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Die Sonne (lat. Sol) ist der Stern im Zentrum unseres Planetensystems, das nach ihr als Sonnensystem bezeichnet wird. Umgangssprachlich wird der Individualname unseres Zentralgestirns auch synonym zu Stern verwendet.

Die Sonne ist für das Leben auf der Erde von fundamentaler Bedeutung. Viele wichtige Prozesse auf der Erdoberfläche, wie das Klima und das Leben selbst, werden durch die Strahlungsenergie der Sonne angetrieben. So stammen etwa 99,98 % des gesamten Energiebeitrags zum Erdklima von der Sonne – der winzige Rest wird aus geothermalen Wärmequellen gespeist. Auch die Gezeiten gehen zu einem Drittel auf die Schwerkraft der Sonne zurück.

Das astronomische Zeichen für die Sonne ist

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Allgemeines

Die Sonne ist der beherrschende Himmelskörper in unserem Planetensystem, zu dessen Gesamtmasse sie mit einem Anteil von 99,9 % beiträgt. Ihr Durchmesser beträgt 1,3925 Millionen km (109-facher Erddurchmesser), was knapp unter dem geschätzten Mittelwert aller Sterne liegt. Ihr durchschnittlicher Abstand von der Erde beträgt ungefähr 150 Millionen Kilometer. Sie ist ein Stern der Hauptreihe. Ihre Spektralklasse ist G2 und sie hat die Leuchtkraftklasse V. Das bedeutet, dass die Sonne ein durchschnittlicher, gelb leuchtender „Zwergstern“ ist, der sich in der etwa 10 Milliarden Jahre dauernden Hauptphase seiner Entwicklung befindet. Ihr Alter wird auf etwa 4,6 Milliarden Jahre geschätzt.

Die Leuchtkraft der Sonne entspricht einer Strahlungsleistung von etwa 3,846·10²⁶ Watt. Diese Strahlung wird zum Großteil im Bereich des sichtbaren Lichts abgegeben, mit einem Maximum bei den Spektralfarben von Gelb bis Grün. Die Farbe der Sonne, die wir als gelb wahrnehmen, erklärt sich aus ihrer Oberflächentemperatur von etwa 5700 °C (siehe auch Schwarzkörperstrahlung). Die zentrale Bedeutung der Sonne für die Lebensprozesse auf der Erde zeigt sich auch hier: Der Bereich des elektromagnetischen Spektrums, in dem die Sonne am stärksten strahlt, ist genau der für uns Menschen und die meisten anderen Lebewesen, die sich evolutionär daran angepasst haben, sichtbare Teil dieses Spektrums.

Die Sonnenmasse beträgt etwa das Doppelte der geschätzten Durchschnittsmasse eines Sterns unserer Milchstraße. Zählt man nur die Sterne mit Wasserstoffbrennen (schließt also die „Braunen Zwerge“ aus), liegt ihre Masse im Durchschnitt. Ihre Masse setzt sich zu 73,5 % aus Wasserstoff und zu 25 % aus Helium zusammen. Hinsichtlich der Anzahl der Atome betragen diese Anteile 92,7 % und 7,9 %. Die restlichen 1½ Prozent der Sonnenmasse setzen sich aus zahlreichen schwereren Elementen bis einschließlich Eisen (siehe Periodensystem) zusammen, vor allem Sauerstoff und Kohlenstoff.

Im Sonnenkern entsteht aus den dicht gedrängten Atomkernen des Wasserstoffs durch Kernfusion Helium, so dass der Wasserstoff-Anteil zugunsten des Heliums in Zukunft weiter sinken wird. Dieser Prozess ist der Motor der Sonne, aus dem sie jene Energie bezieht, die sie an der Photosphäre (leuchtende, sichtbare Oberfläche) durch Strahlung abgibt. Da die Sonne kein fester Körper wie die erdähnlichen Planeten und Monde ist, sondern ein heißer Gasball, wäre sie ohne diesen Energienachschub von innen instabil. Sie würde sich abkühlen und auf einen Bruchteil ihrer jetzigen Größe zusammenziehen.

Die Sonne rotiert in rund vier Wochen um die eigene Achse. Diese Rotation dauert am Äquator 25,4 Tage, in mittleren Breiten 27-28 Tage und nahe den Polen 36 Tage. Dieser Unterschied in der Dauer eines Sonnentages wird als differenzielle Rotation bezeichnet und ist seit längerem durch Gas- und Hydrodynamik erklärbar. Seit Anfang der 1990er erkannte man jedoch, dass die Sonne unterhalb der Konvektionszone gleichförmig mit einer Periode von knapp 27 Tagen rotiert. Der Übergangsbereich, die Tachocline, ist durch einen starken radialen Gradienten der differenziellen Rotation gekennzeichnet. Er ist auf wenige Prozent des Sonnenradius begrenzt und fällt in etwa mit dem unteren Ende der Konvektionszone zusammen. Der Verlauf der differenziellen Rotation innerhalb der Konvektionszone sowie die Lage und die Dicke der Tachocline sind theoretisch noch nicht verstanden.

