Unsere Sonne – Teil 1

Jeder Mensch auf der Welt kennt ihren Namen, jeder sieht sie fast täglich und doch wissen die meisten nur sehr wenig über sie. Unsere Sonne. Sie spendet Wärme, Licht und Energie – doch wie macht sie das? Was ist unsere Sonne eigentlich? Wie ist sie entstanden? Mit diesen Fragen möchte ich mich in dieser kleinen Beitragsserie auseinandersetzen.

sonneBild: umbra.nascom.nasa

Die Sonne ist erst mal ein normaler Stern, der sich in Aufbau und Strahlung kaum von anderen Sternen seines Typs unterscheidet. Der große Unterschied für uns ist allerdings der, dass wir keinem anderen Stern so nah sind wie unserer Sonne. Wir können ihre Außenschichten, aus denen die Sonnenstrahlung direkt in den Raum gesandt wird, unvergleichlich detaillierter als die irgendeines anderen Sterns untersuchen. Außerdem haben wir die Möglichkeit, aus nächster Nähe jede Menge Daten mit Hilfe von Raumsonden zu sammeln.

Die Sonne ist an ihrem Äquator ca. 1.392.684 km dick, das ist ziemlich genau 109-mal der Durchmesser der Erde. Wie ist so ein gigantischer Gasball entstanden?

Alles begann mit einem riesigen Knall. Lange, bevor unsere Sonne „das Licht der Welt erblickt hat“, explodierte ein Stern mit der vielfachen Masse unserer Sonne in einer Supernova und verteilte ihre Masse sowie ihre Elemente (die im Übrigen höchstwahrscheinlich die Bausteine für uns beinhalteten) im All. Die frühen Sterne bestanden meist aus dem Urmaterial, das in der Frühzeit des Universums reichlich vorhanden war: Wasserstoff. Ihr Leben war kurz (nur wenige hundert Millionen Jahre) und endete meist mit einer Supernova-Explosion. Erst durch diese Explosionen entstehen schwerere Elemente. Nachdem wir ziemlich genau wissen, aus welchen Bestandteilen unsere Sonne besteht und wie alt sie ist, könne wir daraus schließen, dass sie ein Stern der 3. oder 4. Generation ist. Zwar besteht auch sie überwiegend aus Wasserstoff und Helium, doch in geringen Mengen auch aus Elementen, die erst lange nach dem Urknall entstanden. Sie enthält beispielsweise Eisen. Da Eisen nur in Supernova-Explosionen gebildet wird, können wir davon ausgehen, dass die Sonne einige Vorgänger hatte, aus deren Überresten sie sich formte.

Vor ca. 4,6 Milliarden Jahren befand sich also eine Gaswolke in unserer Gegend. Sie war noch einigermaßen homogen, die Materie in ihr war also gleichmäßig verteilt. Nun können zwei unterschiedliche Szenarien eintreten: einmal könnte die Gaswolke kollabieren, also unter ihrer eigenen Schwerkraft zusammenstürzen. Sie bildet dann im Zentrum eine Verdickung, in der sich nun ein Großteil der Materie der Wolke sammelt und verdichtet und ein Riesenstern daraus wird.

Kassiopeia A

Falschfarbenbild des Kassiopeia A – Nebels. Ein Supernova-Überrest, in dessen Mitte man bei genauem hinsehen einen Neutronenstern sieht – das, was vom ursprünglichen Stern übrig geblieben ist. Bild: mpa

Oder aber die ursprüngliche Gaswolke wird durch eine nahe Supernova-Explosion gestört. Die Schockwelle, die daraufhin die Gaswolke durchläuft, sorgt für eine Verdichtung, aus der sich massearme Sterne wie unsere Sonne herausbilden können. Gleichzeitig wird die Gaswolke mit neuen chemischen Elementen angereichert, aus denen sich später feste Körper wie z.B. Planeten bilden können. (Massearm ist in diesem Zusammenhang nicht abwertend zu verstehen – ganz im Gegenteil. Je Massereicher ein Stern ist, umso heißer wird er und verbrennt dadurch auch seine Vorräte viel schneller. Ergo hat er bei weitem keine so lange Lebensdauer wie Sterne von der Größe unserer Sonne. Sie werden bei Weitem nicht so heiß und haben daher viel länger etwas von Ihren Reserven.)

