Unser Stern – Die Sonne - Institut für Planetenforschung

Unser Stern – Die Sonne
Unser Stern – Die Sonne
Unser Zentralgestirn, die Sonne, hat Kulturen auf der ganzen Welt zu
Mythen und Geschichten angeregt – die alten Ägypter, die Azteken in
Mexiko und die Ureinwohner Nordamerikas und Kanadas genauso wie
die Chinesen und viele andere Völker. Alte Kulturen errichteten Bauten
aus Stein oder bearbeiteten natürliche Felsformationen, um die Sonne
und den Mond beobachten zu können. Sie legten die Abfolge der Jahreszeiten fest, schufen sich Kalender und überwachten die gelegentlichen Verfinsterungen von Sonne und Mond. Diese architektonischen
Fundstätten sind nachweislich auf astronomische Phänomene ausgerichtet wie z.B. den Aufgang der Sonne, den Aufgang und Untergang
des Mondes oder sogar auf Sterne oder Planeten.
Von allen Sternen ist die Sonne der Erde am nächsten, die sie mit einem
mittleren Abstand von 149,6 Millionen Kilometer umkreist. Diese Strecke, die als astronomische Einheit (abgekürzt AE) bezeichnet wird, dient
als Maßstab für die Bestimmung von Entfernungen im gesamten Sonnensystem. Die Sonne, eine riesige Kugel, die im Wesentlichen aus ionisierten Gasen besteht, unterhält das Leben auf der Erde. Sie liefert die
Energie für die Photosynthese der Grünpflanzen, und sie ist letztendlich
die Quelle aller Nahrungsmittel und aller fossilen Brennstoffe. Die Zusammenhänge und Wechselwirkungen zwischen der Sonne und der
Erde steuern die Jahreszeiten, die Meeresströmungen, das Wetter und
das Klima.
Die Sonne ist 332.900mal so massiv wie die Erde; sie vereinigt 99,86
Prozent der Masse des gesamten Sonnensystems in sich. Zusammen
gehalten wird diese Masse durch die Schwerkraft, die im Innern der
Sonne immens hohe Drücke und Temperaturen erzeugt. Die Sonne besteht aus sechs Regionen; ihr Inneres umfasst den Kern, die Strahlungszone und die Konvektionszone, auf die wiederum die auch als
Photosphäre bekannte sichtbare Oberfläche, die Chromosphäre und
als äußerste Region die Korona folgen.
Die Temperatur im Kern der Sonne beträgt etwa 15 Millionen Grad Celsius, genug für die Aufrechterhaltung der Kernfusion. Die im Kern erzeugte Energie liefert sowohl die Antriebskraft für die Sonne als auch
praktisch alles, was wir auf der Erde an Wärme und Licht empfangen.
Die Energie, die vom Kern ausgeht, wird innerhalb der Strahlungszone
immer wieder zurückgeworfen und benötigt etwa 170.000 Jahre, bis
sie die Konvektionszone erreicht. Innerhalb dieser Zone, in der sich große, mit heißem Plasma (einer „Suppe“ aus ionisierten Atomen) gefüllte
Blasen nach oben bewegen, fällt die Temperatur unter zwei Millionen
Grad Celsius ab.
Die „Oberfläche“ der Sonne, die Photosphäre, ist eine Region mit einer
Stärke von 500 Kilometern. Von hier nimmt ein Großteil der Sonnenstrahlung seinen Ausgang, die wir hier auf der Erde etwa acht Minuten,
nachdem sie die Sonne verlassen hat, als Sonnenlicht wahrnehmen. Die
Sonnenflecken in der Photosphäre sind Gebiete mit starken Magnetfeldern, die kühler sind und damit dunkler als ihre Umgebung erscheinen.
Die Temperatur in der Photosphäre beträgt etwa 5.500 Grad Celsius.
Oberhalb der Photosphäre liegen die äußerst dünne Chromosphäre
und die Korona. Das sichtbare Licht, das diese beiden obersten Schichten ausstrahlen, ist normalerweise zu schwach, um vor dem Hintergrund der helleren Photosphäre wahrgenommen werden zu können.
Wenn jedoch der Mond während einer totalen Sonnenfinsternis die
Photosphäre abdeckt, erscheint die Chromosphäre als roter Rand, der
die Sonne umgibt, während die Korona einen schönen weißen Hof bildet.
