und für das menschliche Auge sichtbar sind. Wegen ungeheurer Wirbel und variabler Magnetfelder (Quelle der Sonnenflecken) darf man sich die Oberfläche allerdings nicht als glatt vorstellen. Durch digitale Bildverarbeitung der Messungen von SOHO, TRACE oder aberCHANDRA kann man sie so darstellen, dass sie wie hartes, aber dauernd bewegliches Werkstoff aussieht. Für die Turbulenzen ist auch die elektrische Leitfähigkeit der heißen Sonnenmaterie entscheidend.

Über der Photosphäre erstreckt sich die Chromosphäre. Sie wird von der Photosphäre zwar überstrahlt, ist aber bei Sonnenfinsternissen für einige Sekunden als rötliche Leuchterscheinung zu sehen. Die Wärme nimmt hier auf über 10.000 K zu, während die Gasdichte um den Faktor 10^-4 auf 10^-15 g/cm³ abnimmt.

Über der Chromosphäre liegt die Korona, in der die Spezifisches Gewicht wiederum um den Faktor 10^-4 auf 10^-19 g/cm³ abnimmt. Die inwendig Korona erstreckt sich – je nach dem aktuellen Fleckenzyklus – um 1-2 Sonnenradien nach außen und stellt eine erste Übergangszone zum interplanetaren Raum dar. Durch Sonnenstrahlung, Stoßwellen und zusätzliche Wechselwirkungen mechanischer oder magnetischer Art wird die äußerst verdünnte Koronen-Materie allerdings auf Temperaturen so weit wie zwei Mio. Kelvin aufgeheizt. Die genauen Ursachen dieser Heizmechanismen sind selbstredend noch unklar. Eine mögliche Energiequelle wären akustische Wogen und Microflares - kleine Ausbrüche auf der Sonnenoberfläche.

Ein besonders hoher Temperaturgradient herrscht an der Untergrenze der Korona, wo ihre Dichtheit herauf schneller abnimmt, als die Energie abtransportiert werden kann. Innerhalb einiger 100 Höhenkilometer steigt die kinetische Gastemperatur um eine Million Grad und „macht sich Luft“, indem die zusätzliche Heizenergie als Sonnenwind entweicht. Die Korona kann nur auf Basis von ihrer extrem geringen Dichtheit so heiß werden.

Der bei jeglicher totalen Sonnenfinsternis sichtbare Strahlenkranz (lat. Corona = Krone) hat schon vor Jahrtausenden die Volk erstaunt. Er kann bis verschiedene Mio. Kilometer reichen und zeigt eine strahlenförmige Struktur, die sich mit dem Regel der Sonnenflecken stark ändert. Im Sonnenflecken-Maximum verlaufen die Strahlen nach allen Seiten, im Extremum nur in der Nähe des Sonnenäquators.

Die Korona erstreckt sich bis zur Heliopause, wo sie auf das interstellare Medium trifft.

Magnetfeld

Die Sonne besitzt außerordentlich starke Magnetfelder, die durch die Strömung der elektrisch leitenden Gase hervorgerufen werden. Die Leitfähigkeit des Plasmas im Sonneninnern entspricht dem von Kupfer bei Zimmertemperatur. In der Sonne kursieren elektrische Ströme in einer Größenordnung von 10¹² Ampere. Das Inwendig der Sonne wirkt somit wie ein gigantischer Dynamo, der die Bewegungsenergie eines elektrischen Leiters in elektrische Energie und ein Magnetfeld umwandelt. Man geht gerade davon aus, dass dieser Dynamoeffekt nur in einer dünnen Schicht schwermütig der Konvektionszone wirkungsvoll ist.

Sichtbare Auswirkungen der Magnetfelder sind die Sonnenflecken und die Protuberanzen. Sonnenflecken sind relativ kühle Bereiche der Sonnenatmosphäre. Ihre Kälte liegt zwischen 3.700 und 4.500 K. Durch spektroskopische Untersuchungen konnte festgestellt werden, dass im Bereich der Sonnenflecken starke Magnetfelder vorherrschen. Die Spektrallinien von Elementen, die in der Regel bei einer Wellenlänge liegen, erscheinen bei Dasein eines Magnetfeldes dreigeteilt (Zeeman-Effekt), wobei der Abstand der Linien verhältnismäßig zur Stärke des Feldes ist. Die Magnetfeldstärke im Umfeld der Sonnenflecken kann so weit wie 0,3 Tesla (3.000 Gauß) betragen und ist somit tausendmal stärker als das irdische Magnetfeld an der Erdoberfläche. In der Sonne bewirken die Magnetfelder eine Hemmung der Konvektionsströmungen, so dass weniger Energie nach außen transportiert wird. Die dunkelsten und kühlsten Zonen auf der Sonne sind somit die Orte mit den stärksten Magnetfeldern.

