Die Sonne - ein gewöhlicher Stern
Mit ihrem Licht und ihrer Wärme ist die Sonne Voraussetzung dafür, daß es Leben auf der Erde gibt. Dabei empfängt unser Planet nur einen minimalen Bruchteil der Strahlung, die der 150 Millionen Kilometer entfernte und an die 4,5 Milliarden Jahre alte Feuerball abgibt.
In einem Zeitraum von nur einer Stunde strahlt er so viel Energie auf die Erde ab, wie die gesamte Menschheit in etwa zwei Jahren verbraucht.
Nicht nur aus diesem Grund, sondern auch als der uns am nächsten gelegene Stern ist das Kernkraftwerk Sonne mit 99 Prozent der Masse unseres gesamten Systems ein Schwerpunktthema der astronomischen Forschung.
Wissen über die Sonne hat zu Rückschlüssen auf die Struktur von Milliarden anderer Sterne geführt. Aus deren Erforschung wiederum wissen wir, daß die Lebensdauer aller Sterne - also auch der Sonne - begrenzt ist.
Im Laufe von Milliarden Jahren erschöpft sich der Energievorrat, bis der Stern schließlich stirbt.
Beschaffenheit der Sonne
Wegen der großen Hitze der Sonne kann keine Raumsonde ihre Photosphäre erreichen. Trotzdem weiß man, daß die Temperatur dort "oben" bei annähernd 6000° C liegt: Setzt man die auf der gesamten Erdoberfläche auftretende Sonnenstrahlung in Beziehung zur Entfernung zwischen Sonne und Erde und zur Größe der Sonne (die übrigens einen Durchmesser von 1.392.000 Kilometern hat), so läßt sich diese - ungefähre - Temperatur von der Erde aus berechnen.
Die Temperatur der Sonne steht in direktem Verhältnis zu ihrem ¬Spektrum, also dem in Einzelfarben zerlegten Licht, mit dessen Hilfe auch andere Sterne bestimmt werden können. So erstrahlt beispielsweise ein sehr heißer Körper blau bis violett, während der rote Farbbereich auf geringere Hitze hinweist. Dies läßt sich auch leicht an einer Kerzenflamme oder der Flamme eines Bunsenbrenners nachvollziehen: Der bläuliche Teil der Flamme ist der heißeste, der gelbe der am wenigsten heiße.
Aus dem Spektrum der Sonne ergibt sich auch ihre chemische Zusammensetzung: 75 Prozent Wasserstoff, etwa 23 Prozent Helium sowie geringe Anteile anderer Elemente wie Kohlenstoff und Sauerstoff.
Die Sonne befindet sich übrigens nicht im Zentrum unserer Galaxis, sondern an die 25.000 Lichtjahre davon entfernt! Wenn man bedenkt, daß der gesamte Durchmesser der Galaxis, gemessen von den Enden zweier gegenüberliegender Spiralarme aus, 100.000 Lichtjahre beträgt, so ist die Entfernung zum Mittelpunkt - einem vermuteten ¬Schwarzen Loch - noch immer riesengroß.
Die Wissenschaftler haben dieses Schwarze Loch natürlich nie "sehen" können, genausowenig wie die gesamte Galaxis, in der wir ja drinstecken. So konnte man nur über Umwege und nicht aus der direkten Anschauung unseres Systems ermitteln, daß die Milchstraße ähnliche Umrisse wie ein Diskus oder eine flache Scheibe besitzt.
Statistische Daten der Sonne
- Masse (Erde = 1): 332.830
- Äquatorialer Durchmesser: 1.392.000 km
- Dichte (Wasser = 1): 1.410
- Umlaufzeit (um die Galaxis-Mitte): 225.000.000 Jahre
- Äquatoriale Rotationsperiode: 25,4 Tage
- Oberflächentemperatur: 6.000° C
- Scheinbare mittlere Helligkeit: 600.000 Vollmonde
- Alter: 4,5 Milliarden Jahre
Besondere Phänomene der Sonne, mit denen sich die Astronomie beschäftigt, sind ferner die Sonnenflecken und die Protuberanzen.
Astronomische Einheit
Die mittlere Entfernung der Erde zur Sonne beträgt etwa 150 Millionen Kilometer. Diese Distanz wird astronomische Einheit (oder kurz AE) genannt und zur Messung der Entfernung kosmischer Körper von der Erde verwendet.
