„Habe nun ach! Philosophie, Juristerei und Medizin, und leider auch Theologie! durchaus studiert mit heißem Bemühn. Da steh ich nun, ich armer Tor! und bin so klug als wie zuvor; heiße Magister, heiße Doktor gar, und ziehe schon an die zehen Jahr herauf, herab und quer und krumm meine Schüler an der Nase herum – und sehe, dass wir nichts wissen können!

Das will mir schier das Herz verbrennen!“ 

- Faust I, S. 354–365

1. Sonne

Die Sonne (astronomisches Zeichen: ) ist ein Stern und gravitatives Zentrum des Sonnensystems.

Zusammensetzung

Wasserstoff (73,5%); Helium (25&);

Eisen, Sauerstoff... (1,5%)

Alter

4,57 x 109 Jahre

Helligkeit

4,83 mag (absolut), -26,74 mag (scheinbar)

Masse

1 Msol/ = 1,989 x 1030 kg

Entfernung zur Erde

1AE = 149,6 Mio. km

Durchmesser

2. Rsol = 1,392 Mio km

Oberfläche

6,09 x 1018 m2

Volumen

1,41 x 1027 m3

Fallbeschleunigung

274 m/s2

Leuchtkraft

1 Lsol = 3,847 x 1026W

Rotationsperiode

26,8 – 36 Erdentage

Neigung der Rotationsachte

7 Grad 15 Minuten 

Dichte

1,409 g / cm3

Fluchtgeschwindigkeit a. d. Oberfläche

617,3 km/s

Oberflächentemperatur

5780K

1.1. Aufbau der Sonne

A) Der Kern

Sterne wie die Sonne bestehen aus Gas, ganz im Gegensatz zu den festförmigen Planeten, wie es die Erde einer ist. Die Sonne lässt sich somit als Gaskugel denken, deren Dichte nach außen hin stetig abnimmt. Im Inneren der Sonne befindet sich der Sonnenkern, ein heißer, radiativer (bedeutet: durch Strahlung bestehender) Kern. Er umfasst etwa 1,5% des Sonnenvolumens und beinhaltet ca. 50% der Sonnenmasse. Bei rund 15 Mio. K laufen in ihm thermonukleare Fusionsprozesse (bspw. der pp-Zyklus) ab, aus der die Sonne ihre Energie bezieht. Im Laufe dieser Prozesse entstehen Photonen, die nach außen drängen, zwischendrin gestreut, reemittiert und schließlich an der Sonnenoberfläche emittiert werden.

B) Strahlungszone & Konvektionszone

Zwischen Sonnenkern und Sonnenoberfläche lassen sich grob zwei Zonen zeichnen. Die Strahlungszone umschließt den Kern, leitet die dort freigesetzte thermische Energie durch Diffusion von Strahlung weiter nach außen. Zwischen der Entstehung eines der hochenergetischen Lichtteilchen und seinem Austreten an der Sonnenoberfläche können jedoch auch gut mal 10 Millionen Jahre vergehen, was u.a. daran liegt, dass es immer wieder an Plasmateilchen gestreut, abgelenkt oder sogar absorbiert wird. Weil die Strahlungszone mit 5 Mio. K. nur noch ein Drittel so heiß ist wie der in ihr liegende Kern, können bei ihr keine Kernfusionsprozesse mehr ablaufen, sie ist dafür zu kalt und die Dichte ist zu gering.

Eine kompakte Übersicht zum Aufbau der Sonne, © NASA
Eine kompakte Übersicht zum Aufbau der Sonne, © NASA

Oberhalb der Strahlungszone liegt die Konvektionszone. In der Konvektionszone wird Energie nicht mehr durch Strahlung, sondern durch Strömung (Konvektion) des Plasmas weiter nach außen transportiert. Dabei steigen heiße Materieblasen gen Außenseite, kühlen dort ab und sinken sodann wieder ins Sonneninnere hinab, wo sie erneut erhitzt werden und aufsteigen. Da das aufsteigende Plasma heißer und damit auch heller ist als das absteigende, lässt sich eine Granulation beobachten.

