Lexikon: Sonne

 

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Die Sonne ist der lokale im Zentrum unseres s (auch als Zentralgestirn bezeichnet). Populär wird dieser Begriff auch synonym zu verwendet.

Die Sonne ist für das Leben auf der Erde (Planet)|Erde von zentraler Bedeutung. Alle wichtigen Prozesse, wie das und das selbst, werden durch die Sonnenenergie|Strahlungsenergie der Sonne angetrieben. Auch die werden partiell durch die der Sonne beeinflusst.

Bild: Sun920607.jpg

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Allgemeines

Bild: son-1.jpg-alpha-Licht]] Die Sonne ist der bei weitem größte in unserem Sonnensystem. Ihr Durchmesser beträgt das ca. 109-fache des Erddurchmessers, und sie vereint auf sich 99,9 % der Gesamtmasse des Sonnensystems. Die Sonne ist ein Stern aus der so genannten , ihre ist G2, und sie hat die V. Das bedeutet, dass die Sonne ein relativ gewöhnlicher, gelb leuchtender Stern ist, der sich in der etwa 10 Milliarden Jahre dauernden Hauptphase seiner Entwicklung befindet. Das Alter der Sonne wird auf etwa 5 Milliarden Jahre geschätzt. Die Leuchtkraft der Sonne entspricht einer Leistungsabgabe durch Strahlung von etwa
3,8*10^{26} Watt. Diese Strahlung wird zum Großteil im sichtbaren Licht abgegeben mit einem Maximum im Bereich der Farben Gelb und Grün. Die Farbe der Sonne, die wir daher als gelb wahrnehmen, erklärt sich aus der Sonne#Oberfläche und Umgebung|Oberflächentemperatur der Sonne von etwa 5.700 Â°C. Die zentrale Bedeutung der Sonne für die Prozesse des Lebens auf der Erde zeigt sich auch hier: der Bereich des elektromagnetisches Spektrum|elektromagnetischen Spektrums in dem die Sonne strahlt, ist genau der für uns Menschen und die meisten anderen Lebewesen sichtbare Teil dieses Spektrums.

Die Masse der Sonne beträgt etwa das Doppelte der geschätzten Durchschnittsmasse eines Sterns in der . Diese Masse setzt sich zu 73,5 % aus und zu 25 % aus zusammen. Hinsichtlich der Anzahl der e betragen diese Anteile 92,7 % und 7,9 %. Die restlichen gut 1,5 % der Sonnemasse setzen sich aus zahlreichen anderen Elementen zusammen, vor allem aber und . Im Sonne#Kern|Kern der Sonne entsteht aus dem Wasserstoff durch Helium, so dass der Massenanteil des Wasserstoffs zugunsten des Heliums in Zukunft weiter sinken wird. Dieser Prozess ist der Motor der Sonne, aus dem sie ihre Energie bezieht, die sie durch Strahlung abgibt. Da die Sonne kein fester Körper wie die erdähnlichen Planeten und Monde ist, sondern ein heißer Gasball, würde die Sonne ohne diesen Prozess der Energiegewinnung instabil. Sie würde nicht nur abkühlen, sondern sich auch auf einen geringen Bruchteil ihres jetzigen Durchmessers zusammenziehen.

Die Sonne vollzieht am in 25,4 Tagen eine Drehung um die eigene Achse, in der Umgebung der Pole dauert eine solche Drehung 36 Tage. Dieser Unterschied in der Dauer eines Sonnentages wird als differenzielle Rotation bezeichnet.

Kulturgeschichte

Bild: Trundholm.jpg]] Die Sonne ist das zentrale Gestirn am Himmel, von ihr hängt alles Leben auf der Erde ab.

Diese überragende Bedeutung war den Menschen seit Alters her bewusst. Viele frühere Kulturen verehrten sie als Gottheit. Die regelmäßige tägliche und jährliche Wiederkehr der Sonne wurde teils ängstlich erwartet und mittels Sonnenkult|kultischer oder Magie|magischer e beschworen. Besonders das Auftreten einer löste große Bestürzung und Furcht hervor. Im alten glaubte man, ein Drache würde die Sonne verschlingen. Durch die Veranstaltung von großem Lärm versuchte man, das Untier dazu zu bewegen, die Sonne wieder freizugeben. Andererseits machte sich die Menschheit das Wissen über die für alles Leben fundamentalen Perioden und schon seit frühester Zeit nutzbar. Die Sonne ist die natürliche der Menschen und die Abfolge der en führte zur Entwicklung des s, der vor allem nach Erfindung des s für alle Kulturen überlebenswichtig war.

