Sonne

Grunddaten und Bedeutung

Die Sonne ist der der Erde nächste Stern und das Zentrum des Sonnensystems. Sie liegt im äußeren Drittel der Milchstraße und ist dort ein durchschnittlich großer Stern. Als Gelber Zwerg befindet sie sich im Stadium der Hauptreihe. Sie enthält 99,86 % der Masse des Sonnensystems, aber nur etwa 0,5 % seines Drehimpulses. Ihr Durchmesser beträgt etwa 1,4 Millionen Kilometer, also rund das 110-Fache des Erddurchmessers. Der mittlere Abstand zur Erde beträgt 149,6 Millionen Kilometer, also 1 Astronomische Einheit (AE); je nach Erdbahn liegt er zwischen 147,1 und 152,1 Millionen Kilometern.

Wichtige physikalische Größen sind: Äquatorradius 696.342 km, Masse (1,9884 · 10^30 ± 2 · 10^26) kg, mittlere Dichte 1,408 g/cm³, Fallbeschleunigung 274 m/s², Fluchtgeschwindigkeit 617,6 km/s, Leuchtkraft 3,828 · 10^26 W, effektive Oberflächentemperatur 5772 K, Spektralklasse G2 V und Alter etwa 4,57 Milliarden Jahre. In der Photosphäre bestehen die Stoffmengen hauptsächlich aus Wasserstoff (92,0 %) und Helium (7,8 %), daneben unter anderem Sauerstoff, Kohlenstoff, Neon, Stickstoff, Silicium, Magnesium und Eisen in viel kleineren Anteilen.

Die Sonnenstrahlung ist eine Grundvoraussetzung für Entwicklung und Erhalt des Lebens auf der Erde. Ihre Energie stammt aus Kernfusion: Wasserstoff wird zu Helium umgewandelt, vor allem durch die Proton-Proton-Reaktion. Die Erde erhält pro Jahr etwa 1,5 · 10^18 kWh Sonnenenergie, ungefähr 10.000-mal mehr als der menschliche Energieverbrauch. Der Lauf der Sonne gliedert Tag und Jahr. Aus dem Weltraum erscheint die Sonne dem menschlichen Auge weiß; die gelblich bis rötliche Wahrnehmung von der Erde aus entsteht durch Streuung in der Atmosphäre.

Innerer Aufbau und Energie

Die Sonne ist schalenförmig aufgebaut. Grob unterscheidet man Kernzone, innere Atmosphäre bis zur sichtbaren Oberfläche und äußere Atmosphäre. Im Kern befindet sich der „Fusionsofen“. Innerhalb von 25 % des Sonnenradius liegt etwa die Hälfte der Sonnenmasse, also in nur ungefähr 1,5 % des Sonnenvolumens. Im Zentrum herrschen etwa 200 Milliarden bar Druck, 15,6 Millionen K Temperatur und eine Dichte von 150 g/cm³. Dort gilt im Wesentlichen das Gasgesetz; der Strahlungsdruck trägt nur wenig bei.

99 % der Fusionsleistung von etwa 3,9 · 10^26 W werden in der dichten, heißen Kernzone frei. Die Proton-Proton-Kette beginnt damit, dass zwei Protonen zu einem Deuteriumkern fusionieren. Diese Reaktion ist sehr unwahrscheinlich: Ein Proton benötigt im Mittel 10^10 Jahre, um mit einem anderen Proton zu reagieren. Gerade das erklärt die lange Lebensdauer der Sonne. Dass die Sonne nicht explodiert oder erlischt, liegt an einer negativen Rückkopplung: Mehr Wärmeleistung führt zur Ausdehnung, der Druck sinkt, und das Innere wird nicht heißer, sondern kälter.

Knapp 2 % der Fusionsleistung werden von Neutrinos fortgetragen. Diese Teilchen wechselwirken nur schwach und erreichen nach wenigen Sekunden die Sonnenoberfläche und nach gut acht Minuten die Erde. Die übrige Energie wird als Strahlung und Wärme weitergegeben. Photonen werden im Sonneninneren ständig absorbiert und wieder ausgesandt; ihr Weg bis zur Oberfläche dauert dadurch zwischen 10.000 und 170.000 Jahre, die Energieeinschlusszeit sogar etwa 17 Millionen Jahre.

