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Sonne
Fotos: AGO
Unsere Sonne ist, verglichen mit den ca. 200 Milliarden anderen Sternen in unserer Galaxie, nicht besonders auffällig. Ihr Durchmesser beträgt 1.4 Millionen Kilometer, was dem 109fachen des Erddurchmessers entspricht. Müsste man die Sonne mit Kugeln von der Grösse der Erde füllen, wären immerhin 1.3 Millionen Erdkugeln nötig. Vergleicht man die Sonnenmasse (2 x 1030 kg) mit der Erde, sieht das Verhältnis für unsere Erde etwas günstiger aus. Aber die Sonnenmasse ist immer noch 333'000 mal grösser als die unseres Planeten.
Die Sonne besteht aus 80% Wasserstoff und ca. 20 % Helium. Im Zentrum herrschen Temperaturen von ca. 15 Millionen Grad Celsius und 200 Milliarden Bar Druck. Bei diesen extremen Bedingungen kommt es zu einer Kernfusion, Wasserstoffkerne verschmelzen zu Heliumkernen. Im Sonneninnern werden pro Sekunde ca. 600 Millionen Tonnen Wasserstoff zu Helium. Davon werden pro Sekunde ca. 4 Millionen Tonnen als Energie abgestrahlt. Die Sonne wird also jede Sekunde 4 Millionen Tonnen leichter. Aber nur keine Panik - Ihr Brennstoffvorrat wird noch ca. 5 Milliarden Jahre ausreichen. Denn seit ihrer Entstehung vor 5 Milliarden Jahren hat die Sonne gerade mal einen Tausendstel ihrer Masse verloren.
Die Sonne setzt pro Sekunde mehr Energie frei als alle Kernkraftwerke der Erde in 750.000 Jahren produzieren könnten (Stand 2011). Die Erde erhält davon 1.36 Kilowatt pro Quadratmeter. Das entspricht in etwa der Leistung eines elektrischen Heizstrahlers.
Am Äquator dreht sich die Sonne in 25 Tagen einmal um sich selbst. An den Polregionen dauert eine Umdrehung aber bis zu 27 Tagen. Unser ganzes Sonnensystem bewegt sich zudem um das Zentrum unserer Milchstrasse. Bis ein solcher Umgang geschafft ist, dauert es 250 Millionen Jahre.
Die Sonnenoberfläche selber erinnert an eine Orangenhaut, die aber ständig in Bewegung zu sein scheint. Mit speziellen Filtern kann man auf ihr dunkle Flecken verschiedenster Form beobachten - sogenannte Sonnenflecken. Diese dunklen Stellen auf der sichtbaren Sonnenoberfläche sind kühler und strahlen daher weniger sichtbares Licht ab als der Rest der Oberfläche. Ihre Zahl und Größe ist ein Mass für die Sonnenaktivität. Das Auftreten der Sonnenflecken unterliegt einem Zyklus von elf Jahren. Ursache der Flecken und der in ihrer Nähe auftretenden Gasausbrüche sind Störungen im Magnetfeld.
Mit H-alpha-Teleskopen, die zur Sonnenbeobachtung entwickelt wurden und mit einem Interferenzfilter ausgerüstet sind, das nur die Wellenlänge des angeregten Wasserstoffs bei 656,281 Nanometern durchlässt, können die gewaltigen Gasausbrüche auf der Sonne beobachtet werden. Speziell am Sonnenrand sind diese Protuberanzen sehr eindrücklich. Protuberanzen erreichen eine Länge von einigen hunderttausend Kilometern. In Extremfällen steigen sie über eine Million Kilometer über die Sonnenoberfläche und schleudern dabei Materie ins Weltall.
Und jetzt noch etwas sehr Wichtiges: Betrachten Sie die Sonne niemals durch ein Fernglas oder Teleskop ohne die Verwendung von speziellen Sonnenfiltern!
Ein ganz besonderes, aber relativ seltenes Schauspiel, ist eine totale Sonnenfinsternis. Dazu kommt es, wenn Sonne, Mond und Erde genau in einer Linie stehen. Eine totale Sonnenfinsternis gibt es also nur, wenn der Neumond genau im Knotenpunkt der Mondbahn steht.
Wie geht es weiter mit unserer Sonne?Die Sonne hat im Moment etwa die Hälfte ihres Lebenswegs hinter sich. In ca. 4 -5 Milliarden Jahren, wenn der Wasserstoff im Innern der Sonne zu Ende geht, zieht sich der Kern langsam zusammen. Bei steigenden Temperaturen wird dann das Helium zu Kohlenstoff verbrannt. Durch den wachsenden Gasdruck bläht sich das Sonnenplasma zu einem Roten Riesen auf. In diesem Stadium wird die Sonne auch die Erde verschlucken. In ca. 5 Milliarden Jahren wird dieser Rote Riese seine Aussenhüllen in den Weltraum abstossen. Ein Planetarischer Nebel entsteht. Der Fusionsprozess im Innern endet und es gibt keinen Gasdruck mehr, welcher der Schwerkraft entgegenwirkt. Die Sonne erleidet einen Schwerkraftkollaps und schrumpft auf die Grösse der Erde zusammen.
Übrig bleibt ein kleiner, heisser Weisser Zwerg. In ein paar Millionen Jahren kühlt er ab und endet als Schwarzer Zwerg - sehr dicht, kalt und dunkel. Ein Stück Schwarzer Zwerg, so gross wie ein Zuckerwürfel, wiegt 2-3 Tonnen.
SchlussbemerkungUnsere Sonne und unser Sonnensystem ist aus Materie entstanden, die durch Explosionen von anderen Sternen in den Weltraum geschleudert wurde. Aufgrund der schweren Elemente, die in unserem Sonnensystem vorhanden sind, geht man davon aus, dass die Sonne ein Stern der dritten Generation ist (Schwere Elemente entstehen bei Sternexplosionen). Der Sternenstaub, den die Sonne bei ihrem Tod in den Weltraum schiesst, ist das Baumaterial für eine nächste Generation von Sternen und Sonnensystemen.
|Eigenschaften des Orbits|
|Mittlerer Erdabstand||149.6 Mio. km (1 AE)|
|Kleinster Erdabstand||147.1 Mio. km|
|Grösster Erdabstand||152.1 Mio. km|
|Physikalische Eigenschaften|
|Äquator-, Poldurchmesser||1'392'684 km|
|Masse||1.9884 · 1030 kg|
|Mittlere Dichte||1.408 g/cm3|
|Fallbeschleunigung||274 m/s2|
|Fluchtgeschwindigkeit||617.3 km/s|
|Rotationsperiode||25 Tage 9 h|
|Neigung der Rotationsachse||7.25°|
|Max. scheinbare Helligkeit||-26m74|
|Eigenschaften der Atmosphäre|
|Temperatur der Oberfläche||5778 K (5505 °C)|
|Hauptbestandteile|
|Wasserstoff||92.1 %|
|Helium||7.8 %|
|Sauerstoff||0.05 %|
|Kohlenstoff||0.023 %|
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