Unsere Sonne – Teil 2

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.

Nachdem ich in Unsere Sonne – Teil 1 auf die Entstehung selbiger eingegangen bin, möchte ich hier etwas zur Sonne selbst erzählen. Anders als man es sich vorstellt, hat die Sonne keinen scharf begrenzten Rand und keine wirkliche Oberfläche. Sie ist eine Gaskugel, die nur durch ihre Eigengravitation zusammengehalten wird. Deswegen müssen ihre Außenschichten kontinuierlich in das Gas übergehen, das den interplanetaren Raum ausfüllt. Gäbe es an einer Stelle keine darüber liegende Schicht, würde der thermische Druck die oberste Schicht sofort nach außen treiben. Allerdings sind die Schicht-Übergänge nicht, wie bei der Erde oder manch anderen Planeten, klar definiert. Sie gehen mehr ineinander über, wobei jede Schicht ihren eigenen Zweck erfüllt. Zur Veranschaulichung hier eine Grafik, die die Teilschichten vom Kern bis zur Korona darstellt.

sonnenaufbau

Im Kern der Sonne herrschen Temperaturen von etwa 15 Millionen Grad. Die Materie ist hier fast vollständig ionisiert, was bedeutet, Atomkerne und Elektronen sind hier nicht aneinander gebunden. Bei den dort herrschenden Temperaturen und dem hohen Druck findet die sogenannte Kernfusion statt. Hierbei wird – stark vereinfacht gesagt – über mehrere Zwischenstufen  Wasserstoff in Helium umgewandelt. Dabei entsteht reine Energie, die als Licht- und Wärmestrahlung abgestrahlt wird. Das funktioniert deswegen, weil Helium leichter ist als Wasserstoff. Pro Sekunde werden im Sonnenkern etwa 600 Millionen Tonnen Wasserstoff umgewandelt.

Um den Kern befindet sich die Strahlungszone (ca.486.000 Kilometer dick). In ihr wird die im Kern entstandene Energie von einzelnen Teilchen absorbiert und wieder emittiert. Dadurch wird die Energie nicht nur nach außen transportiert, sondern auch umgewandelt. Es entstehen zusätzlich zu Gamma-Strahlung andere, elektromagnetische Wellen, unter anderem sichtbares Licht, Infrarotstrahlung, Röntgenstrahlung und Ultraviolettstrahlung. Bis die Energie die Strahlungszone durchdrungen hat, vergehen zirka zehn Millionen Jahre. Das bedeutet, die Sonnenstrahlen, die wir auf der Erde sehen und spüren, stammen von Fusionsvorgängen, die vor zehn Millionen Jahren stattgefunden haben. Die Temperatur in der Strahlungszone reicht von 15 Millionen Grad an der Unterseite, bis ca. 2 Millionen Grad im Übergang zur Konvektionszone.

Die Konvektionszone ist etwa 200.000 km dick und die Temperatur beträgt 2 Millionen Grad. In Ihr wird die Energie, wie der Name schon sagt, über Konvektion übertragen. Das bedeutet, dass bei diesem vergleichsweise geringen Druck, die Energie in Gaswolken an die Oberfläche getragen wird. Dort bilden die Gaswolken die typische Granulation, die in der Photosphäre sichtbar ist:

Granulation Quelle: http://www.scilogs.de/kosmo/gallery/16/24jul02_gcont_ai.jpg

Die Photosphäre emittiert praktisch die gesamte Strahlung der Sonne in den Raum, daher der Name „Photosphäre“ (griechisch „Lichtkugel“) und prägt unser Bild der Sonne. Diese Schicht ist etwa 300km dick, was nur einen winzig kleinen Bruchteil des Sonnendurchmessers ausmacht, wenn man bedenkt, dass sie ca. 1.391.000 km im Durchmesser misst. Damit erscheint uns die Sonne eben doch quasi scharf begrenzt. Die unteren Schichten der Photosphäre werden auch als „Sonnenoberfläche“ bezeichnet, darüber wird der Sonnenradius selbst definiert. Die Durchschnittstemperatur beträgt hier ca. 5.777 K (Kelvin). Das ist schon ziemlich heiß wenn 0°C 273,15 K entsprechen.

Die Chromosphäre ist in ihrem Durchmesser etwa 2.000 km dick, die Temperaturen steigen aber bis auf etwa 25.000 K an. Direkt angrenzend ist ein Bereich, der als „Übergangsregion zur Korona“ bezeichnet wird. In einer Höhe von etwa 2.000 km über der Sonnenoberfläche steigt die Temperatur plötzlich innerhalb einer Schicht von nur 1.000 km Dicke von 10 hoch 4 K auf mehrere 10 hoch 5 K an.

Die Korona kann je nach Sonnenaktivität bis zu einem Abstand von mehreren Millionen Kilometern oder 2-3 Sonnendurchmessern oberhalb der Photosphäre sichtbar sein. Hier beträgt die Temperatur einige Millionen Kelvin. Die Korona geht übergangslos in den Sonnenwind über. Den darf man sich aber nicht wie gewöhnlichen Wind auf der Erde vorstellen. Viel mehr ist das ein Teilchenstrom, der permanent von der Sonne ausgeht. Er besteht vorwiegend aus Photonen, Elektronen und Heliumkernen. Beim Sonnenwind unterscheidet man zwischen dem langsamen und dem schnellen Sonnenwind, wobei der schnelle auf ca. 300 km/s kommt. Die Sonne verliert durch den Sonnenwind pro Sekunde etwa 1 Million Tonnen ihrer Masse!

Korona

Bei einer Sonnenfinsternis breitet sich vor unseren Augen die ganze Anmut der Sonnenkorona aus. Ist die Sonne nicht verdeckt, überstrahlt ihre Helligkeit den Schein der Korona komplett. Bild: arcor

Unsere Sonne ist rund auf 4,57 Milliarden Jahre alt und hat damit gerade einmal die Hälfte ihres „nuklearen Lebens“ hinter sich. Sie wird vermutlich noch etwa fünf Milliarden weitere Jahre leuchten und sich dann erst zu einem Roten Riesen aufblähen – wobei unsere Erde höchstwahrscheinlich daran glauben muss – und anschließend zu einem Weißen Zwergstern werden, der zunächst noch sehr heiß ist, dann aber langsam auskühlt. Eine Supernova oder eine sonstige, gewaltige Explosion wird es bei unserer Sonne an ihrem Lebensende nicht geben, dafür fehlt ihr die nötige Masse. Es wird ein langsamer und ruhiger Tod für unser Zentralgestirn. Trösten wir uns mit der Tatsache, dass niemand von uns das Ende der Sonne miterleben wird.

Als Zusammenfassung füge ich die beiden Teile der kleinen Serie „Unsere Sonne“ in der Rubrik „Unser Sonnensystem in Zahlen“ zusammen, so dass ihr immer darauf zugreifen könnt.

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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2 Antworten zu Unsere Sonne – Teil 2

  1. seescho schreibt:

    Ich hab jetzt immer wieder mal den Begriff Energie in deinen Artikeln gelesen. Vorschlag für ein neues Thema: Erklär mal, was Ernergie eigentlich ist.

    Gefällt 1 Person

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