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

Im Antike|antiken verehrte man den Sonnengott , der mit seinem Sonnenwagen täglich über das Firmament fuhr. Allerdings sind aus dem antiken Griechenland auch die erste Überlegungen überliefert, die die Sonne als physikalisches Objekt betrachten. Die wohl älteste dieser Hypothesen stammt dabei von , der die Sonne als eine feurige Ausdünstung oder Wolke benannte. So naiv diese Beschreibung aus heutiger Sicht zwar wirkt, stellt sie doch einen gewaltigen kulturhistorischen Schritt dar, denn die Wahrnehmung der Sonne als ein natürliches Objekt widerspricht fundamental 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 hervor gingen („Wenn die Pferde Götter hätten, sähen sie wie Pferde aus" ) und daraus folgend erste Gedanken zum . Interessant ist dabei sicherlich auch der Vergleich mit dem bereits 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 handelte. Die Thesen des Xenophanes wurden später auch von anderen griechischen Philosophen aufgenommen, z.B. beschrieb der Vorsokratiker die Sonne als glühenden Stein. Diese Auffassungen setzte sich allerdings im Folgenden nicht bei allen Denkern durch und viele spätere Schulen fielen wieder auf eher mythische Erklärungen zurück. Der Volksglaube in Griechenland nahm wahrscheinlich keinerlei Kenntnis von all diesen Überlegungen.

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

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

Im frühen wurde der Sonnengott Tonatiuh von den verehrt. Bei den und den waren Itzamná bzw. Inti die Hauptgottheiten.

Die Beobachtung der Sonne (und anderer Sterne) und die Bestimmung ihrer Bahnpunkte (Äquinoktium|Tag- und Nachtgleiche, Sommer- und Winter) war eine Voraussetzung für die Erstellung von n. Hierdurch konnten wichtige jahreszeitliche Ereignisse vorherbestimmt werden, wie das Eintreffen des hochwassers im alten Ägypten, der günstigste Zeitpunkt der Saat oder das Eintreffen der für die Seefahrt gefährlichen Herbststürme. Vorchristliche Kultstätten, wie , waren offensichtlich zu derartigen Beobachtungszwecken errichtet worden. Die Anlage von Stonehenge ist so ausgerichtet, dass am Morgen des tages, wenn die Sonne ihre höchste nördliche Position erreicht, die Sonne direkt über einem Positionsstein ("Fersenstein") aufgeht und die Sonnenstrahlen in gerader Linie ins Innere des Bauwerks eindringen. Bild: Himmelscheibe-von-Nebra-3.jpgDie bronzezeitliche Himmelsscheibe von Nebra scheint ebenfalls 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 Scheibe 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 , hielt sich fast 2.000 Jahre lang. Insbesondere die Kirche verteidigte dieses Weltbild, zumal auch in der dargelegt wird, dass sich die Sonne bewegt. Allerdings zeigte das Modell Schwächen. So konnte die Bewegung der Planeten nur durch komplizierte Hilfskonstruktionen erklärt werden. Bereits Aristarch von Samos postulierte im 2. Jahrhundert v. Chr., dass die Sonne das Zentrum der Welt darstelle. Die Gelehrten Nikolaus von Kues und griffen diesen Gedanken mehr als 1.500 Jahre später wieder auf. Nikolaus Kopernikus versuchte in seinem Werk De Revolutionibus Orbium Coelestium eine mathematische Grundlage dafür zu schaffen, was ihm letztendlich nicht gelang. Sein Werk regte allerdings weitere Forschungen an und bereitete das Fundament für das „Kopernikanische Weltbild“. Kopernikus´ Werk wurde von der Kirche zunächst nicht als Ketzerei 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 ebenfalls zur Erkenntnis einer zentralen Sonne gelangt waren, wurden von der verfolgt. Durch weitere Beobachtungen, exakte Bestimmungen der Planetenbahnen, die Einführung des Teleskops und die Entdeckung der Gesetze der , setzte sich das Heliozentrisches Weltbild|heliozentrische Weltbild allmählich durch.

Die weiteren Fortschritte der Astronomie ergaben schließlich, dass auch die Sonne keine herausragende Stellung im Universum einnimmt, sondern ein Stern unter Abermilliarden Sternen ist.

Bild: Sonnegra.png

Aufbau

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

Kern

Sämtliche freiwerdende Energie stammt aus einer als „Kern“ bezeichneten Zone im Innern der Sonne. Dieser Kern erstreckt sich vom Zentrum bis zu etwa einem Viertel des Radius der sichtbaren Sonnenoberfläche. Obwohl der Kern nur 1,6 % des Sonnenvolumens ausmacht, sind hier rund 50 % der Sonnenmasse konzentriert. Bei einer Temperatur von etwa 15,6 Millionen Kelvin|K liegt die Materie in Form eines s vor. Durch die verschmelzen Wasserstoffkerne zu Heliumkernen, wobei und Neutrino|Elektronneutrinos erzeugt werden. Die erzeugten Heliumkerne haben aufgrund der eine geringfügig geringere Masse als die Summe der ursprünglichen Wasserstoffkerne (). Der Massenunterschied wird gemäß der Formel Relativitätstheorie|E = m c² in Energie umgewandelt (pro Proton-Proton-Fusion ≈ 27 Elektronenvolt|MeV). Im Kern der Sonne werden pro Sekunde 700 Millionen Tonnen Wasserstoff zu 695 Millionen Tonnen Helium Kernfusion|fusioniert, wobei eine Gesamtleistung von ca. 4 Â· 1026 W = 400 Quadrillionen Watt freigesetzt wird.