Bis etwa 71 % des Sonnenradius wird Energie hauptsächlich durch Strahlung transportiert; diese Zone heißt Strahlungszone. Weiter außen wird die Schichtung instabil, und der Wärmetransport erfolgt zunehmend durch Konvektion, also durch aufsteigende und absinkende Plasmaströmungen. In weiten Teilen der Konvektionszone sind die Strömungen nur wenige 10 m/s schnell, nahe der Oberfläche aber über 1 km/s. Dieses Brodeln ist als Granulation sichtbar.

Oberfläche, Atmosphäre und Sonnenwind

Die sichtbare Oberfläche der Sonne heißt Photosphäre, die „Kugelschale des Lichts“. Dort wird das Material nach außen hin durchsichtig, sodass Photonen fast ungehindert entweichen können. Die Tiefe, aus der Sonnenstrahlung im Mittel kommt, hängt von Wellenlänge und Austrittswinkel ab und schwankt um einige 100 km. Am Sonnenrand sieht man in flacherem Winkel höhere, kühlere Schichten; deshalb erscheint der Rand dunkler. Als Sonnenradius wird vereinbarungsgemäß der Radius angegeben, bei dem die Gastemperatur zur Energiestromdichte von 63,18 MW/m² passt. Diese effektive Strahlungstemperatur beträgt 5778 K.

Über der Photosphäre liegt die Chromosphäre. Dort fällt die Temperatur zunächst bis auf ein Minimum von 4100 K und steigt dann auf etwa 7000 K, während die Dichte stark abnimmt. Die Chromosphäre ist bei totalen Sonnenfinsternissen für wenige Sekunden als rötlich leuchtende Linie sichtbar. Ihre Strahlung verursacht unter anderem Fraunhofer’sche Absorptionslinien im Sonnenspektrum. Auch Spikulen und Protuberanzen, also kleine beziehungsweise größere Masseauswürfe, leuchten in dieser Farbe.

Darüber liegt die Korona, die ohne scharfe Grenze in den interplanetaren Raum übergeht. Sie ist bei totalen Sonnenfinsternissen als Strahlenkranz sichtbar und kann sich über ein bis zwei Sonnenradien erstrecken. In ihr dominieren Magnetfelder und Gravitation, nicht der Gasdruck. Ihre Spektrallinien stammen von hochionisiertem Eisen und entsprechen Temperaturen von über 10^6 K, also dem 200- bis 500-Fachen der Photosphärentemperatur. Wie die Korona genau aufgeheizt wird, ist ein wichtiges Forschungsproblem.

Zwischen Chromosphäre und Korona liegt eine nur wenige 100 km dicke Übergangsregion mit Temperaturen zwischen 10.000 und 700.000 K. In der Korona entsteht der Sonnenwind, ein überschallschneller Strom vor allem aus Protonen und Elektronen. In koronalen Löchern strömt er schneller, etwa mit 800 km/s statt 300 km/s. Eruptive Protuberanzen können große Mengen Material ausstoßen und, wenn sie die Erde treffen, geomagnetische Stürme verursachen.

Magnetfeld, Flecken und Schwingungen

Die Sonne rotiert, aber nicht überall gleich schnell. Sonnenflecken zeigen diese Rotation: Sie wandern über die Sonnenscheibe und können nach etwa zwei Wochen am Ostrand wieder auftauchen. Richard Christopher Carrington entdeckte um 1860, dass äquatornahe Flecken schneller wandern als Flecken in höheren Breiten. Sein Bezugssystem rotiert siderisch in 25,38 Tagen um 360°; synodisch entspricht das im Mittel etwa 27,2753 Tagen. Die Strahlungszone rotiert nahezu starr mit einer Periode von knapp 27 Tagen, während die Konvektionszone differenziell rotiert. Der Übergang heißt Tachocline.