Oberhalb der Photosphäre steigt die Temperatur nach außen hin wieder an und erreicht bis zu zwei Millionen Grad Celsius. Der Grund für
die Erwärmung der Korona war über 50 Jahre lang ein wissenschaftliches Rätsel. Eine mögliche Lösung lieferten die Beobachtungen des Solar and Heliospheric Observatory (SOHO) und des Transition Region
and Coronal Explorer (TRACE), nach denen die gesamte Sonnenoberfläche von einzelnen Magnetfeldern fleckenartig bedeckt ist. Die Wissenschaft ist nun der Ansicht, dass dieser magnetische „Teppich“
wahrscheinlich zu der intensiven Erwärmung der Korona beiträgt. Die
Korona kühlt sich nach außen hin rasch ab, wobei der Wärmeverlust
durch die Strahlung und den Sonnenwind bedingt ist – ein Strom elektrisch geladener Partikel, der dem äußeren Rand des Sonnensystems
zustrebt.
HISTORISCHE DATEN
150 n. Chr. – Der griechische Gelehrte Claudius Ptolemäus leitet ein
Jahrtausend des Irrglaubens ein, als er schreibt, die Sonne und die Planeten drehten sich um die Erde.
1543 – Nikolaus Kopernikus veröffentlicht sein Werk De revolutionibus orbium coelestium, in dem er sein heliozentrisches Modell des
Sonnensystems beschreibt – der Anfang eines neuen Zeitalters in der
Astronomie.
1645-1715 – Die Sonnenfleckenaktivität verringert sich fast auf Null
und verursacht möglicherweise eine „kleine Eiszeit“ auf der Erde.
1860 – Während einer Sonnenfinsternis wird ein massiver Materieausbruch auf der Sonne beobachtet; zum ersten Mal wird der Auswurf von
Materie aus der Korona dokumentiert.
1994 – Das Raumfahrzeug Ulysses schreibt Geschichte: Zum ersten
Mal ermöglicht es Beobachtungen der Polregionen der Sonne, die von
der Erde aus nicht untersucht werden können.
ZU DEN ABBILDUNGEN
1: Zwei riesige Plasmawolken schießen aus der
Chromosphäre der Sonne (Bild: SOHO).
FAKTEN IN KÜRZE
Spektraltyp
G2V
Alter
4,6 Milliarden Jahre
Mittlerer Erdabstand
149,6 Millionen Kilometer
(1 astronomische Einheit)
Rotationsdauer am Äquator
26,3 Tage
Rotationsdauer an den Polen
36 Tage
Äquatordurchmesser
1.391.000 Kilometer
Masse
1,989 x 1030 kg
Dichte
1,409 g/cm3
Zusammensetzung
92,1 % Wasserstoff, 7,8 % Helium
Oberflächentemperatur (Photosphäre)
Leuchtkraft*
5.500° C
3,86 x 1033 erg/s
* Der Begriff Leuchtkraft bezeichnet die gesamte Energiemenge, die
von der Sonne (oder einem anderen Stern) auf allen Wellenlängen pro
Sekunde abgestrahlt wird.
2: Magnetische Felder
sind möglicherweise die
Ursache für die riesigen,
ultraheißen Protuberanzen, die sich in der Korona über den in der Photosphäre und Chromosphäre sichtbaren
Sonnenflecken erheben (Bild: TRACE).
3: Das Bild zeigt einen Ausbruch von Koronarmasse aus der Chromosphäre und ihre Wechselwirkungen mit dem Magnetfeld der Erde
(nicht maßstabsgerecht).
4: Diese Montage von drei Bildern der Sonnenkorona, die bei drei verschiedenen temperaturabhängigen Wellenlängen aufgenommen wurden, zeigt die Sonne als äußerst aktiven Stern (Bild: SOHO).
5: Zusammen mit diesen großen Sonnenflecken in der Photosphäre
traten im Jahr 2003 mehrere starke Sonnenprotuberanzen auf (Bild:
SOHO).
WEITERE INFORMATIONEN
solarsystem.nasa.gov/planets/profile.cfm?Object=Sun
Erstellt von Susanne Pieth auf der Basis des „Solar System Lithograph Set“ der NASA unter Mitwirkung von Mariam Sowe.
Regional Planetary Image Facility, Institut für Planetenforschung, Deutsches Zentrum für Luft- und Raumfahrt e.V., Berlin-Adlershof, 2006.