Eigentlich ist der Sonnenkern zu „kalt“ für eine Kernfusion. Die kinetische Energie der Teilchen reicht rechnerisch nicht aus, um bei einem Zusammenstoß die starken Abstoßungskräfte der positiv geladenen Protonen (Wasserstoffkerne) zu überwinden. Dass dennoch Fusionen stattfinden, ist auf den Quantenmechanik|quantenmechanischen zurück zu führen. Gemäß der Quantenmechanik verhält sich ein Proton 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 gleichsam „durchtunnelt“. Somit ist die Wahrscheinlichkeit einer Fusion 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“ Kernfusion hat für das Sonnensystem und das Leben auf der Erde den entscheidenden Vorteil, dass die Sonne sparsam mit ihren Energievorräten umgeht und über einen langen Zeitraum konstante Energiemengen abstrahlt.

Strahlungszone

Um den Kern herum liegt die so genannte "Strahlungszone", die etwa 70 % des Sonnenradius ausmacht. Im des Weltalls bewegen sich Gammaphotonen mit durch den Raum. Im Innern der Sonne herrscht eine derart hohe Dichte, dass die Photonen immer wieder mit den Teilchen des Plasmas zusammenstoßen, dabei Absorption|absorbiert und wieder abgestrahlt werden. Sie bewegen sich auf einer völligen zufälligen Bahn und Diffusion|diffundieren dabei Richtung Sonnenoberfläche. Statistisch benötigt ein Photon etwa 170.000 Jahre, um die Strahlungszone zu passieren. Dies bedeutet, dass das Licht, welches wir heute von der Sonne erhalten, bereits vor entsprechend langer Zeit erzeugt wurde. Bei jedem Zusammenstoß in der Strahlungszone nimmt die Strahlungsenergie des Photons ab und seine nimmt zu. Die Gammastrahlung wird in umgewandelt. Anders als die Photonen gelangen die Neutrinos nahezu ungehindert durch die Schichten der Sonne, da sie kaum mit Materie in Wechselwirkung treten. Die Neutrinos erreichen, da sie sich mit Lichtgeschwindigkeit bewegen, bereits nach acht Minuten die Erde, wobei sie den Planeten fast ungehindert durchqueren. In jeder Sekunde durchqueren etwa 70 Mrd. Neutrinos einen Quadratzentimeter der Erdoberfläche.

Konvektionszone

An die Strahlungszone schließt sich die "Konvektionszone" an. Am Grenzbereich zur Strahlungszone beträgt die Temperatur noch ca. 2 Mio. Kelvin. Die Energie wird in dieser Zone nicht mehr durch Strahlung abgegeben, sondern durch eine Strömung () der Plasmas weiter nach außen transportiert. Dabei steigt heiße Materie in gewaltigen Strömen nach außen, kühlt dort ab und sinkt wieder ins Sonneninnere hinab. Da das frisch aufgestiegene Plasma heißer und damit heller ist als das absteigende, sind die Konvektionszellen mit einem als Granulation (Astronomie)|Granulation der Sonnenoberfläche erkennbar.

Oberfläche und Umgebung

Bild: HI6563 fulldisk.jpg-α-Linie]] Oberhalb der Konvektionszone liegt eine nur etwa 400 km dicke Schicht, die . Die Temperatur beträgt hier ca. 6.000 K (5.700 Â°C). Hier wird die Energie wieder in Form von Strahlung abgegeben. Erst in der Photosphäre hat die Energie der Photonen soweit abgenommen, dass sie für das menschliche Auge sichtbar sind. Die Photosphäre ist somit eine Kugel aus Licht, die die für uns sichtbare Sonnenoberfläche darstellt. Im Allgemeinen wird die Photosphäre als die eigentliche Oberfläche der Sonne angesehen, obwohl die Sonne keine scharfe äußere Grenze besitzt.