Sonnenflecken treten in Gruppen auf, wobei zumeist zwei auffällige Dorf dominieren, die eine dagegen gesetzte magnetische Angleichung aufweisen (ein Fleck ist sozusagen ein „magnetischer Nordpol“, der alternative ein „Südpol“). Solche bipolaren Städtchen sind meist in Ost-West-Richtung, parallel zum Sonnenäquator, ausgerichtet.

Zwischen den Marktflecken bilden sich Magnetfeldlinien gut in Form von Schleifen aus. Längs dieser Linien wird ionisiertes Gas festgehalten, das gesund von Protuberanzen oder Filamenten sichtbar wird (Protuberanzen sind Erscheinungen am Rand, Filamente auf der „Sonnenscheibe“).

Die Gesamtzahl der Sonnenflecken unterliegt einem Menstruation von rund elf Jahren. Während eines Fleckenminimums sind kaum Sonnenflecken sichtbar. Mit der Zeit bilden sich kumulativ Ortschaft in einem Bereich von 30° nördlicher und südlicher Dicke aus. Diese aktiven Fleckengürtel bewegen sich kumulativ in Entwicklung Äquator. Nach etwa 5,5 Jahren ist das Maximalwert erreicht und die Zahl der Städtchen nimmt langsam nochmal ab. Nach einem Menses hat sich das globale Magnetfeld der Sonne umgepolt. Der ehe magnetische Nordpol ist jetzt der magnetische Südpol.

Die genauen Ursachen für den elfjährigen Menstruation sind noch nicht vollständig erforscht. Jetzig geht man von folgendem Modell aus:

Zu Beginn eines Zyklus, im Minimum, ist das globale Magnetfeld der Sonne zweipolig ausgerichtet. Die Magnetfeldlinien verlaufen geradlinig über den Äquator von Pol zu Pol. Durch die differenzielle Rotation werden die elektrisch geladenen Gasschichten gegeneinander verschoben, wobei die Magnetfelder kumulativ gestaucht, verdreht und verdrillt werden. Die Magnetfeldlinien hochragen kumulativ aus der sichtbaren Oberfläche hervor und verursachen die Bildung von Marktflecken und Protuberanzen. Nach dem Fleckenmaximum richtet sich das Magnetfeld wiederum neu aus.

Pulsation

Die gesamte Sonne pulsiert in unterschiedlichen Frequenzen. Sie schwingt quasi wie eine riesige Glocke. Allerdings können wir die Schallwellen auf der Erde nicht „hören“, da das Vakuum des Weltraums diese nicht weiterleitet. Mit speziellen Methoden kann man die Schwingungen jedoch sichtbar machen.

Schwingungen aus dem Sonneninnern bewegen die Photosphäre auf und ab. Angesichts des Dopplereffekts werden die Absorptionslinien des Sonnenspektrums, je nach Bewegungsrichtung der Gase, verschoben. Die hauptsächlich vorherrschende Gerüttel hat eine Periodendauer von etwa fünf Minuten (293 ± 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 Dichtheit stark abnimmt, können die Blähen sich dort nicht ausbreiten anstelle werden reflektiert und laufen wiederum ins Sonneninnere. Mit zunehmender Tiefe annehmen die Dichtheit der Materie und die Schallgeschwindigkeit zu, so dass die Wellenfront gekrümmt und wiederholt nach außen geleitet wird. Durch wiederholte Reflexion und Überlagerung können Schallwellen verstärkt werden, es bilden einander Resonanzen aus. Die Konvektionszone wirkt somit wie ein riesiger Resonanzkörper, der die darüber liegende Photosphäre in Stoß versetzt.

Die Auswertung der Schwingungen rechtmäßig eine Aussage über den inneren Aufbau der Sonne. So konnte die Ausdehnung der Konvektionszone bestimmt werden. Entsprechend zur Erforschung von seismischen Wogen auf der Erde, spricht man bei dem solaren Wissenszweig von der Helioseismologie.

Wechselwirkung der Sonne mit ihrer Umgebung

Die Sonne gelenkt auch den interplanetaren Raum mit ihrem Magnetfeld und zunächst mit der Teilchenemission, dem Sonnenwind. Dieser Teilchenstrom kann die Sonne mit mehreren 100 km/s verlassen und verdrängt das Interstellare Medium so weit wie einer Entfernung von reichlich 10 Mrd. Kilometern. Bei Sonneneruptionen können sowie Tempo sowie Dichtheit des Sonnenwindes stark zunehmen und auf der Erde daneben Polarlichtern auch Störungen in elektronischen Systemen und im Funkverkehr verursachen.