C) Photosphäre & Chromosphäre

Diese Granulationen entfalten sich auf der Photosphäre. Der Photosphäre entweicht das für uns sichtbare Licht in den Weltraum, es handelt sich also um die für uns sichtbare Oberfläche der Sonne, also das, was wir als Sonne wahrnehmen. Mit dem Licht wird selbstverständlich auch die gesamte im Kern erzeigte Energie nach außen getragen, manchmal in Form eines gewaltigen Materiestroms, den man dann Protuberanz oder Sonnenfackel nennt. Aber was sind Granulationen überhaupt? Unter dem Begriff Granulation assoziiert der Astronom sehr allgemein die körnige Struktur von Sternoberflächen. Visuell zeigt sich eine solche Granulation als kleinkörnige Oberfläche mit dunklen Abgrenzungsrändern, den Granulen. Ihren Ursprung haben Granulationen, siehe letzter Abschnitt, in riesigen der Konvektionszone entsteigenden Gasströmen.

Die Chromosphäre schließt sich der Photosphäre an und kann nur mit optischen Hilfsmitteln oder während einer Sonnenfinsternis als rosaroter Kranz an den Sonnenrändern beobachtet werden. In diesem glücklichen Fall sieht man an den äußeren Grenzen der Sonne Spicules (kleine, nadelähnliche Strahlen) und Flares (Sonneneruptionen) tanzen.

D) Korona

Auch die äußerste Schicht der Sonne lässt sich mit Hilfsmitteln („Koronographen“) oder zu Zeiten einer totalen Sonnenfinsternis beobachten. Sie erscheint uns in diesem Fällen als solarer Strahlenkranz, daher auch ihr Name Korona (dt. „Krone“) und grenzt an der einen Seite an der Chromosphäre und geht in der anderen in den interstellaren Raum über. Die Korona lässt sich als Atmosphäre der Sonne charakterisieren.

Aufnahme der Chromosphäre und der Korona während einer totalen Sonnenfinsternis; Urheber: Luc Viatour
Aufnahme der Chromosphäre und der Korona während einer totalen Sonnenfinsternis; Urheber: Luc Viatour

3. Verweise

  • Erde: Die Sonne ist der erdnächste Stern (im Mittel: 150 Millionen Kilometer bzw. 1 AE) und das Zentralgestirn unseres Sonnensystems.

  • Esoterik: Seit Menschengedenken wird die Sonne mystisch, religiös, esoterisch und kultisch verehrt.

  • Gravitationswellen: Der Umlauf der Erde um die Sonne erzeugt Gravitationswellen, allerdings unmessbar schwache. Die so erbrachte Leistung beträgt gerade einmal 300 Watt.

  • Horizont: Was einen Horizont, also die Beobachtbar- und Nichtbeobachtbarkeit von etwas für jemanden, genau konstituiert, ist unterschiedlich. Beim „bekannten“ Horizont ist es die Kugelform der Erde, die Bewegung der Himmelskörper und die Stellung des Beobachters. Von diesen drei Faktoren hängt ab, ob die Sonne am Horizont zu sehen ist oder nicht.

  • Jahreszeiten: U.a. der Himmelslauf der Sonne termiert die irdischen Tages- und Jahreszeiten in ihrer Heterogenität.

  • Leben: Für unseren blauen Planeten ist die thermonuklear gespeiste, elektromagnetische Strahlung der Sonne das Lebenselixier. Ohne Sonne kein Leben in der Form, wie wir es heute kennen.