Kulturgeschichte

Die Sonne ist das zentrale Gestirn am Himmel, von ihr hängt alles Leben auf der Erde ab.

Diese überragende Bedeutung war den Menschen seit Alters her bewusst. Viele frühere Kulturen verehrten sie als Gottheit. Die regelmäßige tägliche und jährliche Wiederkehr der Sonne wurde teils ängstlich erwartet und mittels kultischer oder magischer Rituale beschworen. Besonders Sonnenfinsternisse lösten große Bestürzung und Furcht aus. Im alten China glaubte man, ein Drache würde die Sonne verschlingen. Durch großen Lärm versuchte man, das Untier dazu zu bewegen, die Sonne wieder freizugeben. Andererseits machte sich die Menschheit das Wissen über die für alles Leben fundamentalen Perioden Tag und Jahr schon seit frühester Zeit nutzbar. Die Sonne ist die natürliche Uhr der Menschen und die Abfolge der Jahreszeiten führte zur Entwicklung des Kalenders, der vor allem nach Erfindung des Ackerbaus für alle Kulturen überlebenswichtig war.

Für die Sumerer verkörperte die Sonne den Sonnengott Utu. Bei den Babyloniern entsprach er dem Gott Schamasch, der jeden Tag den Himmel betrat und dessen Strahlen nichts verborgen blieb. Im alten Ägypten wurde Ra (auch Re oder Re-Atum) als Sonnengott verehrt. Der „Ketzer“- Pharao Echnaton ließ später nur noch Aton, die personifizierte Sonnenscheibe, als einzigen Gott zu und schaffte alle anderen ägyptischen Götter ab. In China stand die Sonne als Symbol für Osten, Frühling, Männlichkeit (Yang) und Geburt sowie auch für den Kaiser.

Im antiken Griechenland verehrte man den Sonnengott Helios, der mit seinem Sonnenwagen täglich über das Firmament fuhr. Allerdings sind aus dem antiken Griechenland auch die ersten Überlegungen überliefert, in denen die Sonne als physikalisches Objekt betrachtet wird. Die wohl älteste dieser Hypothesen stammt dabei von Xenophanes, der die Sonne als eine feurige Ausdünstung oder Wolke benannte. So naiv diese Beschreibung aus heutiger Sicht zwar wirkt, stellt sie doch einen gewaltigen kulturhistorischen Schritt dar, denn die Wahrnehmung der Sonne als ein natürliches Objekt widerspricht fundamental der vorherigen – und auch der oft noch in späteren Jahrhunderten vertretenen – Auffassung der Sonne als Teil einer göttlichen Entität. Es ist daher auch wenig verwunderlich, dass aus eben diesen Gedanken auch die erste kritische Auseinandersetzung mit dem vermenschlichten Götterbild des antiken Griechenlands hervor gingen („Wenn die Pferde Götter hätten, sähen sie wie Pferde aus“) und daraus folgend erste Gedanken zum Monotheismus. Interessant ist dabei sicherlich auch der Vergleich mit dem bereits oben erwähnten ägyptischen Monotheismus des Echnaton, der ja gerade die Vergötterung der Sonne als Ausgangspunkt nahm. Man kann also sagen, dass mit Xenophanes die Sonne zum ersten Mal in der europäischen Geschichte als Gegenstand der Physik auftauchte, oder – etwas schmissiger –, dass es sich um die Geburtsstunde der Astrophysik handelte. Die Thesen des Xenophanes wurden später auch von anderen griechischen Philosophen aufgenommen, zum Beispiel beschrieb der Vorsokratiker Anaxagoras die Sonne als glühenden Stein. Diese Auffassungen setzten sich allerdings im Folgenden nicht bei allen Denkern durch und viele spätere Schulen fielen wieder auf eher mythische Erklärungen zurück. Der Volksglaube in Griechenland nahm wahrscheinlich keinerlei Kenntnis von all diesen Überlegungen.

Dem griechischen Gott Helios entsprach weitgehend der unbesiegbare römische Gott Sol invictus, dessen Kult in der Kaiserzeit weit verbreitet war. Aus der Antike übernommen ist die Sonne als Symbol der Vitalität in der Astrologie.

In der nordischen Mythologie formten die Götter die Sonne aus einem Funken und legten sie in einen Wagen. Die Göttin Sol fährt mit dem Wagen über den Himmel, gezogen von den Rössern Alsvidr und Arwakr. Das Gespann wird beständig von dem Wolf Skalli (Skoll) verfolgt. Am Tag des Weltunterganges (Ragnarök) wird der Wolf die Sonne verschlingen.

Im frühen Mexiko wurde der Sonnengott Tonatiuh von den Azteken verehrt. Bei den Maya und den Inka waren Itzamná beziehungsweise Inti die Hauptgottheiten.