Daten zur Sonne

	Sonne	Verhältnis Sonne/Erde
Sternklasse (siehe Spektralklasse und Leuchtkraftklasse)	G2V	-
Zeit bis zum Ende des Wasserstoffbrennens im Zentrum	etwa 4,5–5 Tausend Millionen Jahre	-
mittlerer Durchmesser	1.392.520 km	109,084
Einflussbereich des Ereignishorizontes	2,95325 km	332.946
Mittlerer scheinbarer Durchmesser	31' 59,3"	-
Solare Gravitationskonstante (G·M)	1,32712440018·1020  m3 s-2	332.946
Masse	1,9884·1030 kg	332.946
Massenverlust pro Sekunde durch Strahlung	4,28·109 kg	-
Massenverlust pro Sekunde durch Sonnenwind	ca. 1·109 kg	-
Massenverlust bis zum heutigen Tag durch Strahlung	ca. 520·1024 kg = 87 Erdmassen	-
Energiestromausstoß	3,86·1026 W	-
Fluchtgeschwindigkeit	617,319 km/s	62,927
Dichte	1,408 g/cm³	0,2553
Dichtheit (Zentrum)	150 g/cm³	11,1
Druck (Zentrum)	> 2·1016 Pa	-
Oberflächenbeschleunigung	273,96 m/s²	27,9
Mittlere scheinbare Helligkeit	-26m,8	-
absolute Helligkeit	4,87M	-
absolute bolometrische Helligkeit	4,74M	-
Temperatur (Zentrum)	14,8·106 °C	2.114
Wärme (Photosphäre)	ca. 6.100 °C	-
Wärme (Korona)	ca. 1–2 Mio. K	-
Effektivtemperatur	5.777 K	-
Strahlungsmaximum	ca. 500 nm (grünes Licht)	-
Leuchtkraft	3,846·1026 W	-
Spezifische Ausstrahlung (Oberfläche)	6,318·107 W/m2	-
Rotationsdauer am Äquator	25 d 9 h 7 m	25,38
Rotationsgeschwindigkeit am Äquator	1856,847 m/s	4,01
Rotationsdauer bei 75° Breite	31 d 19 h 12 m	-
Neigung der Achse gegen die Ekliptik	7° 15'	-
Entfernung zum Zentrum der Galaxis	25.000 bis 28.000 Lichtjahre	-
Umlaufzeit um das Zentrum der Galaxie (Galaktisches Jahr)	ca. 210.000.000 Jahre	-
Umlaufgeschwindigkeit um das Zentrum der Galaxis	ca. 225 km/s	-
Entfernung der Sonne zur Erde	149.597.870 km	-
Maximal erreichbares Alter	11.112.000.000 Jahre	-
Verbrauch (Wasserstoff) pro Sekunde	564.000.000 Tonnen / sek.	-

Erforschung der Sonne

Frühe Beobachtungen

Als der wichtigste Himmelskörper für irdisches Leben genoss die Sonne schon vor der Geschichtsschreibung aufmerksame Beobachtung der Menschen. Kultstätten wie Stonehenge wurden errichtet, um die Position und den Lauf der Sonne zu bestimmen, gerade die Zeitpunkte der Sonnenwenden. Es wird vermutet, dass einige noch ältere Stätten auch zur Sonnenbeobachtung benutzt wurden, behütet ist dies aber nicht. Der Verlauf der Sonne sowie besonders Sonnenfinsternisse wurden von den unterschiedlichen Kulturen sehr aufmerksam beobachtet und dokumentiert. Aufzeichnungen aus dem alten China belegen die Beobachtungen besonders heftiger Sonnenfleckentätigkeit. Sonnenflecken können mit bloßem Auge wahrgenommen werden, wenn die Sonne tief am Horizont steht und das Sonnenlicht durch die dichte Erdatmosphäre „gefiltert” wird.

Beobachtungen mit Teleskopen

Auch europäisch hatte man zu der damaligen Zeit Sonnenflecken wahrgenommen, wobei man sie allerdings für „atmosphärische Ausdünstungen“ hielt. Erst die Entwicklung des Teleskops führte zu einer systematischen Erforschung des Phänomens. Anno 1610 beobachteten Galileo Galilei und Thomas Harriot die Ortschaft erstmalig mit Teleskop. Johann Fabricius beschrieb sie 1611 als Gewinner in einer wissenschaftlichen Abhandlung. Die beobachtete Migration der Dorf auf der Sonnenscheibe führte er korrekt auf die Eigenrotation der Sonne zurück. 1619 postulierte Johannes Kepler einen Sonnenwind, da der Schwanz von Kometen immer von der Sonne weggerichtet ist.

1775 vermutete Christian Horrobow bereits, dass die Sonnenflecken einer gewissen Periodizität unterliegen. 1802 wies William Hyde Wollaston zum ersten Mal dunkle Linien (Absorptionslinien) im Sonnenspektrum nach. Joseph von Fraunhofer untersuchte die Linien ab 1814 systematisch, sie werden daher auch als „Fraunhoferlinien“ bezeichnet. 1843 publizierte Samuel Heinrich Schwabe seine Entdeckung des Menstruation der Sonnenfleckenaktivität. 1849 wurde die Sonnenfleckenrelativzahl eingeführt, die die Anzahl und Größe der Sonnenflecken wiedergibt. Seitdem werden die Ortschaft regelmäßig beobachtet und gezählt. 1889 entwickelte George Ellery Hale den Spektroheliographen. Henry Augustus Rowland vollendete 1897 einen Landkarte des Sonnenspektrums, der sämtliche Spektrallinien enthält. 1908 entdeckte George Ellery Hale die Aufsplittung von Spektrallinien im Bereich der Sonnenflecken durch magnetische Kräfte (Zeeman-Effekt). 1930 beobachtete Bernard Ferdinand Lyot die Sonnenkorona außerhalb einer totalen Finsternis.