Das Sonnenplasma ist elektrisch leitfähig, daher sind Magnetfeld und Materie stark gekoppelt. Durch die differentielle Rotation werden Magnetfeldlinien in der Konvektionszone aufgewickelt. Etwa alle 11 Jahre findet eine Umpolung statt; in diesem Rhythmus schwankt auch die Sonnenaktivität. Wo starke Magnetfelder in der Photosphäre die Konvektion behindern, kühlt die Oberfläche auf 3700 bis 4500 K ab und erscheint dunkler: Das sind Sonnenflecken. In ihrer Umgebung können Feldstärken bis zu 0,4 Tesla auftreten, bis zu zehntausendmal stärker als das Magnetfeld der Erde an der Oberfläche.

Magnetische Bögen in der Korona können als Protuberanzen sichtbar werden; vor der hellen Sonnenscheibe erscheinen sie als dunkle Filamente. Das großräumige Magnetfeld der ruhigen Sonne ähnelt nur grob einem Dipolfeld und ist deutlich schwächer als im Bereich von Sonnenflecken. Der Sonnenwind nimmt Magnetfeld in den interplanetaren Raum mit und bildet unter anderem die Parker-Spirale und die Heliosphäre, die bis zur Heliopause reicht.

Nahe der Oberfläche verursacht Konvektion Druckschwankungen. Diese laufen als Schallwellen in die Sonne hinein, werden reflektiert und bilden stehende Wellen. Ihre Frequenzen liegen bei 2 bis 7 mHz, passend zur typischen Granulationsdauer von etwa fünf Minuten. Die Helioseismologie untersucht diese Eigenschwingungen. Sie bestätigte Sonnenmodelle, vermass die differentielle Rotation, entdeckte die nahezu starre Rotation der Strahlungszone und ermöglicht Beobachtungen aktiver Regionen auf der erdabgewandten Sonnenseite.

Entwicklung der Sonne

Das Sonnensystem entstand vor 4,6 Milliarden Jahren durch den gravitativen Kollaps einer interstellaren Gaswolke. Die Sonne entwickelte sich vom Protostern zum heutigen Gelben Zwerg und wird später zum Roten Riesen. Am Ende folgt im Alter von etwa 12,5 Milliarden Jahren eine instabile Endphase; danach bleibt ein Weißer Zwerg, umgeben von einem planetarischen Nebel.

Der Protostern bezog seine Strahlungsleistung zuerst aus einfallender Masse, später aus der eigenen Kontraktion. Nach einigen zehn Millionen Jahren begann im Kern die Kernfusion. Als Hauptreihenstern verweilt die Sonne insgesamt etwa elf Milliarden Jahre. In dieser Zeit steigt ihre Leuchtkraft von 0,7 L☉ auf 2,2 L☉, ihr Radius von 0,9 R☉ auf 1,6 R☉. In etwa 0,9 Milliarden Jahren, also bei einem Sonnenalter von 5,5 Milliarden Jahren, überschreitet die mittlere Temperatur der Erdoberfläche 30 °C; eine weitere Milliarde Jahre später werden 100 °C erreicht. Im Alter von 9,4 Milliarden Jahren versiegt der Wasserstoff im Sonnenzentrum, und die Fusionszone wandert in eine Schale um das Zentrum.

Zwischen 11,7 und 12,3 Milliarden Jahren wird die Sonne zum Roten Riesen. Ihre Leuchtkraft steigt bis auf 2300 L☉, ihr Radius bis auf 166 R☉, etwa den Radius der Venusbahn. Merkur und Venus werden vernichtet; die Erdkruste wird zu einem Lava-Ozean aufgeschmolzen. Durch Sonnenwind verliert die Sonne in dieser Phase 28 % ihrer Masse, wodurch die Planetenbahnen um 38 % größer werden.

