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Einführung

Die Sonne war und ist die Energiequelle für viele physikalische, chemische und biologische Prozesse im Sonnensystem. Astronomisch gesehen ist sie ein ganz normaler Stern vom Spektraltyp G2 V, der vor 5 Milliarden Jahren im Zentrum einer dichten, gashaltigen Staubscheibe leuchtend ins "Leben" trat. Die Sonne hat einen Radius von knapp 700.000 km und eine Masse von fast 2 x 1030 kg, ihre mittlere Dichte liegt entsprechend bei 1,41 g/cm3. Über 330.000 Erdkugeln bräuchte man, um sie aufzuwiegen. Das Schwerefeld, das von dieser gewaltigen Zentralmasse ausgeht, prägt allen Planeten, Asteroiden und Kometen des Sonnensystems die verschieden geformten Umlaufbahnen auf. Bei Sonnenfinsternissen lässt sich sogar die Krümmung des Raums beobachten, die die Sonne in ihrer Umgebung hervorruft und die von Albert Einstein schon 1916 vorhergesagt wurde. Genau so wichtig wie die Masse ist aber auch die chemische Zusammensetzung der Sonne. Sie besteht aus 73% Wasserstoff, 25% Helium und 2% schwereren Elementen, die man sehr gut spektroskopisch nachweisen kann. Gesamtmasse und chemische Zusammensetzung sind - wie auch bei jedem anderen Stern - die entscheidenden Parameter, die den Lebenslauf der Sonne festlegen.

Seit der Erfindung des Fernrohrs hat man die Sonnenoberfläche, die Photosphäre, näher untersucht. Vor allem fielen dunkle Flecken auf, die im Laufe von 14 Tagen von einem Sonnenrand zu anderen wanderten. Daraus schloss man schon sehr früh, dass die Sonne mit einer Periode von rund einem Monat rotieren muss. Heute wissen wir, dass unser Heimatgestirn mit seiner gasförmigen Oberfläche je nach heliographischer Breite unterschiedlich schnell rotiert: am Sonnenäquator sind es 25 und an den Sonnenpolen über 30 Tage. Verglichen mit anderen Sternen rotiert die Sonne mit ca. 2 km/s eher langsam.

Die Sonnenflecken selber erscheinen dunkel, weil es sich um bis zu 1500 K kältere Regionen in der rund 6000 K heißen Photosphäre handelt. Sie heben sich schwarz in dem heißeren Umfeld ab. 1843 gelang es Heinrich Schwabe nachzuweisen, dass die Zahl der Sonnenflecken mit einer 11jährigen Periode schwankt. Dem 11jährigen Sonnenfleckenzyklus sind vermutlich noch längere Perioden überlagert, die mitunter auch mit Klimaveränderungen - wie in der 2. Hälfte des 17. Jahrhunderts - in Verbindung gebracht werden. Die größten Flecken auf der Sonne sind bis zu 20 Erdradien ausgedehnt und können mehrere Monate stabil bleiben. Als Ursache der Fleckenbildung nimmt man an, dass sich die Sonnenmagnetfeldlinien im differentiell rotierenden Geschwindigkeitsfeld der Sonne aufspulen und die gestörten "Zonen" praktisch als dunkle, kältere Stellen sichtbar werden.

Die Sonnenkugel wird physikalisch in drei Zonen unterteilt: im Bereich der inneren 20% des Sonnenradius wird die Energie durch Kernfusion erzeugt, wobei vier Wasserstoffkerne zu einem Heliumkern verschmelzen. Dabei wird Bindungsenergie, das heißt Energie, die aufgewendet werden müsste, um einen Kern in einzelne Protonen und Neutronen zu zerlegen, frei - dem Einsteinschen Energie-Masse-Äquivalent zufolge etwa 4 Millionen Tonnen pro Sekunde! Damit überhaupt Kernfusion stattfinden kann, müssen im Zentrum der Sonne eine Temperatur von ca. 15 Millionen K und ein Druck von über 20.000 Pascal herrschen. Zwischen 20 und 70 bis 80% des Sonnenradius liegt über der Zone der Energieerzeugung die Strahlungszone, in der die im Inneren erzeugten Energiequanten unzähligen Streuungen und Reflexionen unterworfen werden und erst im Mittel nach 170.000 Jahren an den oberen Rand der Strahlungszone gelangen. Dort angekommen, werden sie innerhalb von wenigen Tagen durch Konvektion an die Sonnenoberfläche transportiert, von wo aus sich Licht und Strahlung mit Lichtgeschwindigkeit radial im Raum ausbreiten.

Energetisch herrscht in der Sonne ein Gleichgewicht zwischen dem nach außen gerichteten Gasdruck (und in geringerem Maße auch dem Strahlungsdruck) und der zentripetal wirkenden Gravitationskraft. Während ihrer gesamten Lebenszeit versucht die Sonne dieses Gleichgewicht aufrechtzuerhalten und passt sich mit ihrer äußeren Gestalt den sich wandelnden Fusionsprozessen im Innern an, z.B. wenn sie in etwa 5 Milliarden Jahren das Rote Riesenstadium durchläuft. Am Ende ihres 10 Milliarden währenden Gesamtlebens wird die Sonne zu einem Weißen Zwergstern von Erdgröße schrumpfen.


Masse      1,989 x 1030 kg
Radius      695.500 km
Dichte      1,409 g/cm3
Rotationsperiode      26,8 - 36 Tage

 
© DLR, Regional Planetary Image Facility, Rutherfordstr. 2, D-12489 Berlin 
Redaktion: Susanne Pieth 
WWW-Bearbeiter: Susanne Pieth, Carsten Keller, Susann Lier 
Erstellt: 01.09.1998
Letzte Änderung: 26.08.2014