Bild: Solar eclips 1999 4.jpg Über der Photosphäre erstreckt sich die , die bei einer als rötliche Leuchterscheinung zu sehen ist. Die Temperatur 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 , in der die Dichte nochmals um den Faktor 10-4 auf 10-19 g/cm³ abnimmt. Die Temperatur in der Korona kann auf bis zu zwei Millionen Kelvin steigen. Die Ursache dafür liegt darin, dass von der Sonne neben der Strahlung noch zusätzlich Energie durch einen entweder mechanischen oder magnetischen Heizmechanismus, dessen genaue Natur noch unklar ist, in die Korona eingetragen wird. Weil die Dichte der Korona nach außen hin schneller abnimmt, als die Energie abtransportiert werden kann, kommt es an der unteren Grenze der Korona innerhalb weniger hundert Höhenkilometer zu einem Temperaturanstieg um eine Million Grad, bis bei diesen hohen Temperaturen die zusätzliche Heizenergie als entweichen kann. Die Korona kann also nur aufgrund ihrer extrem geringen Dichte so heiß werden. Die bei sen sichtbare Ausdehnung der Korona geht über mehrere Millionen Kilometer. Sie zeigt dabei eine strahlenförmige Struktur und ändert sich mit dem Zyklus der en. Im Sonnenflecken-Maximum verlaufen die Strahlen nach allen Seiten, im Minimum verlaufen sie stark verkürzt zu den Polen.

Magnetfeld

Bild: Sonnenfleck.jpg Bild: son-2.jpg Die Sonne besitzt außerordentlich starke er, die durch die Strömung der Elektrizität|elektrisch leitenden Gase hervorgerufen werden. Die Leitfähigkeit des Plasmas im Sonneninnern entspricht dem von bei Zimmertemperatur. In der Sonne zirkulieren elektrische Ströme in einer Größenordnung von 1012 . Das Innere der Sonne wirkt somit wie ein gigantischer , der die Bewegungsenergie eines elektrischen Leiters in elektrische Energie und ein Magnetfeld umwandelt. Man geht derzeit davon aus, dass dieser Dynamoeffekt nur in einer dünnen Schicht am Boden der Konvektionszone wirksam ist.


Sichtbare Auswirkungen der Magnetfelder sind die en und die en. Sonnenflecken sind relativ kühle Bereiche der Sonnenatmosphäre. Ihre Temperatur liegt zwischen 3.700 und 4.500 K. Durch Spektroskopie|spektroskopische Untersuchungen konnte festgestellt werden, dass im Bereich der Sonnenflecken starke Magnetfelder vorherrschen. Die n von Elementen, die normalerweise bei einer Wellenlänge liegen, erscheinen bei Anwesenheit eines Magnetfeldes dreigeteilt (), wobei der Abstand der Linien proportional zur Stärke des Feldes ist. Die Magnetfeldstärke im Umfeld der Sonnenflecken kann bis zu 0,3 Tesla (Einheit)|Tesla (3.000 Gauß (Einheit)|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.

Bild: Magnetfeld.jpg Sonnenflecken treten in Gruppen auf, wobei meistens zwei auffällige Flecken dominieren, die eine entgegen gesetzte magnetische Ausrichtung aufweisen (ein Fleck ist sozusagen ein „magnetischer Nordpol“, der andere ein „Südpol“). Solche bipolaren Flecken sind meist in Ost-West-Richtung, parallel zum Sonnenäquator, ausgerichtet.

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

Bild: Re_big.png Die Gesamtzahl der Sonnenflecken unterliegt einem Zyklus von rund elf Jahren. Während eines Fleckenminimums sind kaum Sonnenflecken sichtbar. Mit der Zeit bilden sich zunehmend Flecken in einem Bereich von 30° nördlicher und südlicher Breite aus. Diese aktiven Fleckengürtel bewegen sich zunehmend in Richtung Äquator. Nach etwa 5,5 Jahren ist das Maximum erreicht und die Zahl der Flecken nimmt langsam wieder ab. Nach einem Zyklus hat sich das globale Magnetfeld der Sonne umgepolt. Der vorher magnetische Nordpol ist jetzt der magnetische Südpol.

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

Zu Beginn eines Zyklus, im Minimum, ist das globale Magnetfeld der Sonne bipolar 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 zunehmend gestaucht, verdreht und verdrillt werden. Die Magnetfeldlinien ragen zunehmend aus der sichtbaren Oberfläche heraus und verursachen die Bildung von Flecken und Protuberanzen. Nach dem Fleckenmaximum richtet sich das Magnetfeld wieder neu aus.

Pulsation

Die gesamte Sonne Pulsation|pulsiert in unterschiedlichen en. Sie schwingt gleichsam wie eine riesige Glocke. Allerdings können wir die n 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. Aufgrund des s werden die Absorptionslinien des Sonnenspektrums, je nach Bewegungsrichtung der Gase, verschoben. Die hauptsächlich vorherrschende Schwingung hat eine Periodendauer von etwa fünf Minuten (293 Â± 3 Sekunden).

Innerhalb der Konvektionszone herrschen heftige en, wobei aufsteigende Konvektionszellen bei der Strömung durch die umliegenden Gase Schallwellen erzeugen. Nach außen laufende Schallwellen erreichen die Grenzschicht zur Photosphäre. Da dort die Dichte stark abnimmt, können die Wellen sich dort nicht ausbreiten sondern werden reflektiert und laufen wieder ins Sonneninnere. Mit zunehmender Tiefe nehmen die Dichte der Materie und die zu, so dass die Wellenfront gekrümmt und wieder nach außen geleitet wird. Durch wiederholte Reflexion und Überlagerung können Schallwellen verstärkt werden, es bilden sich en aus. Die Konvektionszone wirkt somit wie ein riesiger Resonanzkörper, der die darüber liegende Photosphäre in Schwingung versetzt.