  • Magnethydrodynamik: Auffallend an der Korona ist ihre deutlich geringere Dichte und signifikant höhere Temperaturen im Vergleich zu den tiefer liegenden Schichten. Warum aber die Korona zwischen 2 bis 5 Millionen Grad heißer als die unter ihr liegende Chromosphäre ist, war lange Zeit ein Rätsel. Ein wenig Licht ins Dunkle konnte die Magnethydrodynamik bringen, indem sie die Aufheizung der Korona mit magnetischen Phänomenen zu erklären versucht. Ganz geklärt ist der Effekt der Koronaheizung in der Sonnenphysik aber bis heute nicht.

  • Neutrino: Neutrinos spielen ja fast überall in der Physik eine außergewöhnliche Rolle, so auch wenn es um die Sonne geht. Das sog. Standardsonnenmodell, aus dem sich Masse, Leuchtkraft, Temperaturverteilung usw. der Sonne ableiten lassen, wurde vor 40 Jahren auf den Prüfstand gestellt. In den 1960er lag man Maß an den Neutrinofluss auf der Erde an, die Diskrepanz zwischen dem erwarteten und tatsächlich gemessenen Wert ist heute als solares Neutrinoproblem (solare Neutrinos) en vogue.

  • Physik: Und weil es physikalisch so viel über die Sonne zu wissen gibt, widmet sich auch eine ganze physikalische Disziplin dieser Aufgabe. Die Sonnenphysik hat Fragen wie die hier gestellten zum Gegenstand – und thematisiert noch unzählige andere. Etwa die Wechselwirkung des Sonnenwindes mit dem Erdmagnetfeld und der Ionosphäre. Die Sonnenphysik kann als ein Teilbereich der Stellarphysik aufgefasst werden und ist für selbige natürlich ein Glücksfall. Kein anderer Stern steht unseren Teleskoplinsen so nahe und kein anderer Stern lässt sich daher so exakt untersuchen.

  • Polarlicht: Ein weiterer, interessanter Forschungsbereich der Sonnenphysik ist der Zusammenhang zwischen Sonnenwind und Polarlichter. Ist der Teilchenstrom des Sonnenwindes stark genug, kann er bis zur Erde reichen. Dort verweilen die Partikel in der Erdmagnetosphäre und rufen die farbenfrohen Polarlichter an unserem Nachthimmel hervor. Übrigens sind Sonnenstrahlen keine wirklichen Strahlen, das dient lediglich zur Veranschaulichung, sondern vielmehr kompakte Lichtbündel, deren Verlauf aufgrund einer Streuung (bspw. in der Luft) sichtbar wird.

  • Raumfahrt: Für die Konstruktion interplanetarer Raumflugkörper ist ein Sonnensegel von großem Nutzen. Es bedient sich der Strahlungskraft der Sonne und bietet so einen solaren Antrieb.

  • Röntgenstrahlung: Die Sonne emittiert auch Röntgenstrahlung, ein Phänomen, das auf die thermische Strahlung der Korona und Eruptionen der Bremsstrahlung zurückzuführen ist.

  • Sonnensystem: Die Erde ist einer der acht Planeten, die die Sonne umkreisen. Zusammen bilden diese Himmelskörper das Sonnensystem, von dem die Sonne satte 99,86% der Gesamtmasse ausmacht.

  • Stern: Die Sonne wiederum ist ein sehr durchschnittlicher Stern im äußeren Drittel der Milchstraße. Als Zwergstern gehört sie zur Klasse der Hauptreihensterne. Aber Obacht: Man spricht auch oft bei anderen Zentralgestirnen, aus dem Blickwinkel eines in seiner Gravitation gefangenen Körpers, von einer Sonne. Also bspw. von der Sonne Y des Planeten X.

  • Zeit: Mit einer Sonnenuhr lässt sich die Ortszeit ganz einfach anzeigen. Alles, was man dazu braucht, ist ein senkrecht in den Boden gerammter Stab (Gnomon) oder ein parallel zur Erdachse angebrachter Stab (Polos). Der Stabschatten fällt dann stets auf ein Zifferblatt und gibt damit direkt die jeweilige wahre Ortszeit an.

Bildquellen: Anfangsbild, Endbild.

Stand: 2015

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