Lange unklar war allerdings, von wo die Sonne ihre Energie bezieht. So hatte man die Vorstellung, dass die Sonne ein glühender, brennender Körper sei. Allerdings hätte der Energieträger nur für einige tausend Jahre gereicht. William Thomson, der spätere Lord Kelvin, ging davon aus, dass die Sonne durch die eigene Schwerkraftwirkung schrumpfe und die Bewegungsenergie der Sonnenteilchen in Wärme umgewandelt würde. So könnte die Sonne für etwa hundert Mio. Jahre Energie abgeben. Mit der Entdeckung der irdischen Radioaktivität stellte man allerdings fest, dass die Gesteine der Erdkruste zahlreiche Tausend Millionen Jahre alt sein müssen. Erst die Entschlüsselung der atomaren Vorgänge brachte eine Lösung. Ernest Rutherford beschrieb einen Zusammenhang zwischen Radioaktivität und Kernumwandlung. Arthur Stanley Eddington folgerte, dass im Innern der Sterne Elemente verschmelzen und in sonstige umgewandelt werden, wobei Energie freigesetzt wird. Da bei spektroskopischen Untersuchung hauptsächlich Element festgestellt wurde, ging man davon aus, dass dieses Element eine entscheidende Rolle spiele. 1938 beschrieb Hans Bethe schließlich die Prozesse Proton-Proton-Reaktion, die im Innern der Sonne ablaufen.

1942 wurde festgestellt, dass die Sonne Radiowellen ausstrahlt. 1949 wies Herbert Friedman die solare Röntgenstrahlung nach.

Im Laufe der Zeit wurden spezielle Sonnenobservatorien errichtet, die ausschließlich der Beobachtung der Sonne dienen.

1960 wurde die Erschütterung der Photosphäre nachgewiesen. Dies war der Beginn der Helioseismologie, die die Eigenschwingungen der Sonne untersucht und daraus den inneren Aufbau sowie Prozesse ableitet.

Zur Messung der Bräunenneutrinos wurden riesige unterirdische Detektoren errichtet. Die Ungereimtheit zwischen dem theoretischen und tatsächlich gemessenen Neutrinofluss führte seit den 1970ern zum so genannten solaren Neutrinoproblem: Es konnte nur etwa 1/3 der erwarteten Neutrinos detektiert werden. Dies ließ zwei Möglichkeiten zu. Entweder war das Sonnenmodell falsch und der erwartete solare Neutrinofluss wurde überschätzt, oder die Neutrinos können sich auf dem Weg zur Erde in eine alternative „Art“ umwandeln (Neutrinooszillation). Erste Hinweise für diese Neutrinooszillation wurden im Anno 1998 am Super-Kamiokande entdeckt und inzwischen allgemein bestätigt.

Erforschung durch Satelliten und Raumsonden

Eine Reihe von Satelliten wurde für die Beobachtung der Sonne in eine Erdumlaufbahn geschickt. Mit der Satelliten können gerade Wellenlängenbereiche untersucht werden (Ultraviolett, Röntgenstrahlung), die anderenfalls von der Erdatmosphäre absorbiert werden. So hatte z.B. die 1973 gestartete Raumstation Skylab u. a. ein Röntgenteleskop an Bord.

Mit Hilfe von Raumsonden versuchte man u. a. der Sonne näher zu kommen, um die Umgebung der Sonne studieren zu können. Dies war und bleibt dank von sehr hohen Temperaturen und intensiver Glanz ein technisch sehr schwieriges Unterfangen. So konnten die 1974 und 1976 gestarteten deutsch-amerikanischen Helios-Sonden sich der Sonne nur bis auf 43,5 Mio. Kilometer nähern.

Die 1990 gestartete Raumsonde Ulysses verfolgte übrige Ziele. Sie sollte die Pole der Sonne studieren, die sowohl .... als auch von der Erde, und von Satelliten und Raumsonden, die sich in der Planetenebene bewegen, unerkennbar sind. Dies war nur mit einer Änderung der Bahnebene der Raumsonde um 90° erreichbar. Zu diesem Zweck flog Ulysses zunächst zum Riesenplaneten Jupiter, wo durch ein Swing-By-Manöver die Bahnebene der Sonde geändert wurde. Dadurch konnte Ulysses die Planetenebene verlassen und überflog seit schon zweimal die beiden Pole der Sonne. Mit konventionellen Raketenantrieben, ohne den Vorbeiflug am Jupiter, wäre eine solche Mission nicht möglich gewesen.