Aufgrund der Gravitation zieht die Verdickung nun alles an sich, was sich in ihrer näheren Umgebung befindet und leichter ist als sie selbst. Sie wächst und wächst, und es vollzieht sich eine Kettenreaktion. Die Masse steigt, der Einflussbereich des Klumpens wird größer, es wird immer mehr Material aus der Gaswolke angezogen und dem Sternenbaby einverleibt, die Masse steigt weiter usw. Dies passiert so lange, bis alle Materie aus dem direkten Einflussbereich verwertet ist. Die Masse an vorhandenem Material ist also maßgeblich für die Größe des späteren Sterns verantwortlich.

Durch die Masseansammlung steigt die Dichte immer weiter, und mit ihr erhöht sich auch die Temperatur im Inneren. Das Gas verdichtet und erhitzt sich unaufhörlich. Nun haben wir bald (das heißt nach einigen Millionen Jahren!) einen Protostern. Ist dann im Inneren eine Temperatur von mehreren Millionen Grad erreicht, kommt es zur Verschmelzung von Wasserstoffkernen zu Helium. Das nennt man auch Fusion und ihr einsetzen ist zugleich auch auch die Geburtsstunde des Sterns. Hierbei wird enorm viel Energie frei, die der Protostern im Form von Licht und Wärme nach außen abgibt – die Sonne beginnt zum ersten Mal zu leuchten! Die Zeitspanne vom Protostern zur echten Sonne beträgt etwa 10 Millionen Jahre – und fertig ist unsere Sonne.

protoplanetare scheibe

künstlerische Darstellung einer Protoplanetaren Scheibe um ihr frisch gebildetes Zentralgestirn. Bild: i.space.com

Doch unsere Sonne hat nicht alle Materie um sich herum aufgenommen. Um die junge Sonne herum befindet sich nun eine Scheibe, in der sich etliche Verklumpungen angesammelt haben. Diese Scheibe nennt man „Protoplanetare Scheibe„. Die Klumpen tun nun das selbe, was auch die Sonne vorher getan hat: sie ballen sich durch ihre Eigengravitation immer weiter zusammen, bis alle Materie aufgebraucht ist. Nachdem nicht mehr so viel Materie vorhanden war, um eine zweite Sonne zu bilden (auch diese Szenarien gibt es), bleiben diese Kugeln recht klein, doch sie räumen um die Sonne herum auf und bewegen sich in Bahnen um sie herum – die Planeten, und auch die Erde, waren geboren. Und fertig war das Sonnensystem.

Natürlich spielen sich die einzelnen Schritte nicht von heute auf morgen ab, sondern benötigen Millionen von Jahren, doch das ist der wahrscheinlichste Weg, wie unsere Sonne und die Planeten entstanden sind. Zwar hat niemand diese Vorgänge live mitverfolgt, doch anhand der Beobachtungen von anderen, entstehenden Sternen können wir unsere Schlüsse ziehen – die sich einwandfrei mit den Beobachtungen unserer Sonne decken.

Nun wissen wir, wie unsere Sonne entstanden ist, widmen wir uns also in der nächsten Folge um ihre Eigenschaften.

Über stellariumblog

Stellariumblog ist ein Info-und Newslog. Ich versuche, die oftmals komplizierte und unübersichtliche Fülle an Informationen und Wissen verständlich zu erklären. Mein Ziel ist es, mit diesem Blog so viele Menschen wie möglich von der Astronomie zu begeistern. Natürlich versuche ich, täglich die wichtigsten News aus den Bereichen Astronomie, Astrophysik und vergleichbaren Wissenschaften zu bloggen, ich bin allerdings Berufstätig und habe leider nicht jeden Tag ein bis zwei Stunden Zeit – seid also bitte etwas nachsichtig falls ich nicht immer alles als erster poste ;) Ich freue mich immer über positive Bewertungen, aber auch über konstruktive Kritik sowie Vorschläge und/oder Hinweise auf mögliche Fehler (ich bin auch nur ein Mensch). Ansonsten wünsche ich euch viel Spaß in meinem Blog.
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10 Antworten zu Unsere Sonne – Teil 1

  1. kinder unlimited schreibt:

    es ist ein Genuss, wie gut Du das beschreibst!

    Gefällt 1 Person

  2. seescho schreibt:

    Ich möchte dir auch ein Kompliment machen. Das was du hier treibst, ist phänomenal. Einziger Kritikpunkt: du schreibst schneller, als ich lesen kann 🙂

    Gefällt 1 Person

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