Die Auswertung der Schwingungen erlaubt eine Aussage über den inneren Aufbau der Sonne. So konnte die Ausdehnung der Konvektionszone bestimmt werden. Analog zur Erforschung von Seismik|seismischen Wellen auf der Erde, spricht man bei dem solaren Wissenschaftszweig von der Helioseismologie.

Wechselwirkung der Sonne mit ihrer Umgebung

Die Sonne beeinflusst auch den interplanetaren Raum mit ihrem Magnetfeld und vor allem mit der Teilchenemission, dem . Dieser Teilchenstrom kann die Sonne mit mehreren 100 km/s verlassen und verdrängt das Interstellare Materie|Interstellare Medium bis zu einer Entfernung von mehr als 10 Milliarden Kilometern. Bei en können sowohl Geschwindigkeit als auch Dichte des Sonnenwindes stark zunehmen und auf der Erde neben ern auch Störungen in elektronischen Systemen und im Funkverkehr verursachen.

Daten zur Sonne

  Sonne Verhältnis Sonne/Erde
Sternklasse (siehe und ) G2V -
Zeit bis zum Ende des Wasserstoffbrennens im Zentrum etwa 4,5–5 Milliarden Jahre -
mittlerer 1.392.000 km 109,25
Radius des es 2,95325 km 332.946
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 heute durch Strahlung ca. 520·1024 kg = 87 Erdmassen -
Fluchtgeschwindigkeit 617,319 km/s 62,927
Dichte 1,408 g/cm³ 0,2553
Dichte (Zentrum) 150 g/cm³ 11,1
Druck (Zentrum) > 2·1016 Pascal (Einheit)|Pa -
Oberflächenbeschleunigung 273,96 m/s² 27,9
Mittlere scheinbare Helligkeit -26m,8 -
absolute Helligkeit 4,8M -
(Zentrum) 15·106 Celsius|°C 2.150
Temperatur () ca. 6.100 °C -
Temperatur () ca. 1–2 Millionen K -
Effektivtemperatur 5.778 K -
Strahlungsmaximum ca. 500 nm (grünes Licht) -
3,846·1026 Watt (Einheit)|W -
Spezifische Ausstrahlung (Oberfläche) 6,318·107 W/m2 -
Rotationsdauer am 25 d 9 h 7 m 25,38
am 1856,847 m/s 4,01
Rotationsdauer bei 75° Breite 31 d 19 h 12 m -
Neigung der Achse gegen die Ekliptik 7°15' -
zum Zentrum der 25.000 bis 28.000 Lichtjahre -
Umlaufzeit um das Zentrum der Galaxis ca. 225.000.000 Jahre -
Umlaufgeschwindigkeit um das Zentrum der Galaxis ca. 220 km/s -

Erforschung der Sonne

Frühe Beobachtungen

Als der wichtigste Himmelskörper für irdisches genoss die Sonne bereits vor der aufmerksame Beobachtung der en. Kultstätten wie wurden errichtet, um die Position und den Lauf der Sonne zu bestimmen, insbesondere die Zeitpunkte der n. Es wird vermutet, dass einige noch ältere Stätten ebenfalls zur Sonnenbeobachtung benutzt wurden, gesichert 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 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

Bild: son-3.jpg Auch in Europa hatte man zu der damaligen Zeit Sonnenflecken wahrgenommen, wobei man sie allerdings für "atmosphärische Ausdünstungen" hielt. Erst die Entwicklung des s führte zu einer systematischen Erforschung des Phänomens. Im Jahre 1610 beobachteten Galileo Galilei und Thomas Harriot die Flecken erstmals mittels Teleskop. Johann Fabricius (Astronom)|Johann Fabricius beschrieb sie 1611 erstmals in einer wissenschaftlichen Abhandlung. Die beobachtete Wanderung der Flecken auf der Sonnenscheibe führte er zutreffend auf die Eigenrotation der Sonne zurück. 1619 postulierte Johannes Kepler einen Sonnenwind, da der Schweif von en immer von der Sonne weggerichtet ist.

