Die Sonne
Unser Heimatstern
Die Sonne ist der Stern, welcher der Erde am nächsten ist und das Zentrum des Sonnensystems bildet.
Die Sonne ist ein Zwergstern (Gelber Zwerg), der sich im Entwicklungsstadium der Hauptreihe befindet. Sie enthält 99,86 % der Masse des Sonnensystems.
Ihr Durchmesser ist mit 1,4 Millionen Kilometern etwa 110-mal so groß wie der der Erde und etwa viermal so groß wie der mittlere Abstand zwischen Erde und Mond.
Die Oberfläche der Sonne zeigt eine wechselnde Zahl von Sonnenflecken, die in Zusammenhang mit starken Magnetfeldern stehen. Sie werden neben weiteren Phänomenen als Sonnenaktivität bezeichnet. Die Sonnenfleckenaktivität schwankt mit einer regelmäßigen Periode von 11 Jahren, und befindet sich 2024/2025 auf einem Maximum.
Die Sonnenstrahlung ist eine der Grundvoraussetzungen für die Entwicklung und den Erhalt des Lebens auf der Erde.
Die durch die Sonnenstrahlung freigesetzte Energie beruht auf der Kernfusion von Wasserstoff zu Helium, das sogenannte Wasserstoffbrennen in der Proton-Proton-Reaktion. Diese thermonukleare Reaktion läuft im inneren der Sonne bei 15 Millionen °C ab, während die Oberfläche eine Temperatur von ca. 5.600°C hat. Diese obere Zone der Sonne, von welcher die Strahlung ausgeht, nennt man die Photosphäre.
Auch die Sonne hat eine äußere Atmospäre: die Korona. Diese ist zwar enorm heiß, bis 1 Million Grad, aber sehr leuchtschwach. Man kann sie nur während einer Sonnenfinsternis beobachten.
Die Erde erreichen pro Jahr etwa 1,5 · 1018 kWh an Sonnenenergie, 10 000-mal mehr, als die Menschen an Energie verbrauchen.
Der folgende Film von TerraX Commons erklärt, wie die Sonne ihre Energie durch Kernfusion erzeugt
(ZDF/Terra X plus/Bilderfest/Nina Beier/Benjamin Herzberger/Fabian Brokmeier/ Phillip Becker/Maximilian Heß, CC BY 4.0)
In der Sonne brennt ein ständiges Feuer. Verursacht wird es durch Kernfusion: Dabei verschmelzen leichte Atomkerne zu schwereren chemischen Elementen. Genauer gesagt: Die Atomkerne des Wasserstoffs aus der Atmosphäre fusionieren in mehreren Schritten zu Helium, dessen Atomkerne dann aus zwei positiv geladenen Protonen und zwei ungeladenen Neutronen bestehen. Bei diesem Prozess wird sehr viel Energie freigesetzt. Wie alle Atome bestehen auch die Wasserstoffatome aus einem Atomkern und einer Elektronenhülle. Weil die Atomkerne positiv geladen sind, stoßen sie sich normalerweise ab. Eine Fusion aber ist nur möglich, wenn die Atomkerne aufeinanderprallen. Im Inneren der Sonne ist es ungefähr 15 Millionen Grad Celsius heiß, dadurch werden die Atome aus ihrer zusammenhängenden Struktur gerissen und das Wasserstoffgas geht in Plasma über. Im Plasma bewegen sich Atomkern und Hülle frei voneinander und sind dabei so schnell, dass sie ihre Abstoßung überwinden und miteinander verschmelzen können. Auch die gewaltige Sonnenmasse spielt bei diesem Prozess eine Rolle. Ihre ungeheure Gravitationskraft sorgt dafür, dass das Plasma nach innen gedrückt wird. Die Atomkerne befinden sich also auf engstem Raum und können deshalb besonders häufig miteinander reagieren. So verschmelzen in der Sonne jede Sekunde rund 600 Millionen Tonnen Wasserstoff zu Helium.
Daten der Sonne
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Mittlere Entfernung zur Erde |
149,6 Millionen Kilometer |
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Radius / Durchmesser am Äquator |
696.341 km / 1.392.682 km |
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Hauptbestandteile |
Wasserstoff: 92,0% |
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Mittlere Dichte |
1,408 g/cm³ |
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Rotationsperiode |
25,38 Tage |
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Neigung der Achse |
7,25° |
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Alter |
4,57 Milliarden Jahre |
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Planeten |
8 |
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Oberflächentemperatur |
ca. 5.800 K (ca. 5.500 - 5.600 °C) |
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Temperatur im Kern |
15 Millionen °C |
Entstehung, Lebenszyklus und Tod der Sonne
Bild: Wikimedia Commons, User Edwie, GNU-Lizenz für freie Dokumentation, CC BY-SA 4.0
Die Sonne entstand vor ca. 4,6 Milliarden Jahren aus einer Gaswolke, welche überwiegend aus Wasserstoff bestand. Unter der eigenen Schwerkraft ballte sich die Wolke immer stärker zusammen. Dabei stiegen Druck und Temperatur des Gases so stark an, dass schließlich die Kernfusion zündete und das Wasserstoffbrennen einsetzte. Aus übrigem Gas und Staubmassen der ursprünglichen Wolke formten sich die Planeten.
Heute befindet sich die Sonne in der ersten Hälfte ihrer Existenzspanne. Im Laufe der Zeit wird immer mehr Wasserstoff zu Helium verbrannt sein, und schließlich setzt unter weiterer Erwärmung das Verbrennen von Helium zu Kohlenstoff, und schließlich noch schwereren Elementen ein. Die Reihe endet bei Eisen, dann ist durch Kernfusion keine Energie mehr zu gewinnen. Die Sonne ist dann längst zu einem Roten Riesen geworden, und sicher wird sie dann auch unsere Erde vernichten. Mit Sicherheit wird der Rote Riesen die inneren Planeten Merkur und Venus verschlucken, und es ist anzunehmen, dass der Rote Riese in seiner Ausdehnung die Erdumlaufbahn erreicht.
Sobald die Fusionenergie der Sonne endgültig aufgebraucht ist, wird der innere Kern der Sonne freigelegt, und die äußere Masse als ein planetarer Nebel abgestoßen. Sie endet schließlich als ein ausglühender weißer Zwerg und erlischt schließlich völlig.