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Wie oft in unserem Leben haben wir schon in die Sonne geblinzelt und uns gefragt:
„Was ist das eigentlich, die Sonne?
Wie funktioniert sie eigentlich? Warum strahlt sie so hell und heiss? Wie ist sie entstanden?
Wird sie immer so strahlen? Wird sie so bleiben? Wird sie einmal erlöschen und aufhören zu existieren?
Ich möchte Euch nachfolgend sehr vereinfacht , und deshalb hoffentlich sehr anschaulich und spannend dieses leuchtende Himmelsobjekt erklären:
Vorab: Unsere Sonne ist ein Stern. Und jeder Stern ist eine Sonne.
Alle leuchtenden Punkte am Nachthimmel bezeichnet der Volksmund als Sterne. Astronomen fanden im 18. Jahrhundert heraus, dass mit Ausnahme von 5 Planeten, dem grossen Orionnebel, sowie der Andromenda-Galaxie die weiteren ca. 2.500 mit blossem Auge sichtbaren Lichtpunkte am Nachthimmel Sonnen sind, wie unsere eigene.
Die Planeten dagegen strahlen nicht von selbst. Sie reflektieren nur das Licht unserer Sonne. Somit meint man, sie wären ebenfalls Sterne. Und im Gegensatz zu den Sternen am Himmel, die man auch Fixsterne nennt, bewegen sich diese für uns sichtbar im Laufe jeder Nacht am Himmel.
In unserer Galaxie – sprich in unserer Milchstrasse – gibt es ca. <ip-pii> Sonnen = Sterne.
Einige wichtige Daten über die Sonne:
Ihre Gesamtenergieleistung resultiert hauptsächlich aus ihrem grossen Volumen.
Ihr Durchmesser ist 109 x so gross wie der Erddurchmesser. Die Erde würde 1 Million Mal in sie hineinpassen. Ihre Masse ist ca. 333.000 x so gross.
Wir sind ca. 8 Lichtminuten von ihr entfernt (= Entfernung, welche das Licht in 480 Sekunden zurücklegt.
In 1 Sekunde legt das Licht rund 300.000 km zurück).
Oder reisen wir 4000 x um die Erde, dann hätten wir den Weg zur Sonne zurückgelegt.
Sie besitzt eine durchschnittliche Grösse, nennt sich dennoch Zwergstern und befindet sich im äusseren Drittel unser 100.000 Lichtjahre grossen Heimatgalaxie, der Milchstrasse. Ihre Masse beträgt 99.8% unseres gesamten Sonnensystems, dessen Aussen“grenze“ in gut 5 Stunden von jedem Sonnenstrahl passiert wird.
Also ist das Sonnensystem 10 Lichtstunden gross. Dann trifft ein Lichtstrahl erst in ca. 4.2 Jahren auf die uns nächste Sonne nach der unseren. Dem Stern Proxima Centauri.
Aus was besteht sie?:
Sie ist ansich eine grosse, glühende Gaskugel aus Wasserstoff-Atomen (92.1%). Unser Sonne besteht noch aus Helium (7.8%) und 0.1%, also nur 1 Promille diverser weiterer Gase und Elemente (Sauerstoff, Stickstoff, Neon, Kohlenstoff).
Ihr Aufbau ist 3-teilig und deutlich zu unterscheiden.
Ein innerer Kern (Radius = ¼ Sonnenradius, Masse = ½ Sonnenmasse, Volumen nur 1.5% des Sonnenvolumens, Kerndichte 13 x derer von Blei), dann die Innere Atmosphäre mit einer 200 x schwächeren mittleren Dichte bis zur Oberfläche und noch die Äussere Atmosphäre. Im Kern herrschen 200 Milliarden bar Druck. Im Erdenvergleich: Ein Taucher ist in 10m Wassertiefe 2 bar Druck ausgesetzt. …
Die Fallbeschleunigung auf der Sonnen“oberfläche“ ist 28 x höher, als auf der Erde. Also statt 1 g (Erdfallbeschleunigung) herrschen dort 28 g. Direkt über dem Sonnenkern haben wir 220 g. Man stelle sich einen Fallschirmspringer vor, der beim Absprung 220 x schneller als auf der Erde beschleunigt wird. ….
Weshalb leuchtet sie mit weissem, grellen Licht?:
Die Oberflächentemperatur entspricht in etwa 5500 °Celsius, was In einer Lichtfarbe von ca. 5800 Kelvin ausgedrückt werden kann. Zum Vergleich: Eine sehr helle „Tageslicht“spiegelleuchte hat 4000 Kelvin.