Bild: solarspectrum.jpg 1775 vermutete Christian Horrobow bereits, dass die Sonnenflecken einer gewissen Periodizität unterliegen. 1802 wies William Hyde Wollaston erstmals dunkle Linien (n) 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 Zyklus der Sonnenfleckenaktivität. 1849 wurde die Relativzahl|Sonnenfleckenrelativzahl eingeführt, die die Anzahl und Größe der Sonnenflecken wiedergibt. Seither werden die Flecken regelmäßig beobachtet und gezählt. 1889 entwickelte George Ellery Hale den en. Henry Augustus Rowland vollendete 1897 einen Atlas des Sonnenspektrums, der sämtliche Spektrallinien enthält. 1908 entdeckte George Ellery Hale die Aufspaltung von Spektrallinien im Bereich der Sonnenflecken durch magnetische Kräfte (Zeeman-Effekt). 1930 beobachtete Bernard Ferdinand Lyot die Sonnenkorona außerhalb einer totalen Finsternis.

Lange Zeit unklar war allerdings, woher die Sonne ihre Energie bezieht. So hatte man die Vorstellung, dass die Sonne ein glühender, brennender Körper sei. Allerdings hätte der Brennstoff 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 Millionen Jahre Energie abgeben. Mit der Entdeckung der irdischen stellte man allerdings fest, dass die Gesteine der Erdkruste mehrere Milliarden 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 andere umgewandelt werden, wobei Energie freigesetzt wird. Da bei spektroskopischen Untersuchung hauptsächlich Wasserstoff festgestellt wurde, ging man davon aus, dass dieses Element eine entscheidende Rolle spiele. 1938 beschrieb Hans Bethe schließlich die Prozesse , die im Innern der Sonne ablaufen.

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

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

1960 wurde die Schwingung 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 Sonnen-s wurden riesige unterirdische Neutrinodetektor|Detektoren errichtet. Die Diskrepanz 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 andere "Art" umwandeln (). Erste Hinweise für diese Neutrinooszillation wurden im Jahr 1998 am Super-Kamiokande gefunden und inzwischen allgemein bestätigt.

Erforschung durch Satelliten und Raumsonden

Bild: Sonne Roentgen.jpg Eine Reihe von Satellit (Raumfahrt)|Satelliten wurde für die Beobachtung der Sonne in eine Erdumlaufbahn geschickt. Mittels der Satelliten können insbesondere Wellenlängenbereiche untersucht werden (, Röntgenstrahlung), die sonst von der absorbiert werden. So hatte z.B. die 1973 gestartete u.a. ein Röntgenteleskop an Bord.

Mit Hilfe von n versuchte man u.a. der Sonne näher zu kommen, um die Umgebung der Sonne studieren zu können. Dies war und bleibt aufgrund von sehr hohen Tempraturen und intensiver Strahlung ein technisch sehr schwieriges Unterfangen. So konnten die 1974 und 1976 gestarteten deutsch-amerikanischen Helios (Sonde)|Helios-Sonden sich der Sonne nur bis auf 43,5 Millionen Kilometer nähern.

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

Image:Soho.gif|thumb|left|SOHO 1995 wurde die größtenteils von Europa gebaute Sonde Solar and Heliospheric Observatory|SOHO in Richtung 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 Vorhersage der Sonneneruptionen und Stürme bei.

2001 startete die Genesis (Sonde)|Genesis-Raumsonde, die kurz darauf eine Position im Lagrangepunkt L1 bezog und dort 2,5 Jahre lang Proben des Sonnenwindes sammelte, die anschließend zur Erde gebracht werden sollten. Dadurch sollte die genaue enzusammensetzung des Sonnenwindes ermittelt werden. Im September 2004 trat die Kapsel mit den Proben in die Erdatmosphäre ein, schlug jedoch aufgrund eines nicht entfalteten Fallschirms hart auf der Erde auf. Einige der Proben haben den Aufprall dennoch überstanden und werden derzeit von Wissenschaftlern studiert.

Für 2013 plant die europäische Raumfahrtbehörde eine Raumsonde namens Solar Orbiter, die sich der Sonne bis auf 45 Sonnenradien (etwa 30 Millionen Kilometer) nähern und dabei Strukturen von 100 km Größe auflösen können soll.

Sichtbare Erscheinungen und Beobachtung der Sonne

Mit en kann man Aktivitäten der Sonne in Form von en und en sichtbar machen. Ebenfalls zu beobachten sind dort heftige Ausbrüche, so genannte Flares, die bereits mit kleinen Instrumenten als hellere und damit heißere Gebiete erkennbar sind.

Vorsicht, eine direkte Beobachtung der Sonne mit oder ohne Fernrohr ist gefährlich für die Augen! Lediglich während der totalen Phase einer totalen Sonnenfinsternis kann auf den Schutz verzichtet werden, da die Helligkeit der Korona und der Protuberanzen um mehrere Größenordnungen schwächer als die der Photosphäre (und damit durch ein Sonnenfilter auch kaum erkennbar) ist.

Bild: Sun projection with spotting-scope large.jpg nach der Projektionsmethode]] 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 optische Abbildung|Abbildung der Sonne kann gefahrlos betrachtet werden. Dieses Verfahren nennt man Okularprojektion.