1995 wurde die größtenteils von Okzident gebaute Sonde SOHO in Entwicklung Sonne gestartet. SOHO befindet sich nun im Lagrangepunkt L1 und beobachtet die Sonne mit zwölf verschiedenen Instrumenten. Sie liefert tägliche Aufnahmen der Sonne und trägt wesentlich der Prädiktion der Sonneneruptionen und Stürme bei. 1998 folgte der Satellit TRACE zur Unterstützung von SOHO.

2001 startete die Genesis-Raumsonde, die kurz darauf eine Position im Lagrangepunkt L1 bezog und dort 2,5 Jahre lang üben des Sonnenwindes sammelte, die anschließend zur Erde gebracht werden sollten. Dadurch sollte die genaue Isotopenzusammensetzung des Sonnenwindes ermittelt werden. Im September 2004 trat die Drag�e mit den üben in die Erdatmosphäre ein, schlug jedoch auf Grund eines nicht entfalteten Fallschirms hart auf der Erde auf. Einige der Durchspielen haben den Aufprall dennoch überstanden und werden aktuell von Wissenschaftlern studiert.

Zentrum 2006 sollen die beiden STEREO Raumsonden starten und zum erstemal ein 3-Dimensionales Bild der Sonne und ihrer Umgebung liefern. Dazu wird eine Sonde im Lagrangepunkt L4 und eine im Lagrangepunkt L5 stationiert.

Für 2015 plant die europäische Raumfahrtbehörde ESA eine Raumsonde namens Solar Orbiter, die sich der Sonne bis auf 45 Sonnenradien (etwa 30 Mio. Kilometer) nähern und dabei Strukturen von 100 km Größe auflösen können soll.

Sichtbare Erscheinungen und Beobachtung der Sonne

Mit Teleskopen kann man Aktivitäten der Sonne in Form von Protuberanzen und Sonnenflecken sichtbar machen. Im gleichen Sinne zu beobachten sind dort heftige Ausbrüche, so genannte Flares, die schon mit kleinen Instrumenten als hellere und damit heißere Gebiete erkennbar sind. Die Sonnenscheibe hat von der Erde aus betrachtet einen Diameter von ca. 32 Bogenminuten, wobei die exakte Größe von der momentanten Entfernung der Erde von der Sonne abhängt. Im Perihel erscheint die Sonnenscheibe am größten, im Sonnenferne am kleinsten.

Vorsicht, eine direkte Beobachtung der Sonne mit oder ohne Fernrohr ist gefährlich für die Augen!

Die Sonnenbeobachtung geschieht am einfachsten, indem das Okularbild eines Teleskops oder Fernglases auf eine weiße Fläche (z.B. eine Leinwand oder ein Stück Pappe) projiziert wird. Die Abbildung der Sonne kann arglos betrachtet werden. Dieses Verfahren nennt man Okularprojektion.

Gleichfalls möglich ist eine Beobachtung mit Hilfe von speziellen Sonnenfiltern, dies sind Folien oder beschichtete Gläser, die vor das Auge gehalten oder vor dem Objektiv angebracht werden. Eine detaillierte Beobachtung ist außerdem mit einem Herschelprisma oder Pentaprisma möglich.

Bei allen beschriebenen Beobachtungsverfahren wird das gesamte Spektrum des Sonnenlichts gedämpft, die Sonne wird im „Weißlicht“ beobachtet. Dabei werden Sonnenflecken, Flares und die Granulation sichtbar.

Um Protuberanzen zu beobachten, bedarf es besonderer Bauteile oder Teleskope. Bei einem Protuberanzenansatz wird die Sonne per eines Scheibchens abgedeckt – es wird sozusagen eine künstliche totale Sonnenfinsternis erzeugt. Die am Sonnenrand aufsteigenden Protuberanzen werden durch einen sog. H-alpha-Filter beobachtet. Dies ist ein besonders schmalbandiger Interferenzfilter, der nur das tiefrote Helligkeit des ionisierten Wasserstoffes durchlässt. Eine Beobachtung der gesamten Sonnenoberfläche in diesem Spektralbereich ermöglichen sog. H-alpha-Teleskope. Damit können Protuberanzen, Filamente, Städtchen und Flares beobachtet werden. Diese Teleskope sind in den letzten Jahren sehr preisgünstig geworden und werden von Amateurastronomen steigernd eingesetzt.

Die Korona kann nur bei einer totalen Sonnenfinsternis oder durch eines speziellen Gerätes, dem Koronographen, beobachtet werden.

Mit freiem Auge kann die Sonne nur bei dunstigem Himmel kurz nach Morgendämmerung oder kurz vor Zwielicht betrachtet werden. Die Erdatmosphäre schluckt den größten Teil des Lichts, gerade auch der UV-Strahlung. Allerdings verringert die Atmosphäre in Horizontnähe auch stark die Abbildungsqualität und bewirkt eine vertikale Knick des Sonnenbildes als Folge der Lichtbrechung. Dass die untergehende Sonne in Horizontnähe größer aussieht, ist im Kontrast dazu nicht, wie oft vermutet, eine Folge der Refraktion an den Luftschichten, zugunsten eine optische Täuschung, die von der Wahrnehmungspsychologie unter dem Begriff Mondtäuschung untersucht und erklärt wird.

