Sonne
Sonne
Wissenswertes zusammengefasst:
  • Die Sonne ist das Zentrum unseres Sonnensystems!
  • Sie wird von acht Planeten umrundet!
  • Die Sonne ist ein Stern, eine heiße Kugel aus glühenden Gasen!
  • Sie dreht sich um ihre eigene Achse, am Äquator schneller als an ihren Polen!
  • Gemeinsam mit den Planeten umkreist sie das Zentrum unserer Galaxie, der Milchstraße!
Die Chromosphäre der Sonne, aufgenommen am 13.05.2015 vom WPU-Astronomie-Kurs der Johann-Christian-Senckenberg Schule Runkel/Villmar mit dem Schuleigenen H-alpha-Teleskop. Die Chromosphäre lässt sich, wie auch die Korona, nur mit speziellen Teleskopen beobachten.
Das Zentrum unseres Sonnensystems ist die Sonne, ein ganz gewöhnlicher Stern, wie es noch viele Milliarden andere im Universum gibt. Für die Erde und das Leben auf ihr ist die Sonne jedoch der wichtigste Himmelskörper überhaupt: Sie sorgt bei uns für Licht und Wärme und treibt das Klima an. Diese enorme Bedeutung für das Leben auf der Erde war vielleicht auch der Grund dafür, dass die Sonne schon seit jeher die verschiedensten Kulturen beeinflusst hat. War man bis ins 16. Jahrhundert noch davon überzeugt, dass die Erde das Zentrum bildete und sich die Sonne, der Mond, die Planeten und alle anderen Sterne um sie herum drehten (Geozentrisches Weltbild), wissen wir inzwischen, dass die Planeten um die Sonne kreisen (Heliozentrisches Weltbild).

Da uns die Sonne so nah ist, kann sie gut beobachtet und erforscht werden. Das ist bei anderen Sternen nicht möglich, da sie zu weit von der Erde entfernt sind. Der zweitnächste Stern nach der Sonne ist „Alpha Centauri C“. Er ist etwa 4,24 Lichtjahre von der Erde entfernt. Ein Lichtjahr ist keine Zeitdauer, sondern eine astronomische Längeneinheit. Es ist die Strecke, die das Licht mit seiner Geschwindigkeit von fast 300000 km pro Sekunde in einem Jahr zurücklegen würde. Das Licht von „Alpha Centauri C“ war also schon 4,24 Jahre unterwegs, bis es bei uns eintrifft – wir sehen bei diesem Stern dann das, was sich vor 4,24 Jahren ereignet hat!
Abbildung 1: (NASA/SDO/HMI)
Die große Abbildung zeigt die Photosphäre der Sonne vom Juli 2012 mit einigen Sonnenflecken. Die Photosphäre ist die „Oberfläche“ der Sonne, die wir mit unserem Auge – natürlich geschützt durch spezielle Filter – sehen können.
Die Sonne ist eine riesige Plasmakugel (ionisiertes Gas), in die die Erde fast 1,3 Millionen Mal hinein passen würde und trägt 99,86 % zur Masse des gesamten Sonnensystems bei. Sie besteht zu etwa 73 % aus Wasserstoff, zu 25 % aus Helium und einigen schwereren Elementen. Da die Sonne keine feste Oberfläche hat, dreht sie sich am Äquator schneller als an den Polen (differentielle Rotation). Am Äquator beträgt die Rotationsdauer etwa 25,6 Tage und an den Polen 33,5 Tage. Von der Erde aus gesehen, die in der gleichen Richtung die Sonne umkreist, beträgt die scheinbare Rotationsdauer der Sonne am Äquator etwa 28 Tage.
Die Sonne lässt sich in sechs schalenförmige Zonen einteilen (Abbildung 2): Den Kern, die Strahlungszone, die Konvektionszone, die für uns sichtbare Photosphäre, die Chromosphäre und die Korona. Im Kern wird die Energie der Sonne durch Kernfusion erzeugt. Dies geschieht durch Verschmelzen von vier Wasserstoffkernen (4 Protonen) zu einem Heliumkern (2 Neutronen und 2 Protonen). Dabei verliert die Sonne pro Sekunde vier Millionen Tonnen an Masse!

Die so erzeugte Wärme und das Licht werden durch die Strahlungszone und die Konvektionszone bis zur Photosphäre transportiert. Die Photosphäre ist die „Oberfläche“ der Sonne, die wir mit unserem Auge – natürlich geschützt durch spezielle Filter – sehen können. Sie ist so hell, dass die beiden anschließenden Zonen überstrahlt werden. Die Chromosphäre und die Korona können nur während einer totalen Sonnenfinsternis oder mit speziellen Teleskopen beobachtet werden.
Abbildung 3: (NASA/SDO, bearbeitet)
Auf der Photosphäre lassen sich insbesondere die Sonnenflecken als dunkle Bereiche sehr gut beobachten. Abbildung 3 zeigt eine Sonnenfleckengruppe vom Januar 2014. Sonnenflecken entstehen durch Störungen im Magnetfeld der Sonne und erscheinen uns schwarz, da ihre Temperatur im Verhältnis zur Oberfläche (5 500 ° C) „nur“ etwa 3 500 ° C beträgt. Den schwarzen Bereich eines Sonnenflecks nennt man „Umbra“, den helleren Bereich “Penumbra“. Die Anzahl der Sonnenflecken ist ein Maß für die Aktivität der Sonne, die einem 11-jährigen Zyklus folgt.
Abbildung 4: /NASA/SDO, bearbeitet)
Mit speziellen Teleskopen, etwa einem H-α-Teleskop, kann man die Chromosphäre sehen. Dort lassen sich beispielsweise Protuberanzen und Flares als eindrucksvolle Erscheinungen beobachten. Abbildung 4 zeigt eine Protuberanz vom 30. März 2010. Protuberanzen bestehen aus elektrisch geladenem Wasserstoff und Helium. Sie folgen der Struktur der Magnetfelder der Sonne. Manche Protuberanzen können sich ablösen und die Materie wird ins Weltall geschleudert. Man spricht dann von einem koronalen Massenauswurf.
Neben der elektromagnetischen Strahlung, die wir hier auf der Erde als Wärme oder Licht wahrnehmen, gibt es auch noch den Sonnenwind. Der Sonnenwind ist ein Strom geladener Teilchen, der ständig von der Sonne in alle Richtungen abströmt. Durch ihn verliert die Sonne pro Sekunde nochmals eine Million Tonnen an Masse. Seine Stärke hängt mit der Aktivität der Sonne zusammen. Der Sonnenwind kann auf der Erde die schönen Polarlichter erzeugen, aber auch Einfluss auf die Kommunikationstechnik haben. Weitaus extremer können die Auswirkungen eines starken Koronalen Massenauswurfs sein. Hier ist es durchaus möglich, dass die Stromversorgung und Computerfunktionen und damit auch die Handynetze ausfallen. Um die Schäden in einem solchen Fall möglichst gering zu halten, beobachten Wissenschaftler rund um die Uhr mit Hilfe von Satelliten die Sonne und können wichtige Systeme vor dem Eintreffen ausschalten.
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