Ebenfalls möglich ist eine Beobachtung mit Hilfe von speziellen Sonnenfiltern, dies sind Folien oder beschichtete Gläser, die vor das gehalten oder vor dem Objektiv (Optik)|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 mittels 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 , der nur das tiefrote Licht des ionisierten Wasserstoffes durchlässt. Eine Beobachtung der gesamten Sonnenoberfläche in diesem Spektralbereich ermöglichen sog. H-alpha-Teleskope. Damit können Protuberanzen, Filamente, Flecken und Flares beobachtet werden. Diese Teleskope sind in den letzten Jahren sehr preisgünstig geworden und werden von en zunehmend eingesetzt.

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

Mit freiem Auge kann die Sonne lediglich bei dunstigem Himmel kurz nach Sonnenaufgang oder kurz vor Sonnenuntergang betrachtet werden. Die schluckt den größten Teil des Lichts, insbesondere auch der UV-Strahlung. Allerdings verringert die Atmosphäre in Horizontnähe auch stark die Abbildungsqualität und bewirkt eine vertikale Stauchung des Sonnenbildes als Folge der Refraktion|Lichtbrechung. Dass die untergehende Sonne in Horizontnähe größer aussieht, ist hingegen nicht, wie oft vermutet, eine Folge der Refraktion an den Luftschichten, sondern eine optische Täuschung, die von der Wahrnehmungspsychologie unter dem Begriff Mondtäuschung|Mondtäuschung untersucht und erklärt wird.

Entwicklung der Sonne

Die Sonne entstand vor 4,6 Milliarden Jahren durch den Gravitation|gravitativen Kollaps einer Interstellare Materie|interstellaren Gaswolke. Dieser Kollaps, in dessen Verlauf auch die Planeten entstanden, und die anschließende Relaxationsphase war nach etwa 50 Millionen Jahren abgeschlossen. Die anschließende Entwicklungsgeschichte der Sonne führt über ihren jetzigen Zustand zu dem eines Roter Riese|Roten Riesen und schließlich über eine instabile Endphase im Alter von etwa 12,5 Milliarden Jahren zu einem Weißer Zwerg|Weißen Zwerg, der von einem Planetarischer Nebel|Planetarischen Nebel umgeben ist.

Dieser Ablauf lässt sich heute anhand der Gesetze der und der Kenntnis Kernphysik|kernphysikalischer Prozesse aus Laborexperimenten, recht genau im modellieren. Die Kenndaten der einzelnen Phasen sind in der Tabelle angegeben . Der Index Null markiert die heutigen Kenndaten der Sonne, d. h. im Alter von 4,6 Milliarden Jahren.

  Phase   Dauer 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 der eigenen Schwerkraft zusammen. Im Zentrum der Wolke wurde die Materie immer dichter zusammen gepresst, wobei Druck und Temperatur immer weiter anstiegen. Zu diesem Zeitpunkt wurden bereits große Energiemengen in Form von Strahlung abgegeben. Dieses Stadium nennt man einen Protostern.

Hauptreihenstern

Die Temperatur und der Druck im Zentrum stiegen so weit an, bis die Kernfusionsprozesse einsetzten. Dadurch wurde ein Strahlungsdruck wirksam, der der Schwerkraft entgegenwirkte. Die weitere Kontraktion wurde aufgehalten, der Stern stabilisierte sich. Die Sonne hatte das Stadium eines sogenannten nsterns erreicht. In dieser Phase verweilt sie 11 Milliarden Jahre. In dieser Zeit steigt die um das Dreifache von 0,7 L0 auf 2,2 L0 und der Radius auf fast das Doppelte von 0,9 R0 auf 1,6 R0 an. Im Alter von 5,5 Milliarden Jahren, d. h. in 0,9 Milliarden Jahren ab heute, überschreitet die mittlere Temperatur auf der Erdoberfläche den für höhere Lebewesen kritischen Wert von 30 °C . Eine weitere Milliarde Jahre später werden 100 °C erreicht. Spätestens in Alter von 9,4 Milliarden Jahren versiegt der Wasserstoff 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 vorerst nicht zu einer Veränderung der äußerlich sichtbaren Sonnenparameter.

Im Zeitraum von 11 bis 11,7 Milliarden Jahren beginnt eine Kontraktionsphase der ausgebrannten Kernzone aus Helium. Dabei wächst der Sonnenradius auf 2,3 R0 an. Die Sonne wird rötlicher und beginnt sich von der Hauptreihe im so genannten zu entfernen. Bis zu diesem Zeitpunkt beträgt der Massenverlust durch Sonnenwind weniger als ein Promille.