Die Geburt der Sonne
Wie entstand sie vor ca. 4.500 Millionen Jahren? Wie entstehen Sonnen ansich? (Sternengeburten passieren auch jetzt und in jedem Moment in verschiedenen Bereichen unseres Weltalls.):
Aus und in lichtjahregrossen, rotierenden Staub- und Gaswolken hauptsächlich durch die Schwerkraft. Alle Massen ziehen sich gegenseitig an, wissen wir. In unterschiedlichen Bereichen der Wolken gruppieren sich Gas- und Wasserstoffmoleküle zu grossen Kugeln.
Je mehr Moleküle sich zu den Gruppen gesellen, umso höher wird die Massenanziehung/Schwerkraft und die Gasdichte. Es entstehen zuerst riesige Gaskugeln, welche sich immer weiter verdichteten. Alleine durch den immer stärker werdenden Druck zwischen den Teilchen entsteht Wärme. Dann Hitze. Erreicht nun die Masse mindestens 8% unserer Sonne und daraus resultierend die Temperatur von mindestens ca. 14.5 Mio ° C, „zündet“ die Sonne. Ihre leichten Wasserstoffatomkerne werden nun zu schwereren Heliumatomen „verbacken“/verschmolzen = fusioniert und es werden jetzt Unmengen von Energie frei.
Die Gaskugel beginnt strahlend zu leuchten. Eine neue Sonne, ein neuer Stern wurde geboren.
Von den freien Gasmolekülen zum ersten Leuchten dauert es so 500.000 bis 3 Mio. Jahre. Recht wenig Zeit wenn man bedenkt, dass Sterne bis 100 Milliarden Jahre alt werden können. Aber gibt es auch einige sehr grosse Sterne im All. Mit Radien ähnlich der Entfernung Erde – Sonne. 60.000°C heiss auf der Oberfläche. Grell blau leuchtend. Diese Blaue Riesen „leben“ nur ca. 1 Million Jahre, denn sie verbrennen ihre eigene Masse „mit Vollgas“.
Die zweitmeiste Art von Sternen im uns bekannten Universum ist unserem Sonnentyp ähnlich, wissen wir nun. Die meistverbreitete Art besitzt nur 1.3% bis unter 8% unserer Sonnenmasse. Somit fehlt der Druck und die Hitze für eine Kernfusionszündung. Man nennt diese Sonnen, die eigentlich gar keine sind (brennen ja nicht) Rote (glühende) Zwerge und Braune Zwerge. Materiekugeln unter 1.3% Sonnenmasse sind Planeten, Kometen, Meteore, u.v.m.
Das Leben einer Sonne
Wie „funtioniert“ sie?:
Eigentlich genauso wie die Detonation einer Wasserstoffbombe. Durch eine kettenförmige Kernfusion (1920 bestätigt). Nur mit dem Unterschied, dass die Explosionsdauer Millionen bis Milliarden Jahre andauert. Bei einer thermonuklearen Explosion werden ein paar Kilogramm Wasserstoff zu Helium verschmolzen. Bei unserer Sonne wurden in den letzten 4.5 Milliarden Jahren 16.000 Erdenmassen Wasserstoff zu Helium „verbacken“. 90 Erdenmassen davon gänzlich verstrahlt in Gamma- und Röntgenstrahlung, in UV- und weisses, sichtbares Licht, in Infrarot- und Radiostrahlung.
In Ihrem Sonnenleben verändert sie sich stetig. Sie weist dunkle – weil 2000° C kühlere – sich im 11jährigen Zyklus verstärkende Sonnenflecken auf. Diese sind bis zu 5 x so gross wie der Erddurchmesser.
Es gibt Sonnenaktivitäten und Sonnenausbrüche, welche heisse Gase bis 500.000 km in den Weltraum schleudern. Sie hat Beben auf der „Oberfläche“, unzählige, sich stetig verändernde Magnetpole, Sonnenwinde, Tornados mit bis zu 500.000 km/h, „Flares“ (sog. Plasmamagnetbögen oder Massenauswürfe), Eruptionen etc. etc.
Es tut sich also immer gehörig etwas auf unserer stellaren Hauptbeleuchtung. Am einfachsten stelle man sich siedendes Wasser mit grosser Blasenbildung vor.
Stabil deswegen, weil sich die grosse Schwerkraft dort (logischerweise zum Kern hin orientiert) mit dem enormen Strahlungsdruck nach aussen die längste Zeit ihres Lebens die Waage halten.
Ein Vergleich anhand eines 88jährigen Menschenlebens mit unserer eigenen Sonne: Schwangerschaft bis Geburt = 6 Tage. Bereits ausgewachsen kommen wir zur Welt und 80 Jahre lang werden wir dann fast immer gleich aussehen. Dann beginnen wir schnell und deutlich sichtbar zu Altern bis wir 8 Jahren später sterben.