Optische Erscheinungen

Zwar sind alle Phänomene der atmosphärischen Optik direkt oder über Umwege an das Sonnenlicht geknüpft, mehrere von ihnen zeigen sich jedoch direkt bei oder mit der Sonne als solches und haben damit einen hervorgehobenen Bezug. Dies gilt in erster Linie für Sonnenauf- und Sonnenuntergang, doch auch so gut wie für alle Halophänomene, wie die 22°-Halo, die Nebensonnen oder aberLichtsäulen. Ein besonderes Phänomen, dass den Begriff der Sonnenstrahlen geprägt hat, sind die Strahlenbüschel. Sehr selten sind Grüne Blitze.

Entwicklung der Sonne

Die Sonne entstand vor 4,6 Mrd. Jahren durch den gravitativen Zusammenbruch einer interstellaren Gaswolke. Dieser Kollaps, in dessen Verlauf auch die Planeten entstanden, und die anschließende Relaxationsphase war nach etwa 50 Mio. 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 Milliarde Jahren zu einem Weißen Zwerg, der von einem Planetarischen Nebel umgeben ist.

Dieser Ablauf lässt sich dieser Tage mit Hilfe von der Gesetze der Physik und der Wissensstand kernphysikalischer Prozesse aus Laborexperimenten, recht genau im Computer modellieren. Die Kenndaten der einzelnen Phasen sind in der Tabelle angegeben (Lit.: Sackmann, 1993)

(TID 204267)

. Der Index Null markiert die heutigen Kenndaten der Sonne, das heißt im Alter von 4,6 Milliarde Jahren.

Phase	Zeit in   Millionen J.	Leuchtkraft / L0	Radius / R0
Hauptreihenstern	11.000	0,7–2,2	0,9–1,6
Übergangsphase	700	2,3	1,6–2,3
Roter Riese	600	2,3–2.300	2,3–166
Beginn des He-Brennens	110	44	ca. 10
He-Schalenbrennen	20	44–2.000	10–130
Instabile Phase	0,4	500–5.000	50–200
Übergang zu Weißem Zwerg     mit Planetarischem Nebel	0,1	3.500	100–0,08

Protostern

Vor ca. 4,6 Mrd. Jahren zog sich eine riesige Gas- und Staubwolke unter ihrer eigenen Anziehungskraft zusammen. Mittig der Wolke wurde die Materie immer dichter zusammengepresst, wobei Druck und Kälte immer weiter anstiegen. Zu diesem Zeitpunkt wurden schon große Energiemengen gut in Form von Brillianz abgegeben. Dieses Stadium nennt man einen Protostern.

Hauptreihenstern

Die Wärme und der Druck zentral stiegen so weit an, bis die Kernfusionsprozesse einsetzten. Dadurch wurde ein Strahlungsdruck wirksam, der der Schwere entgegenwirkte. Die andere Zusammenziehung wurde aufgehalten, der Stern stabilisierte sich. Die Sonne hatte das Stadium eines sogenannten Hauptreihensterns erreicht. In dieser Phase verweilt sie 11 Milliarde Jahre. In dieser Zeit steigt die Leuchtkraft um das Dreifache von 0,7 L₀ auf 2,2 L₀ und der Bereich auf fast das Doppelte von 0,9 R₀ auf 1,6 R₀ an. Im Alter von 5,5 Tausend Millionen Jahren, das bedeutet in 0,9 Mrd. Jahren ab heute, überschreitet die mittlere Wärme auf der Erdoberfläche den für höhere Geschöpf kritischen Wert von 30 °C (Lit.: Bounama, 2004)

(TID 204267)

. Eine zusätzliche Milliarden Jahre später werden 100 °C erreicht. Im Alter von 9,4 Tausend Millionen Jahren versiegt der Hydrogenium 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 zuallererst nicht zu einer Veränderung der äußerlich sichtbaren Sonnenparameter.

Im Dauer von 11 bis 11,7 Milliarde Jahren beginnt eine Kontraktionsphase der ausgebrannten 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. So weit wie diesem Zeitpunkt beträgt der Massenverlust durch Sonnenwind weniger als ein Promille.

Roter Riese

Im Abstand von 11,7 bis 12,3 Tausend Millionen Jahren setzt ein tragisch beschleunigter Anstieg von Leuchtkraft und Rahmen ein. Durch die Zunahme der Oberfläche strahlt die Sonne noch rötlicher. In der Endphase dieser Entwicklung erreicht die Sonne eine Leuchtkraft von 2.300 L₀ und einen Rahmen von 166 R₀. Das entspricht etwa dem Bereich der Orbit 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 so weit wie 1,3·10^-7 M₀ jährlich 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 jeweilig 38 % zunehmen. Da die Kernzone der Sonne keine Energie mehr produziert, gibt sie der Gravitation weiter nach und kontrahiert, bis schließlich die Dichte ungefähr auf das 10.000fache des heutigen Wertes angestiegen ist.