Man unterscheidet drei Atmosphärenbereiche der Sonne
Die drei Atmosphärenbereiche der Sonne sind die Photosphäre, die Chromosphäre und Korona der Sonne.
1. Photosphäre
Der sichtbare Atmosphärenteil der Sonne heißt Photosphäre - eine Gasschicht, die hauptsächlich aus Wasserstoff und Helium besteht. Nach außen hin schließt sich die Chromosphäre an. Die körnig wirkende Oberfläche der Photosphäre wird Granulation genannt.
Das, was sich bei der Beobachtung der Photosphärenoberfläche wie eine Ansammlung von "Körnern" präsentiert, heißt Granulation (granulum = lateinisch für Korn). Dieser Eindruck wird verursacht durch das Aufsteigen heißer Gasblasen - der Granulen, die einen Durchmesser von 1.000 bis zu 2.000 Kilometern haben. Umgekehrt sinken kühlere Gasblasen, die wir als dunklere "Körner" wahrnehmen können, wieder ab.
2. Chromosphäre
Die Chromosphäre wird definiert als mittlerer Bereich der Sonnenatmosphäre, welcher innen von der Photosphäre und außen von der Korona begrenzt wird. Die Chromosphärenschicht hat eine Breite von etwa 10.000 Kilometern. Während einer totalen Sonnenfinsternis ist sie als rötlich leuchtender Kreis erkennbar. Bei den glühenden Gaswolken, die über der Chromosphäre aufsteigen, handelt es sich um Protuberanzen.
3. Korona der Sonne
Wer einmal die Gelegenheit hat, eine totale Sonnenfinsternis zu beobachten, wird rings um die vom Mond verfinsterte Sonne einen leuchtenden Ring beobachten können: den äußersten Bereich der Sonnenatmosphäre.
Dieser heiße, gasförmige Mantel heißt Korona oder Strahlenkranz. Seine Temperatur liegt bei fünf Millionen Grad Celsius. Weil dieser Kranz noch schwächer leuchtet als der übrige Himmel, wird er nur bei einer totalen Finsternis sichtbar.
Vereinzelte hellere Gasmassen, die Protuberanzen, erscheinen als rötliche Ausbrüche aus der Korona. In Abhängigkeit von der Sonnenflecken-Tätigkeit ist ihr Aussehen veränderlich. Während eines Maximums erscheint sie fast als Kreis, während eines Minimums dagegen leicht abgeplattet.
Um die Korona jederzeit untersuchen zu können - und nicht bis zu einer Sonnenfinsternis warten zu müssen - gibt es seit den 1930er Jahren ein Instrument, mit dem sich jederzeit auf künstlichem Weg eine Sonnenfinsternis imitieren läßt: den Koronographen.
Häufig gestellte Fragen zur Sonne... schon gewusst?
Was sind Polarlichter?
Das wohl brillanteste Schauspiel, das der Nachthimmel vor allem über der Nordhalbkugel der Erde bietet, sind Polarlichter: elektrisch geladene Teilchen der Sonne, die sich der Erdoberfläche so sehr annähern, daß sie ein optisch fesselndes Lichtspektakel hervorrufen.
Aus diesem Grund trägt die Erscheinung auch den Beinamen Aurora (lateinisch für Morgenröte), den ihr der berühmte Himmelsforscher Galilei verlieh. Man kann sie verstärkt in den ringförmigen Bereichen um die Pole beobachten, und zwar in einer durchschnittlichen Höhe von 190 - 400 Kilometern über der Erdoberfläche.
Je größer die Entfernung von diesen Polgebieten, desto seltener werden die Polarlichter. Sie erscheinen zumeist grün und sind mit roten Flecken durchsetzt. Ihre Lichtphänomene sind zwar nicht identisch, folgen aber alle einem bestimmten Ablauf: Ein grünes Licht erstreckt sich zu einem Bogen, der wie ein Regenbogen von Horizont zu Horizont reicht. Während er immer heller wird, bilden sich neue Strukturen derselben Art.
Gewaltige, farbige Strahlenbündel leuchten auf wie bei einem Feuerwerk. Manchmal gehen sie von einem gemeinsamen Zentrum aus; in diesem Fall spricht man von einer Strahlenkorona. Das Licht bildet mitunter auch bizarre Formen.
Was ist ein Sonnenwind?