Unsere Sonne hat eine Lebenserwartung von ca. 11 Milliarden Jahre. Andere Sonnen – haben wir bereits gelernt – werden zwischen 1 Million (z. b. Blaue Riesen) und 100 Milliarden Jahre alt (z. B. Rote Zwerge). Somit hat sie noch 5.5 Milliarden Jahre vor sich, bevor ihr Sterben beginnt, das 1 Milliarde Jahre dauert.
Das Sterben und der Tod der Sonne
In einem Satz symbolisch zusammengefasst: „ Wenn alles Holz verbrannt ist, erlischt das Lagerfeuer“. Kurz bevor der „Treibstoff Wasserstoff“ verbraucht und zu Helium fusioniert ist, beginnt das Altern und Sterben des Sterns. Im Zentrum befindet sich nun hauptsächlich Helium, welches in weiteren chemischen und physikalischen Prozessen zu noch schwereren Elementen verschmolzen wird.
Es entsteht u. a. Beryllium und Kohlenstoff. Der Wasserstoff brennt schalenförmig nicht mehr im Kern, sondern viel weiter aussen weiter. Die Kernfusionen im Kern werden mangels „Treibstoffs“ unterbrochen. Der Strahlungsdruck in der Sonne steigt an und die Sonne bläht sich mächtig auf.
Sie verschlingt Merkur und Venus und ihr Radius vergrössert sich bis zum Radius unserer Erdumlaufbahn. D.h. eventuell verschluckt sie auch unseren Planeten. Sie wird mindestens 100 x grösser, als sie es heute ist.
Alles Leben auf der Erde ist bis dahin schon lange ausgelöscht, denn unsere Sonne wird seit Beginn Ihrer Existenz immer heller. In 1.1 Mrd Jahren wird sie 10% heller und jeder Teil der Erdoberfläche Wüste sein.
In 3.5 Mrd Jahren wird sie 40% heller und unsere Ozeane werden verdampft sein. Nach 5.5 Mrd Jahre ist die Erde ein bei 1400°C geschmolzener Materieklumpen. Alles Leben wird erloschen sein auf unserer Weltenkugel.
Mit einem Lebensalter von 10 Mrd Jahren wird die Sonnenkugel instabil. Strahlungsdruck und Schwerkraft ändern zeitlich ihre Intensität. Die Sonne bzw. der Rote Riese beginnt nun zu pulsieren. Im Wechsel bläht er sich auf und zieht sich wieder zusammen. Hierbei werden immer wieder Gaswolken abgestossen.
Das restliche Material konzentriert sich nun in einer sehr heissen, grell weiss leuchtenden Kugel aus Kohlenstoff, Sauerstoff und Helium. Es ist ein sogenannter Weisser Zwerg entstanden. Dieser hat dann nur noch die Grösse unserer Erde.
Weisse Zwerge haben ca. 0.5 bis 1.4 ursprüngliche Sonnenmassen. So richtig spannend wird alles, wenn wir das Sterben von Sternen mit ursprünglich 8 bis 15fachen Sonnenmassen betrachten. Oder noch viel spannender, wenn die Sterne in ihrem Leben mehr als 15fache Sonnenmassen aufweisen. Hier 2 „magische Stichwörter“:
-„Neutronensterne“ und „Schwarze Löcher“ –
Aber dies ist eine andere Geschichte.
Und woher wissen wir dies Alles, wenn unser Leben nur einen Bruchteil dessen eines Sterns dauert?:
Wenn wir die Sonnen im Weltall betrachten, sehen wir diese in den verschiedensten Altersstufen. Wir können nun aus den unterschiedlichsten Momentaufnahmen einen Film zusammensetzten. Den Film über Geburt, Leben und Sterben der Sterne.
Unsere Sonne gab uns alles Leben und sie wird es uns auch eines Tages wieder nehmen. Auch das unsrige, sollten wir die Erde nicht verlassen.
Gut dabei ist nur, dass wir noch etwas Zeit haben, bis wir uns zu neuen Welten in die dunklen Tiefen des Universums begeben müssen, um das Sterben unserer Sonne zu überleben.
Ein interessanter Youtube-Film kann hier angesehen werden, viel Spass (Lautsprecher einschalten).
Sonnenflecken sind nicht immer in der selben Zahl vorhanden. Für uns Amateurfunker ein wichtiges Indiz, wann eine Verbindung nach fern aufgebaut werden kann.
Und weils so passend ist zum Thema, das Stück Kometenmelodie der Deutschen Technoband Kraftwerk im Hintergrund zu hören.
Bericht von Chris, 4. Mai 2018
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