Helium-Blitz und -Brennphase

Durch die Verkürzung der Zentralregion steigt dort die Kälte schließlich auf 10⁸ K. Bei diesem Wert setzt die Vereinigung von Heliumgas zu Kohlenstoff ein. Durch der extremen Dichtheit von der Größenordung 10⁶ g/cm³ mittig und der damit verbundenen Neutrino-Kühlung, zündet die Fusionsreaktion zunächst innerhalb einer heißeren kugelschalenförmigen Zone um das Zentrum. Gewöhnlich würde die dabei freiwerdende Energie zu einer Zuwachs des Kerns führen, die die Kälte stabilisiert. Die Kernzone befindet sich jedoch in einem besonderen quantenmechanischen Entartungszustand, was zur Folge hat, dass die Energie zunächst in die Auflösung der Niedergang investiert wird. Daher ist zunächst kein stabiler Zustand möglich, so dass die Heliumfusion in Form einer gigantischen Schlag einsetzt, die als Helium-Blitz (helium flash) bezeichnet wird. Dabei steigt für zahlreiche Sekunden die Sonnenleistung auf 10¹⁰ L₀. Das entspricht etwa 10 % der Leuchtkraft der gesamten Milchstraße. Erst nach einem Umsatzvolumen von 3 % des Heliumreservoirs setzt eine Extension ein und stoppt diese Leistungsexkursion. Diese Detonation findet nur im Zentralbereich zugunsten und ist äußerlich zunächst nicht bemerkbar. Sie drängt jedoch die Wasserstofffusionszone weiter nach außen, deren Wärme daher abnimmt und damit auch der Energieumsatz. Merkwürdigerweise sinkt damit als äußerliche Folge des Helium-Blitzes innerhalb der nächsten 10.000 Jahre die Leuchtkraft ab und zwar um fast einen Faktor 100. Es folgt eine Phase von 1 Million Jahren, in denen die Sonnenparameter schwingen bis sich ein stabiler Zustand der Heliumfusion zentral einstellt, der anschließend 110 Mio. Jahre anhält. Gleichzeitig brennt auch die schalenförmige Wasserstofffusionszone weiter außen weiter. In dieser Zeit bleibt die Leuchtkraft haarscharf ständig bei 44 L₀ und der Reichweite bei 10 R₀.

Heliumschalen-Brennen

Danach ist auch das Heliumgas im Sonnenzentrum ermattet und es beginnt eine Phase des Heliumschalen-Brennens, die 20 Mio. Jahre andauert. Damit vorliegen nun zwei ineinander geschachtelte schalenförmige Fusionszonen. Zentral sammelt sich Kohlenstoff und kontrahiert gravitativ. Damit ist ein erneuter enormer Anstieg der Leuchtkraft auf 2.000 L₀ und eine Zunahme des Reichweite auf 130 R₀ verbunden. Gegen Ende verliert die Sonne dabei einen Massenanteil von 0,1 M₀.

In den letzten 500.000 Jahren dieser Phase normal man in Zusammenhang mit der Wechselwirkung zwischen dem kontrahierenden Kern und der Heliumfusionszone alternative instabile Situationen, bei denen kurzzeitige Leistungsexkursionen durch Heliumfusion mit etwa 10⁶ L₀ eintreten können. Ein wahrscheinliches Anwendungsbereich wären zum Beispiel vier solcher Helium-Blitze im Abstand von etwa 100.000 Jahren. Als Folge jedes dieser Helium-Blitze und der damit verbundenen Ausdehnung der Wasserstoffschale kann die Verschmelzung dort in den folgenden 200 Jahren vorübergehend völlig zum Stagnation kommen. Die äußerliche Folge eines Helium-Blitzes wäre daher wiederum zunächst eine Dämpfung der Leuchtkraft. Nach 400 Jahren erreicht die Energie des Helium-Blitzes die Oberfläche. Leuchtkraft und Skopus steigen an und relaxieren in den folgenden 10.000 Jahren wieder. Dabei werden Variationen der Leuchtkraft zwischen 500 L₀ und 5.000 L₀ alltäglich sowie Radiusvariationen zwischen 50 R₀ und 200 R₀. In den Phasen maximaler Ausdehnung hinreichend die Sonnenoberfläche bis an die heutige Erdbahn heran. Nur durch die Zunahme des Erdbahndurchmessers entkommt die Erde der völligen Vernichtung. Gleichzeitig stößt die Sonne in diesen Phasen im Allgemeinen 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 intern Kern freigelegt, der grundsätzlich aus hochverdichtetem Kohlenstoff und Sauerstoff besteht. Sein Skopus beträgt nur noch 0,08 R₀, dafür aber seine Oberflächentemperatur 120.000 K. Seine Leuchtkraft beträgt anfänglich 3.500 L₀. Auf Basis von der hohen Kälte enthält diese Brillianz einen enormen Anteil von ultravioletter Strahlung, welche die abgestoßene Gaswolke der Sonne nun zum Leuchten anregt. Da die Tempo 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 übereinkommen 10.000 Jahren wieder, und mittig bleibt der strahlende Rest der Sonne, den man als Weißen Gnom bezeichnet.