Ein Strom elektrisch geladener Teilchen, der ständig von der Korona der Sonne ausgeht, wird Sonnenwind genannt. Aufgrund der Rotation der Sonne werden diese Teilchen gewindeartig in alle Richtungen des interplanetaren Raumes geschleudert.
Man kann diese Auswirkung auch anhand der Ionenschweife von Kometen beobachten, die immer von der Sonne wegführen. Gelangen die Teilchen des Sonnenwindes bis zur Erde, so erzeugen sie das einmalige Schauspiel de Polarlichter .
Was ist eine Protuberanz?
Eine besonders spektakuläre Erscheinung bei totalen Sonnenfinsternissen, die dem technisch "unbewaffneten" Beobachter leider verborgen bleibt, ist die Protuberanz: Wasserstoff in der Sonnenkorona, der in Gestalt von hellen Zungen oder Bögen mit bis zu 200 Kilometern pro Sekunde aus der ¬Chromosphäre herausgeschleudert wird. Diese heißen Gasfontänen legen eine Schleuderspur von über 100 000 Kilometern zurück - und das mit einer Geschwindigkeit von bis zu 700 km/s.
Was sind Flares?
Plötzliche Strahlungseruptionen der Sonne werden auch Flares genannt.
Dabei handelt es sich um von Magnetfeldern beeinflußte, heftige Gas- und Energieausbrüche in der Chromosphäre der Sonne, die alle Bereiche des Spektrums von der ¬Röntgen bis zur ¬Gammastrahlung erfassen. Gleichzeitig steigert sich die Sonnenwind-Aktivität. Außer in seltenen Fällen (bei den sogenannten WeißlichtFlares) muß ein ¬Spektroskop verwendet werden, um die Erscheinung zu beobachten.
Was sind Sonnenflecken?
Infolge der Erfindung des Fernrohrs entdeckten Astronomen bereits im frühen 17. Jahrhundert die Sonnenflecken als aufsehenerregendes Moment ihrer Untersuchungen. Sie identifizierten sie zunächst - ganz im Geist der Zeit - als Makel der Schöpfung. Selbst Friedrich Wilhelm Herschel vermutete noch um 1800, es handele sich dabei um Atmosphärenlöcher, und deutete dies als Hinweis auf ¬Lebewesen. Erst die jahrzehntelange genaue Beobachtung führte zu anderen Ergebnissen. So konnte man bald feststellen, daß es einerseits sehr sonnenfleckenarme Jahre und andererseits solche mit Sonnenfleckenmaxima gibt. Ein ganzer Sonnenfleckenzyklus erstreckt sich über ungefähr 22 Jahre. Manchmal kann man größere Exemplare dieser Flecken mit bloßem Auge wahrnehmen, wenn man die knapp über dem Horizont stehende Sonne kurz durch ein dunkles Glas betrachtet. Vorsicht - ohne Verdunkelung werden die Augen so stark gefährdet, daß man durch das intensive Licht sogar erblinden kann! Durch ein Teleskop und über eine längere Zeitspanne hinweg lassen sich einige Besonderheiten der Sonnenflecken ausmachen. Zunächst weisen sie zwei unterschiedliche Helligkeitsbereiche auf: einen dunklen Kern, der Umbra (lat. für Schatten) genannt wird, und eine hellere Randzone, die Penumbra (Halbschatten). Dabei handelt es sich bei den "dunklen Flecken" um relativ "kühle" Bereiche (ca. 4000° C), die nur vor dem gleißend hellen, 6000° C heißen Gas der Photosphäre dunkel erscheinen. Die Form der Gebilde ist unregelmäßig und verändert sich ständig; manche Flecken verschwinden, andere entstehen innerhalb weniger Stunden und werden ihrerseits nach ein paar Tagen, Wochen oder Monaten durch neue Flecken abgelöst. Ihre Größe variiert zwischen 1000 Kilometern und 40 000 Kilometern Durchmesser. Heute weiß man, daß Sonnenflecken als Folge starker Magnetfelder sichtbar sind. George Ellery Hale konnte diese Felder 1908 vom Mount WilsonObservatorium in Kalifornien nachweisen. Durch das - je nach Äquatornähe - unterschiedlich schnelle Rotieren der Sonne verändern sich die Magnetfelder. Sie übersteigen die Stärke des Erdmagnetfeldes um mehrere 1000mal.