Roter Riese

Im Zeitraum von 11,7 bis 12,3 Milliarden Jahren setzt ein dramatisch beschleunigter Anstieg von Leuchtkraft und Radius 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 Radius von 166 R0. Das entspricht etwa dem Radius der Umlaufbahn der Venus (Planet)|Venus. Venus und Merkur (Planet)|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 bis zu 1,3·10-7 M0 pro Jahr 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 jeweils 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 Kontraktion der Zentralregion steigt dort die Temperatur schließlich auf 108 K. Bei diesem Wert setzt die Fusion von Helium zu Kohlenstoff ein. Aufgrund der extremen Dichte von der Größenordung 106 g/cm3 im Zentrum und der damit verbundenen -Kühlung, zündet die Fusionsreaktion zunächst innerhalb einer heißeren kugelschalenförmigen Zone um das Zentrum. Gewöhnlich würde die dabei freiwerdende Energie zu einer Expansion des Kerns führen, die die Temperatur stabilisiert. Die Kernzone befindet sich jedoch in einem besonderen Quantenmechanik|quantenmechanischen Entartungszustand, was zur Folge hat, dass die Energie zunächst in die Auflösung der Entartung investiert wird. Daher ist zunächst kein stabiler Zustand möglich, so dass die Heliumfusion in Form einer gigantischen Explosion einsetzt, die als Helium-Blitz (helium flash) bezeichnet wird. Dabei steigt für mehrere Sekunden die Sonnenleistung auf 1010 L0. Das entspricht etwa 10 % der Leuchtkraft der gesamten Milchstraße. Erst nach einem Umsatz von 3 % des Heliumreservoirs setzt eine Expansion ein und stoppt diese Leistungsexkursion. Diese Explosion findet nur im Zentralbereich statt und ist äußerlich zunächst nicht bemerkbar. Sie drängt jedoch die Wasserstofffusionszone weiter nach außen, deren Temperatur daher abnimmt und damit auch der Energieumsatz. Paradoxerweise 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 oszillieren bis sich ein stabiler Zustand der Heliumfusion im Zentrum einstellt, der anschließend 110 Millionen Jahre anhält. Gleichzeitig brennt auch die schalenförmige Wasserstofffusionszone weiter außen weiter. In dieser Zeit bleibt die Leuchtkraft nahezu konstant bei 44 L0 und der Radius bei 10 R0.

Heliumschalen-Brennen

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

In den letzten 500.000 Jahren dieser Phase erwartet man in Zusammenhang mit der Wechselwirkung zwischen dem kontrahierenden Kern und der Heliumfusionszone weitere instabile Situationen, bei denen kurzzeitige Leistungsexkursionen durch Heliumfusion mit etwa 106 L0 eintreten können. Ein wahrscheinliches Szenarium wären beispielsweise vier solcher Helium-Blitze im Abstand von etwa 100.000 Jahren. Als Folge jedes dieser Helium-Blitze und der damit verbundenen Expansion der Wasserstoffschale kann die Fusion dort in den folgenden 200 Jahren vorübergehend völlig zum Stillstand kommen. Die äußerliche Folge eines Helium-Blitzes wäre daher wiederum zunächst eine Abnahme der Leuchtkraft. Nach 400 Jahren erreicht die Energie des Helium-Blitzes die Oberfläche. Leuchtkraft und Radius steigen an und Relaxation|relaxieren in den folgenden 10.000 Jahren wieder. Dabei werden Variationen der Leuchtkraft zwischen 500 L0 und 5.000 L0 erwartet sowie Radiusvariationen zwischen 50 R0 und 200 R0. In den Phasen maximaler Ausdehnung reicht 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 insgesamt 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 innere Kern freigelegt, der im Wesentlichen aus hochverdichtetem Kohlenstoff und Sauerstoff besteht. Sein Radius beträgt nur noch 0,08 R0, dafür aber seine Oberflächentemperatur 120.000 K. Seine Leuchtkraft beträgt anfänglich 3.500 L0. Aufgrund der hohen Temperatur enthält diese Strahlung einen enormen Anteil von Ultraviolettstrahlung|ultravioletter Strahlung, die die abgestoßene Gaswolke der Sonne nun zum Leuchten anregt. Da die Geschwindigkeit 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 einigen 10.000 Jahren wieder, und im Zentrum bleibt der strahlende Rest der Sonne, den man als Weißen Zwerg bezeichnet.

Er hat nur etwa die Größe der Erde, aber eine Masse von 0,55 M0. Seine Dichte beträgt daher etwa eine Tonne pro Kubikzentimeter. Er besitzt keine innere Energiequelle, so dass seine Abstrahlung zu einem Wärmeverlust führt. Nach einer vergleichsweise raschen Abkühlung im Anfangsstadium durch die extreme Leuchtkraft sinkt die Oberflächentemperatur auf Werte, bei denen eine Strahlung aufgrund der deutlich niedrigeren Leuchtkraft über mehrere dutzend Milliarden Jahre möglich ist, bevor die Sonne als Schwarzer Zwerg im optischen Spektrum|Spektralbereich gänzlich erlischt.

Siehe auch

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Literatur

  • Kenneth R. Lang: Die Sonne - Stern unserer Erde, Springer- Verlag 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

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