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Unsere Sonne ist nur einer von weit mehr als 100 Milliarden Sternen in der Milchstrasse, aber für uns ist sie der wichtigste von allen – ohne die Sonne gäbe es kein Leben auf der Erde. Wir sehen unser Zentralgestirn jeden Tag, aber wir wissen nur wenig darüber. Wie viele dieser 17 Fakten kanntest du schon?
Ein sogenannter Gelber Zwerg, um es genau zu sagen. Sonnen dieses Typs gehören zur Spektralklasse G, die Sterne mit mittlerer Oberflächentemperatur umfasst (kühler als die blau leuchtenden, heisser als die rot leuchtenden). Sie sind sehr häufig, relativ klein und leuchten gelblich. Unsere Sonne ist als G2V klassifiziert, das heisst, sie gehört zu den heisseren der G-Sterne (die Skala reicht von heiss 0 bis kühl 9) und wie alle G-Sterne zur Leuchtkraftklasse V (die hellsten Sterne gehören zur Klasse I; die geringste Leuchtkraft der Stufe VII haben Weisse Zwerge).
Wäre die Sonne ein Hohlkörper, würden ungefähr 960'000 Erdkugeln hineinpassen. Könnte man diese Erdkugeln so anordnen, dass es keine Zwischenräume gäbe, dann böte die Sonne sogar Raum für circa 1,3 Millionen Erden. Um die Oberfläche der Sonne komplett einzuhüllen, würde man 11'990 Erdoberflächen benötigen.
1'989'000'000'000'000'000'000'000'000'000 Kilogramm wiegt unser Zentralgestirn – ungefähr 332'946-mal so viel wie die Erde. Das sind 99,86 Prozent der gesamten Masse im Sonnensystem. Von den restlichen 0,14 Prozent entfallen rund zwei Drittel auf den Giganten Jupiter, der knapp 2,5-mal so gross ist wie alle anderen sieben Planeten zusammen.
2012 massen Astronomen den Durchmesser der Sonne zwischen den Polen und am Äquator. Die Differenz betrug lediglich etwa 10 Kilometer – bei einem Durchmesser von knapp 1,4 Millionen Kilometer. Wäre die Sonne so gross wie ein Strandball, wäre diese Differenz kleiner als die Dicke eines menschlichen Haars. Die Sonne ist daher die perfekteste natürlich geformte Kugel, die wir kennen.
Die Sonne ist rund 25'000 Lichtjahre vom Zentrum der Galaxis entfernt, wo sich ein massives Schwarzes Loch befindet. Für einen Umlauf um das Zentrum benötigt die Sonne etwa 240 Millionen Jahre. Seit ihrer Entstehung hat sie also erst 18 bis 20 Umrundungen hinter sich. Als die Dinosaurier vor etwa 65 Millionen Jahren ausstarben, befand sich die Sonne auf ihrer Umlaufbahn gut ein Viertel weiter zurück.
Eine totale Sonnenfinsternis findet statt, wenn der Mond zwischen der Sonne und der Erde steht und die Sonnenscheibe abdeckt. Dass dies geschehen kann, ist reiner Zufall – der Durchmesser der Sonne ist zwar ziemlich genau 400 Mal grösser als jener des Mondes, aber sie ist auch 400 Mal weiter von der Erde entfernt. Aus diesem Grund erscheinen beide am Himmel gleich gross und der kleine Mond kann die grosse Sonne komplett verdecken. Zu einer seltenen Ausnahme kommt es, wenn der Mond sehr weit von der Erde entfernt ist: Seine Scheibe verdeckt dann die Sonnenscheibe nicht ganz und es ist ein Sonnenring zu sehen.
Der mittlere Abstand zwischen der Erde und der Sonne wird «Astronomische Einheit» (AE) genannt, die laut Definition 149'597'870'700 Meter misst. Könnten wir diese Strecke mit einem Auto – bei konstanten 120 km/h ohne Zwischenstopp – zurücklegen, wären wir gut 142 Jahre unterwegs. Das Licht benötigt für diese Strecke lediglich 8 Minuten und 20 Sekunden.
Aber immer noch ziemlich heiss: Es herrschen dort Temperaturen von etwa 5500 °C, bei denen sämtliche chemischen Elemente längst geschmolzen sind. Viel heisser ist es aber am Rand der Atmosphäre, der Korona: Hier ist es mehr als 1 Million °C heiss. Noch heisser ist es im Kern der Sonne: Dort herrschen Temperaturen von 15 Millionen °C.
Von der Erde aus gesehen ist die Sonne gelb. Kurzwellige Strahlung (Blau, Violett) wird von der Atmosphäre stärker gestreut, deshalb erscheint uns der klare Himmel blau und die Sonne gelblich. Bei Sonnenaufgang oder -untergang legt die Strahlung einen längeren Weg durch die Atmosphäre zurück, sodass uns die Sonne dann orange oder rot erscheint. Im Weltraum leuchtet die Sonne jedoch rein weiss. Ihr Licht enthält alle Farben, was sich zeigt, wenn es in einem Prisma gebrochen wird.
