Die Sonne: Ein Bündel an Energie

Wie alt ist die Sonne?

Die Sonne ist zwar kein Stern der ersten Generation, dennoch ist sie nach menschlichem Ermessen uralt. Sie entstand vor etwa 4,5 Mrd. Jahren vermutlich aufgrund einer Supernovaexplosion aus einer Wolke interstellarer Materie.

Durch die Schockwelle stürzte die Wolke in sich zusammen, begann zu rotieren und flachte immer weiter ab. Nachdem sich im zentralen Bereich die Materie mehr und mehr verdichtet hatte und Druck sowie Temperatur immer stärker anstiegen, begann ein nuklearer Fusionsprozess, bei dem Wasserstoffatome zu Heliumatomen verschmolzen. Dabei wurden riesige Mengen an Energie freigesetzt. Dadurch entstand ein Gleichgewicht zwischen dem nach außen wirkenden Gas- und Strahlungsdruck und der nach innen gerichteten Schwerkraft. Es war ein leuchtender Stern entstanden, der Wärme und Lichtenergie abzustrahlen begann. Aus dem restlichen Material der anfänglichen Wolke bildeten sich in der Ebene der Umlaufbahn die Planeten.

Ist die Sonne ein Stern der Superlative?

In unserem Sonnensystem schon, doch im universalen Maßstab ist sie ein kleines Licht. Sie befindet sich ca. 30 000 Lichtjahre vom Zentrum unserer Heimatgalaxie, der Milchstraße, entfernt im sog. Orionarm.

Bei einer Geschwindigkeit von ungefähr 250 km/s braucht sie für einen Umlauf um das galaktische Zentrum 240 Mio. Jahre. Sie ist 330 000-mal schwerer als die Erde. Ihr Durchmesser von 1 392 000 km entspricht dem 109-fachen des Erddurchmessers: Auf der Sonnenscheibe würde unser Planet samt Mondbahn bequem Platz finden.

Übrigens: Auf der Oberfläche herrschen Temperaturen von etwa 5500 °C, im extrem dichten Innern erreicht die Temperatur 14,6 Mio. °C. Hier befindet sich das »Kraftwerk« der Sonne, das in einer Sekunde etwa 655 Mio. t Wasserstoff in Helium umwandelt. Bei dieser Verschmelzung verliert die Sonne etwa 5 Mio. t ihrer Masse, die in Energie umgewandelt wird.

Wie bahnt sich die Energie ihren Weg?

Die im Kern der Sonne frei werdende Energie wird im Wesentlichen durch Strahlung vom Innersten des Feuerballs nach außen transportiert.

Dabei wird die Energie auf ihrem Weg durch die Sonnenmaterie unzählige Male abgelenkt und wieder zurückgeworfen. Etwa 200 000 km unterhalb der Oberfläche trifft die Strahlung dann auf eine Schicht, in der es für sie aufgrund der niedrigeren Temperatur kein Durchkommen gibt – doch was heißt schon niedrige Temperatur, es ist dort immer noch etwa 2 Mio. °C heiß. Stattdessen wird die Energie vom Gas am unteren Rand der Konvektionszone »eingefangen«. Dadurch entstehen heiße Gasblasen, die mit einer Geschwindigkeit von etwa 1 km/s in die Höhe steigen. Diese Gasblasen werden von Wissenschaftlern auch als Granulen bezeichnet.

An der Oberfläche angekommen, geben die Granulen ihre Energie wieder in Form von Strahlung frei. Dabei kühlen die Blasen ab und sinken zurück in die Tiefe. Die Lebensdauer der Granulen beläuft sich auf wenige Minuten. So gering diese Zeitspanne auch ist, sie erreichen eine immense Größe; ihr Durchmesser beträgt einige hundert Kilometer. Dieser brodelnde Vorgang lässt sich in etwa mit kochendem Wasser vergleichen, dessen strudelnde Blasen auch ständig in Bewegung sind. Diese Bewegung zeigt sich auf der Oberfläche der Sonne als körnige Hell-Dunkel-Struktur, man spricht dabei auch von Granulation. Die Sonnenoberfläche, die sog. Photosphäre, verändert also ständig ihre Form.

Ist die Sonne ein einziger glühender Feuerball?

Nein, denn sie lässt sich in unterschiedliche Sphären gliedern.

Die Photosphäre, die auch als Lichtschicht bezeichnet wird, ist die sichtbare äußere Begrenzung der Sonnenkugel. Sie besteht aus einer 400 km dicken Gasschicht, die etwa 5500 °C heiß ist. Nach außen hin schließen sich die 2000 km mächtige Chromosphäre (Farbschicht) sowie die mehrere Millionen Kilometer weit ins Weltall hinaus reichende Korona an, die man zusammen auch als Sonnenatmosphäre bezeichnet.

