Planetenweg der Linzer Astronomischen Gemeinschaft

Sonne

Foto: NASA/SDO
Sonne

Die Sonne (mit Protuberanz) im Größenvergleich zur Erde.

(Fotos: NASA/SDO)

Die Sonne ist das Zentrum unseres Sonnensystems und bestimmt durch ihre gewaltige Gravitation die Bewegungsabläufe der um sie kreisenden Himmelskörper, deren wichtigste die acht Planeten sind. Die Sonne vereinigt 99,86% der Masse des Sonnensystems in sich, nur 0,14% der Masse entfällt auf die Planeten, die Zwergplaneten und die zahllosen Kleinkörper im Sonnensystem. Gemessen an irdische Dimensionen sind die Ausmaße der Sonne gewaltig: Der Durchmesser der Sonne ist 109 mal so groß wie jener der Erde, ihre Masse entspricht etwa dem 333.000-fachen der Erdemasse und man würde gar 1,3 Millionen Erdkugeln benötigen, um das Volumen der Sonne aufzufüllen.

Die Sonne ist ein Stern der Spektralklasse G2V, also ein gelber Hauptreihenstern, der in seinem Inneren Wasserstoff zu Helium fusioniert. Die Temperatur an der Sonnenoberfläche (Photosphäre) liegt bei etwa 5.800 Kelvin (ca. 5.500 °C). Im Zentrum der Sonne, wo die Kernfusion abläuft, herrscht eine Temperatur von 15.6 Millionen Kelvin und ein Druck von 200 Milliarden bar. Pro Sekunde fusioniert die Sonne etwa 620 Millionen Tonnen Wasserstoff zu 616 Millionen Tonnen Helium: So verliert die Sonne 4 Millionen Tonnen Masse pro Sekunde, die nach der bekannten Formel E = mc² in Energie umgewandelt werden. Die auf die Erdoberfläche auftreffende Strahlung beträgt abhängig vom geografischen Ort durchschnittlich 165 Watt pro Quadratmeter Bodenfläche. Die Sonne deckt damit 99,99% des globalen Energiehaushalts der Erde, der Zerfall radioaktiver Elemente trägt die restlichen 0,01% bei. Auch bei fossilen Energieträgern, die vom Menschen genutzt werden, handelt es sich um konservierte Sonnenenergie.

Das Alter der Sonne beträgt rund 4,6 Milliarden Jahre. Die Lebenserwartung wird auf rund zwölf Milliarden Jahre geschätzt. Die Leuchtkraft der Sonne nimmt langsam aber stetig zu. In etwa zwei Milliarden Jahren wird die mittlere Temperatur auf der Erde dadurch bei 100 °C liegen - es wird dann auf der Erde kein flüssiges Wasser und damit auch kein Leben mehr geben. In etwa sieben Milliarden Jahre bläht sich die Sonne zu einem Roten Riesenstern auf: Ihre Leuchtkraft wird dann auf mehr als das 2000-fache des heutigen Wertes ansteigen, ihr Radius wird so groß sein, dass die Sonne die Planeten Merkur und Venus verschlingen wird. Die Erdkruste wird zu einem Lava-Ozean aufgeschmolzen werden. Nach knapp einer weiteren Milliarden Jahre wird die Sonne ihre äußeren Gashüllen abstoßen. Der verbleibende Rest der Sonne, ein Weißer Zwerg, erzeugt keine Energie mehr und wird im Laufe von Milliarden Jahren langsam verlöschen. Dieser Weiße Zwerg wird in etwa von der Größe der Erde sein, aber bei einer Dichte von rund einer Tonne pro Kubikzentimeter noch mehr als die Hälfte der heutigen Masse der Sonne besitzen.

SonneAbsolutRelativPlanetenweg
Durchmesser1.392.530 km109 x Erde696 mm
Masse2,0x1030 kg332.943 x Erde248,6 kg
Schwerebeschl.274 m/s²28 x Erde
Rotationszeit25d 9h 7m25,4 x Erde

Phänomene auf der Oberfläche

Sonnenflecken können vermehrt in einem elfjährigen Zyklus beobachtet werden (erhöhte Sonnenaktivität). Die dunklen Flecken haben meist eine Größe von mehreren Erddurchmessern. Sonnenflecken haben gegenüber ihrer Umgebung eine um bis zu 1500 °C niedrigere Temperatur und erscheinen daher dunkel.