Jede Sekunde strahlt die Sonne 20'000 Mal so viel Energie ab, wie die Menschheit seit Beginn der Industrialisierung als Primärenergie verbraucht hat. Das ist mehr als die Energie, die sämtliche Atomkraftwerke, die 2011 in Betrieb waren, in 750'000 Jahren produzieren könnten. Diese unvorstellbare Energiemenge strahlt die Sonne gleichmässig in alle Richtungen ab. Die rund 150 Millionen Kilometer entfernte Erde empfängt dabei eine mittlere Strahlungsleistung von 1360 Watt pro Quadratmeter.
Bei der Kernfusion verschmilzt die Sonne in jeder Sekunde rund 564 Millionen Tonnen Wasserstoff zu 560 Millionen Tonnen Helium. 4 Millionen Tonnen Materie werden – gemäss Einsteins berühmter Formel E = mc2 – in Energie umgewandelt. Seit ihrer Entstehung hat die Sonne 14'000 Erdmassen Wasserstoff in Helium umgewandelt. 90 Erdmassen wurden dabei in der Form von Energie freigesetzt.
Die Sonne ist ein gigantischer Ball aus sehr heissem Plasma. Nicht alle Zonen dieser Kugel rotieren gleich schnell, wie die Bewegung der Sonnenflecken auf der Sonnenoberfläche zeigt. Äquatornahe Gebiete benötigen etwa 25 Tage für eine Rotation, die polnahen Zonen dagegen rund 36 Tage. Das Innere der Sonne dreht sich in etwa 27 Tagen einmal um sich selber.
Die Sonne stösst ständig einen Strom von geladenen Teilchen von sich weg – pro Sekunde verliert sie so rund eine Million Tonnen an Masse. Dieser Sonnenwind genannte Teilchenstrom besteht vornehmlich aus Protonen, Elektronen und Heliumkernen und verursacht beispielsweise die auf der Erde manchmal sichtbaren Polarlichter.
Pro Quadratmeter ihrer Oberfläche strahlt die Sonne eine Leistung von 63 Megawatt ab. Das ist mehr als 1 Million Glühbirnen (60 W). Unsere Sonne ist ohnehin ein helles Gestirn: Sie kommt zwar nicht in die Nähe von sehr hellen Sternen wie etwa Arktur, scheint aber heller als 85 Prozent der anderen Sonnen in der Milchstrasse.
Im Kern der Sonne findet die Fusion von Wasserstoff zu Helium statt. Je mehr Helium dazukommt, desto wärmer und heller scheint die Sonne – etwa 10 Prozent stärker pro 1 Milliarde Jahre. Seit ihrer Entstehung vor rund 4,6 Milliarden Jahren ist sie bereits 40 Prozent heller geworden. In 1,1 Millarden Jahren wird sie so stark scheinen, dass Wüsten die Kontinente bedecken. In 3,5 Milliarden Jahren wird sie 40 Prozent heller sein als heute – dann ist sämtliches Wasser auf der Erdoberfläche verdampft und Leben in der heutigen Form auf dem Planeten nicht mehr möglich.
Wenn die Sonne ein Alter von 9,4 Milliarden Jahren erreicht hat, versiegt der Wasserstoff in ihrem Zentrum, die Kernfusion kommt dort zum Erliegen und der Druck im Kern sinkt. Durch die Schwerkraft drückt die Hülle nach innen, worauf der darin noch enthaltene Wasserstoff sich weiter erhitzt und die Kernfusion auch dort zündet. Die Energie, die dabei frei wird, erhitzt die äusseren Schichten der Sonne, die sich nun im Alter von 11,7 bis 12,3 Milliarden Jahren enorm ausdehnt und zugleich rötlicher wird – sie wird ein Roter Riese. Sie dehnt sich bis zur Umlaufbahn der Venus aus und schluckt nach dem Merkur auch diese. Die Erde dürfte diesem Schicksal entgehen, aber die Erdkruste ist dann längst nur noch geschmolzene Lava. Von der Erde aus gesehen nimmt die rote Riesensonne einen grossen Teil des Himmels ein.
Etwa im Alter von 12,3 Milliarden Jahren hat sich der Helium-Kern der Sonne so stark zusammengezogen, dass die Temperatur dort auf 100 Millionen °C steigt. Nun setzt die Fusion von Helium zu Kohlenstoff ein; die Sonne wird instabil und stösst ihre äusseren Schichten in mehreren gewaltigen Eruptionen ab. Zurück bleibt ein weiss glühender Kern aus Kohlenstoff, Sauerstoff und etwas Helium, der ungefähr so gross wie die Erde ist, aber so dicht, dass ein Kubikzentimeter eine Tonne wiegt. Dieser Weisse Zwerg besteht einige Dutzend Milliarden Jahre, bevor er erlischt und zu einem Schwarzen Zwerg wird.