Warum ist die Korona nur selten zu sehen?

Sie ist einfach nicht hell genug. Der strahlenförmige Lichtschein der äußeren Korona wird überwiegend durch Streuung des Sonnenlichts an festen Partikeln hervorgerufen; die innere Korona besteht zum überwiegenden Teil aus fein verteilten Gasen und freien Elektronen und Ionen. Da sie rund 10 000-mal schwächer leuchtet als die Photosphäre, kann man die Korona ohne technische Hilfsmittel mit dem bloßen Auge nur während einer totalen Sonnenfinsternis erkennen: Sie bildet dann einen Strahlenkranz um die vom Neumond vollständig bedeckte Sonnenscheibe.

Übrigens: Eine Besonderheit und ein bislang ungelöstes Rätsel ist die hohe Temperatur der Korona, die von innen nach außen zunimmt und dort über 1 Mio. °C erreichen kann. Vermutlich sind relativ kleine schleifenförmige Magnetfelder für das Aufheizen verantwortlich.

Was hat die Sonne mit den Polarlichtern auf der Erde zu tun?

Ohne die Sonne würde es diese Lichter nicht geben: Chromosphärische Eruptionen (Flares) sind als sehr helle Bereiche auf der Sonne sichtbar. Bei ihnen handelt es sich um regional eng begrenzte und kurzlebige Erscheinungen – ihre Lebensdauer liegt zwischen wenigen Minuten und einigen Stunden. Sie setzen in dieser Zeit gewaltige Energie, sowohl Materie als auch elektrisch geladene, hochenergetische Teilchen, frei, die durch das All rasen und beim Eindringen in die Erdatmosphäre magnetische Stürme verursachen können; die Flares sind auch die eigentliche Ursache der Polarlichter.

Hat die Sonne Flecken auf ihrem makellosen Gelb?

Das Gelb der Sonne ist alles andere als makellos. Die augenfälligsten Erscheinungen der Sonne sind die Sonnenflecken. Darunter versteht man kalte Gebiete der Photosphäre, die aus einem zentralen Schattengebiet und einem helleren Hof bestehen – das eine wird Umbra genannt, das andere ist bei Astronomen als Penumbra bekannt. Sie kommen überwiegend in zwei Zonen vor, die parallel zum Sonnenäquator verlaufen. Ihre Größe reicht von einzelnen Flecken mit 2000 km Durchmesser bis hin zu Gruppen, die sich über 100 000 km hinziehen können. Ihre Häufigkeit schwankt in einer Periode von elf Jahren.

Um die Sonnenflecken herum können sog. photosphärische Fackeln beobachtet werden, die energiereiche Materie abgeben. Die Fackeln haben eine längere Lebensdauer als die Flecken, so dass auch vereinzelte Fackelherde beobachtet werden können, die an der Stelle einer früheren Sonnenfleckengruppe noch einige Zeit weiter existieren. Die größten Sonnenfleckengruppen haben eine Lebensdauer von wenigen Monaten. Die meisten Flecken verkümmern schon nach wenigen Tagen.

Warum ist der Himmel blau?

Der Himmel ist gar nicht blau, wir sehen ihn nur so. Das Sonnenlicht ist ein Gemisch der verschiedenen Farben des sichtbaren Spektrums, die sich durch ihre Wellenlänge unterscheiden. Durchdringt das Sonnenlicht die Atmosphäre der Erde, streuen die Luftmoleküle die einfallenden Strahlen in alle Richtungen. Dabei wird der kurzwellige blaue Anteil etwa fünfmal stärker gestreut als der rote Anteil: Der Himmel erscheint blau.

Steht jedoch die Sonne am frühen Morgen oder am späten Abend nahe dem Horizont, müssen die Lichtstrahlen einen wesentlich längeren Weg durch die wasserhaltige und mit Staubpartikeln verschmutzte Atmosphäre zurücklegen, bevor sie die Erde erreichen. Dabei geht ein großer Teil der blauen Komponente des Sonnenlichts verloren: Das Licht erscheint rötlich.

Ist die Dämmerung immer gleich?

Nein! Nach dem Sonnenuntergang wird es nicht sofort dunkel, da zerstreutes Sonnenlicht in höheren Schichten der Atmosphäre noch Helligkeit verbreitet. Die Länge der Dämmerung hängt davon ab, wie schnell die Sonne unter den Horizont sinkt.