Später setzt bei etwa 10^8 K die Fusion von Helium zu Kohlenstoff ein. Wegen entarteter Materie beginnt sie als Helium-Blitz: Für mehrere Sekunden steigt die Leistung auf 10^10 L☉, etwa 10 % der Leuchtkraft der Milchstraße. Danach folgt eine 110 Millionen Jahre dauernde stabile Heliumbrennphase mit etwa 44 L☉ und 10 R☉. Beim anschließenden Heliumschalen-Brennen entstehen zwei ineinander liegende Fusionsschalen; die Leuchtkraft kann wieder bis 2000 L☉ und der Radius bis 130 R☉ steigen. Schließlich verliert die Sonne ihre äußere Hülle. Der freigelegte Kern aus Kohlenstoff und Sauerstoff hat nur noch 0,08 R☉, etwa 120.000 K Oberflächentemperatur und anfangs 3500 L☉. Die abgestoßene Hülle leuchtet als planetarischer Nebel. Übrig bleibt ein Weißer Zwerg mit etwa Erdgröße, 0,55 M☉ und etwa einer Tonne Dichte pro Kubikzentimeter.

Beobachtung, Erforschung und Einordnung

Die Sonne steht in einer kosmischen Umgebung aus Lokaler Flocke und Lokaler Blase. Die Lokale Flocke ist etwa 30 Lichtjahre groß; in ihr befinden sich auch Sterne wie Altair, Wega, Arktur, Fomalhaut und Alpha Centauri. Die Sonne liegt nahe dem inneren Rand des Orionarms der Milchstraße. Bis zum Perseusarm sind es etwa 6.500 Lichtjahre, bis zum Zentrum der Galaxis etwa 28.000 Lichtjahre. Ein Umlauf um das galaktische Zentrum dauert bei etwa 250 km/s rund 210 Millionen Jahre.

Menschen beobachteten die Sonne schon sehr früh, etwa zur Bestimmung von Sonnenwenden und Kalendern. Sonnenflecken wurden unter günstigen Bedingungen mit bloßem Auge gesehen. Mit dem Teleskop begann die systematische Sonnenforschung: 1610 beobachteten Galileo Galilei und Thomas Harriot Sonnenflecken, 1611 beschrieb Johann Fabricius sie wissenschaftlich. 1843 veröffentlichte Samuel Heinrich Schwabe den Zyklus der Sonnenfleckenaktivität; 1849 wurde die Sonnenfleckenrelativzahl eingeführt. Die Spektralanalyse wurde durch William Hyde Wollaston, Joseph von Fraunhofer und andere wichtig. 1868 fand Jules Janssen während einer Sonnenfinsternis eine Linie des damals unbekannten Heliums.

Weitere Beobachtungsmethoden erschlossen neue Strahlungsbereiche. 1942 wurde die Sonne als Radioquelle erkannt, 1949 solare Röntgenstrahlung nachgewiesen. Unterirdische Neutrinodetektoren führten zum solaren Neutrinoproblem: Seit den 1970er Jahren fand man nur etwa ein Drittel der erwarteten Neutrinos. Später wurde die Erklärung durch Neutrinooszillation bestätigt.

Satelliten und Raumsonden beobachten die Sonne in Bereichen, die von der Erdatmosphäre absorbiert werden, etwa Ultraviolett und Röntgenstrahlung. Skylab startete 1973 mit Röntgenteleskopen. Die Helios-Sonden näherten sich der Sonne bis auf 43,5 Millionen Kilometer. Ulysses untersuchte die Sonnenpole. SOHO beobachtet seit 1995 am Lagrangepunkt L1 mit zwölf Instrumenten und hilft bei der Vorhersage von Sonneneruptionen und -stürmen. Weitere Missionen sind TRACE, Genesis, STEREO, das Solar Dynamics Observatory, Parker Solar Probe und Solar Orbiter.

Bei der Beobachtung von der Erde ist Vorsicht nötig: Direkter Blick in die Sonne, auch mit Fernrohr, kann irreversibel erblinden lassen. Sicher sind Verfahren wie Okularprojektion oder spezielle Sonnenfilter. Im Weißlicht sieht man Sonnenflecken, Flares und Granulation. Protuberanzen beobachtet man mit H-alpha-Filtern; die Korona ist bei totaler Sonnenfinsternis oder mit einem Koronografen sichtbar.