Er hat nur etwa die Größe der Erde, aber eine Masse von 0,55 M₀. Seine Dichtheit beträgt daher etwa eine Fass pro Kubikzentimeter. Er besitzt keine innerer Energiequelle, so dass seine Abstrahlung zu einem Wärmeverlust führt. Nach einer vergleichsweise raschen Abkühlung im Anfangsphase durch die extreme Leuchtkraft sinkt die Oberflächentemperatur auf Werte, bei denen eine Brillianz zwecks der deutlich niedrigeren Leuchtkraft über zahlreiche zwölf Stück Mrd. Jahre möglich ist, vorher die Sonne als Schwarzer Zwerg im optischen Spektralbereich gänzlich erlischt.

Siehe auch

• Astronomie
• Kosmologie
• Sonnenaktivität
• Sonnenforschung

Literatur

• Kenneth R. Lang: Die Sonne - Stern unserer Erde, Springer- Verlagshaus Berlin, Heidelberg, New York, 1996, ISBN 3-540-59437
• Rudolf Kippenhahn: Der Stern von dem wir leben, DVA, 1990, ISBN 3-421-02755-2
• Helmut Scheffler, Hans Elsässer: Physik der Sterne und der Sonne, BI Mannheim, 1990, ISBN 3-411-14172-7
• I.-J. Sackmann et al: Our Sun. III. Present and Future, Astrophysical Journal, 418, S. 457–468, Nov. 1993 Online-Version
• C. Bounama, W. v. Bloh, S. Franck: Das Ende des Raumschiffs Erde, Spektrum der Wissenschaft, Oktober 2004, S. 52–59
• Wolfgang Mattig, Die Sonne, Beck'sche Reihe Bd.2001, ISBN 3-406-39001-3
• Wolfgang Mattig, Artikel in SONNE 103
• Michael Stix, The Sun - An Introduction, Springer, 2004, ISBN 3-540-20741-4

Weblinks

• Homepage des Kiepenheuer Instituts für Sonnenphysik, Freiburg
• Homepage der optischen Sonnenphysik am Astrophysikalischen Institut Potsdam, Potsdam
• Homepage der radio Sonnenphysik am Astrophysikalischen Institut Potsdam, Potsdam
• Raumfahrer.net: Die Sonne
• Bilder von der Sonne (NASA)
• „Cinema del Sol“: animierte Protuberanzen und Sonnenflecken
• Informationen zur Sonnenbeobachtung mit Bildergalerie
• Sonnenauf- und untergangszeit für jedes Datum und viele Orte
• Solar and Heliospheric Observatory (SOHO)
• U.S. Naval Observatory - Koordinaten und Postitionsdaten der Sonne, Auf- und Untergangszeiten, Sonnen- und Mondfinsternisse

(TID 222120)

(TID 269231)

(TID 223246)

Videos

• Real Video (Aus der Fernsehsendung Alpha Centauri):
  • Woher hat die Sonne ihre Energie?
  • Ist die Sonne etwas Besonderes?
  • Steuert die Sonne unser Wetter?
  • Krümmt die Sonne den Raum?
  • Was sind Sonnenflecken und Sonnenstürme?

(TID 223074)

(TID 141504)

(TID 368498)

ar:شمس

fa:خورشید am:ፀሐይ af:Son als:Sonne ang:Sunne ast:Sol id:Matahari ms:Matahari zh-min-nan:Ji̍t-thâu su:Panonpoé be:Сонца bg:Слънце br:Heol ca:Sol cs:Slunce sr:Сунце cy:Haul da:Solen pdc:Sunn el:Ήλιος en:Sun eo:Suno es:Sol et:Päike eu:Eguzki fr:Soleil ga:Grian gl:Sol he:השמש hr:Sunce io:Suno ia:Sol ilo:Init is:Sólin it:Sole kw:Howl sw:Jua ku:رۆژ la:Sol li:Zon lt:SaulÄ� lv:Saule hu:Nap (égitest) mt:Xemx nah:Tōnatiuh nap:Sole nrm:Solé nds:Sünn nl:Zon no:Solen pam:Aldo pl:Słońce pt:Sol qu:Inti ro:Soare ru:Солнце scn:Suli sh:Sunce simple:Sun sk:Slnko sl:Sonce fi:Aurinko sv:Solen tl:Araw (astronomiya) vi:Mặt Trời tr:Güneş uk:Сонце th:ดวงอาทิตย์ ko:태양 gu:સૂર્ય hi:सूर्य ja:太陽

zh:太阳

(TID 4784)

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