Wenn die Sonne weniger als 6 Grad unter dem Horizont steht, herrscht bürgerliche Dämmerung; sie dauert in Mitteleuropa 37–51 Minuten. Bei einem Sonnenstand von 6–12 Grad unter dem Horizont herrscht nautische Dämmerung, von 12–18 Grad astronomische Dämmerung und über 18 Grad völlige Dunkelheit. In hohen Breiten gehen Abend- und Morgendämmerung im Sommer ineinander über (»weiße Nächte«). Dagegen ist die Dämmerung in den Tropen wegen der steileren Sonnenbahn nur kurz – die Sonne hüpft förmlich über den Horizont.

Wie wichtig ist der Abstand zwischen Sonne und Erde?

Lebenswichtig! Der Abstand zwischen den beiden Himmelskörpern bewirkt, dass das für alles Leben notwendige Wasser in flüssiger Form erhalten bleibt, also weder verdampft noch zu Eis erstarrt.

Zunächst drang die ultraviolette Strahlung der Sonne noch völlig ungehindert durch die Uratmosphäre. Dabei entstanden durch die Spaltung von Wasserstoffmolekülen erste kleine Mengen freier Sauerstoff. Doch erst durch das Auftreten von photosynthetisch aktiven Cyanobakterien vermehrte sich der Sauerstoffgehalt in der Atmosphäre merklich. Heute beträgt der Anteil von Sauerstoff 21 %; nach wie vor ist Stickstoff mit einem Anteil von 78 % dominierend.

Ist Leben auf der Erde ohne Sonne möglich?

Die Sonne ist die Energiequelle der Erde. Ohne ihre Wärme und ihr Licht wäre das Leben, so wie wir es kennen, nicht möglich.

Von der Sonne kommt die Energie, mit deren Hilfe grüne Pflanzen Kohlendioxid und Wasser in organische Stoffe und Sauerstoff umwandeln, sie ist der Motor für das Wettergeschehen und langfristige Klimaveränderungen. Die Sonne bestimmt den Rhythmus der Jahreszeiten und letztlich den Wechsel von Hell und Dunkel, von Warm und Kalt, dem sich Pflanzen, Tiere und Menschen angepasst haben.

Warum tut die Sonne dem Menschen gut?

Wer leicht einen Sonnenbrand bekommt oder gar eine Sonnenallergie hat, wird das wohl anders sehen. Aber: Die Infrarotstrahlung spendet Wärme, die UV-Strahlung steuert nicht nur die Photosynthese der Pflanzen, sondern bildet auch in unserem Organismus das für die Calciumaufnahme in den Knochen wichtige Vitamin D, mobilisiert den Stoffwechsel, das Immunsystem und fördert das allgemeine Wohlbefinden.

Andererseits ist vor allem die kurzwellige »harte« ultraviolette Strahlung eine Gefahr für das Leben auf der Erde, da sie in hoher Dosierung genetische Schäden und Zellmutationen auslöst, die missgebildeten Nachwuchs bzw. Krebserkrankungen verursachen können. Diese gefährliche Strahlung wird jedoch zu einem Großteil durch die Ozonschicht, einem Teil der Erdatmosphäre, von der Erdoberfläche ferngehalten.

Wie sieht das Ende der Sonne aus?

Auf jeden Fall dunkel! In 4–5 Mrd. Jahren wird die Sonne ihren Wasserstoffvorrat im Zentralbereich verbraucht und in Helium umgewandelt haben. Damit kommt die Kernfusion langsam aber sicher zum Erliegen und die Sonne beginnt zu schrumpfen. Sie erhitzt sich so stark, dass sie erneut Wasserstoff fusionieren kann. Doch auch diese Reserve wird irgendwann aufgebraucht sein, die Brennregion wandert immer weiter nach außen. Der aus Helium bestehende Kern nimmt dagegen immer mehr an Masse zu, schrumpft unter seinem Eigengewicht und wird im Lauf der Zeit immer heißer.

Als Reaktion auf den »Energiestau« im Inneren dehnen sich die äußeren Schichten der Sonne aus. Ihr Durchmesser wird sich verhundertfachen und ihre Oberfläche abkühlen. Die Temperatur im Zentrum dieses roten Riesensterns erreicht dann 100 Mio. °C.

Massearme Sterne wie unsere Sonne fallen nach mehreren Millionen Jahren schließlich zu einem weißen Zwerg mit einem Durchmesser von wenigen tausend Kilometern zusammen. Nach Milliarden Jahren wird sämtliche Energie abgestrahlt sein, und die Sonne erlischt als schwarzer Zwerg.