Protuberanzen sind mit bloßem Auge nur bei einer totalen Sonnenfinsternis zu beobachten. Es handelt sich dabei um Eruptionen, bei denen Materie in Höhen zwischen 30.000 und 40.000 km (Maximalwerte bis etwa 2 Millionen Kilometer sind möglich) geschleudert werden.

Erforschung

Der griechische Astronom und Mathematiker Aristarchos von Samos kam im 3. Jahrhundert vor Christus durch einfache Beobachtungen mit bloßem Auge zu der Erkenntnis, dass die Sonne mindestens 19-mal weiter von der Erde entfernt sein müsse als der Mond und mindestens sechsmal größer als die Erde sein müsse. So gelangte er zur Einsicht, dass sich die Planeten um die Sonne bewegen würden, jedoch nicht um die vergleichsweise kleine Erde. Aber erst im 16. Jahrhundert verhalf der deutsch-polnische Astronom Nikolaus Kopernikus dem heliozentrischen Weltsystem zum Durchbruch.

Im Jahr 1610 beobachteten Galileio Galilei in Italien, Thomas Harriot in England, sowie Christoph Scheiner und Johann Fabricius in Deutschland unabhängig voneinander Sonnenflecken mit ihren Teleskopen. Fabricius führte die Wanderung der Flecken auf der Sonnenscheibe auf die Sonnenrotation zurück.

Anlässlich der Venus-Transits in den Jahren 1761 und 1769 konnten Astronomen erstmals die Entfernung der Erde von der Sonne präzise bestimmen. Die genausten Werte ermittelte der Schweizer Mathematiker Leonhard Euler mit 151,2 Millionen Kilometer.

Im Jahr 1814 entdeckte der Münchener Optiker Joseph von Fraunhofer zahlreiche dunkle Linien im Spektrum des Sonnenlichtes. Die deutschen Chemiker Gustav Robert Kirchhoff und Robert Bunsen erkannten, dass diese Linien charakteristische Merkmale der verschiedenen chemischen Elemente darstellen, so dass es möglich wurde, die Zusammensetzung der Sonne zu bestimmen.

Die Quelle, aus der die Sonne ihre Energie bezieht, blieb lange Zeit rätselhaft: Denn selbst wenn sie zur Gänze aus bester Steinkohle bestehen würde und genügend Sauerstoff zur Verbrennung der Kohle vorhanden wäre, könnte sie so nur wenige tausend Jahre strahlen. Erst zu Beginn des 20. Jahrhunderts konnten der britische Astronom Arthur Stanley Eddington sowie die deutschen Physiker Hans Albrecht Bethe und Carl Friedrich von Weizsäcker die Kernfusion und die dabei auftretende Umwandlung von Masse in Energie als Energiequelle der Sonne und der Sterne identifizieren.

Heute wird die Sonnenaktivität ununterbrochen von einer Reihe von Satelliten und irdischen Sonnenobservatorien erfasst.

Beobachtung

Blicken Sie nie mit bloßem Auge oder gar mit einem optischen Instrument in die Sonne! Schwere Augenschäden bis hin zur Erblindung könnten die Folge sein!

Spezielle Filter, die im Astronomie-Fachhandel erhältlich sind, erlauben die gefahrlose Beobachtung der Sonnen und der Sonnenflecken mittels Teleskopen. Für die Beobachtung von Protuberanzen und weiterer Phänomene auf der Sonnenoberfläche sind spezielle Filter notwendig, die nur das Licht passieren lassen, das von Wasserstoffatomen in der Sonnenatmosphäre freigesetzt wird (sog. H-Alpha-Filter).

Tagsüber können bei klarem Himmel auch Bilder der Sonne in Echtzeit abgerufen werden, die vom Sonnenobservatorium Kanzelhöhe in Kärnten aufgenommen werden.

Sonnenfleck

Eine Sonnenflecken-Gruppe, aufgenommen durch einen H-Alpha-Filter am Sonnenteleskop der Kepler-Sternwarte Linz.

(Foto: Herbert Raab / LAG)