Die Beobachtung der Sonne (und anderer Sterne) und die Bestimmung ihrer Bahnpunkte (Tagundnachtgleiche, Sommer- und Wintersonnenwende) war eine Voraussetzung für die Erstellung von Kalendern. Hierdurch konnten wichtige jahreszeitliche Ereignisse vorherbestimmt werden, wie das Eintreffen des Nilhochwassers im alten Ägypten, der günstigste Zeitpunkt der Saat oder das Eintreffen der für die Seefahrt gefährlichen Herbststürme. Vorchristliche Kultstätten, wie Stonehenge, waren offensichtlich zu derartigen Beobachtungszwecken errichtet worden. Die Anlage von Stonehenge ist so ausgerichtet, dass am Morgen des Mittsommertages, wenn die Sonne ihre höchste nördliche Position erreicht, die Sonne direkt über einem Positionsstein („Fersenstein“) aufgeht und die Sonnenstrahlen in gerader Linie ins Innere des Bauwerks eindringen.

Die bronzezeitliche Himmelsscheibe von Nebra scheint ebenfalls ein Instrument zur Himmelsbeobachtung gewesen zu sein. Ihre goldenen Ränder werden u. a. als „Sonnenbarken“, ein religiöses Symbol der Bronzezeit, interpretiert. In die gleiche Zeit fällt auch der Sonnenwagen von Trundholm, bei der die Scheibe als Sonnensymbol mit einer Tag- und Nachtseite gedeutet wird.

Das antike Weltbild ging allgemein davon aus, dass die Erde den Mittelpunkt des Universums bildete. Sonne, Mond und die Planeten bewegten sich auf exakten Kreisbahnen um die Erde. Diese Vorstellung, zusammengefasst von Ptolemäus, hielt sich fast 2000 Jahre lang. Insbesondere die Kirche verteidigte dieses Weltbild, zumal auch in der Bibel dargelegt wird, dass sich die Sonne bewegt. Allerdings zeigte das Modell Schwächen. So konnte die Bewegung der Planeten nur durch komplizierte Hilfskonstruktionen erklärt werden. Bereits Aristarchos von Samos postulierte im 2. Jahrhundert v. Chr., dass die Sonne das Zentrum der Welt darstelle. Die Gelehrten Nikolaus von Kues und Regiomontanus griffen diesen Gedanken mehr als 1500 Jahre später wieder auf. Nikolaus Kopernikus versuchte in seinem Werk De Revolutionibus Orbium Coelestium eine mathematische Grundlage dafür zu schaffen, was ihm letztendlich nicht gelang. Sein Werk regte allerdings weitere Forschungen an und bereitete das Fundament für das „Kopernikanische Weltbild“. Kopernikus Werk wurde von der Kirche zunächst nicht als Ketzerei betrachtet, da es ein rein mathematisches Modell darstellte. In späteren Jahren, als Gelehrte daran gingen, Kopernikus Vorstellung in ein reales Weltbild umzusetzen, wandte sich die Kirche jedoch entschieden gegen solche „umstürzlerischen“ Gedanken. Gelehrte wie Galilei, die ebenfalls zur Erkenntnis einer zentralen Sonne gelangt waren, wurden von der Inquisition verfolgt. Durch weitere Beobachtungen, exakte Bestimmungen der Planetenbahnen, die Einführung des Teleskops und die Entdeckung der Gesetze der Himmelsmechanik, setzte sich das heliozentrische Weltbild allmählich durch.

Die weiteren Fortschritte der Astronomie ergaben schließlich, dass auch die Sonne keine herausragende Stellung im Universum einnimmt, sondern ein Stern unter Abermilliarden Sternen ist.

Aufbau

Die Sonne besteht aus verschiedenen Zonen mit schalenförmigem Aufbau, wobei die Übergänge allerdings nicht streng voneinander abgegrenzt sind.

Kern

Sämtliche freiwerdende Energie stammt aus einer als „Kern“ bezeichneten Zone im Innern der Sonne. Dieser Kern erstreckt sich vom Zentrum bis zu etwa einem Viertel des Radius der sichtbaren Sonnenoberfläche. Obwohl der Kern nur 1,6 % des Sonnenvolumens ausmacht, sind hier rund 50 % der Sonnenmasse konzentriert. Bei einer Temperatur von etwa 15,6 Millionen K liegt die Materie in Form eines Plasmas vor. Durch die Proton-Proton-Reaktion verschmelzen Wasserstoffkerne zu Heliumkernen, wobei Gammastrahlung und Elektronneutrinos erzeugt werden. Die erzeugten Heliumkerne haben aufgrund der Bindungsenergie eine geringfügig geringere Masse als die Summe der ursprünglichen Wasserstoffkerne (Massendefekt). Der Massenunterschied wird gemäß der Formel E = m · c² in Energie umgewandelt (pro Fusion von 4 Protonen zu 1 He-Kern ≈ 27 MeV). Im Kern der Sonne werden pro Sekunde 564 Millionen Tonnen Wasserstoff zu 560 Millionen Tonnen Helium fusioniert, wobei eine Gesamtleistung von etwa 3,7 · 10²⁶ W = 370 Quadrillionen Watt freigesetzt wird.

Eigentlich ist der Sonnenkern zu „kalt“ für eine Kernfusion. Die kinetische Energie der Teilchen reicht rechnerisch nicht aus, um bei einem Zusammenstoß die starken Abstoßungskräfte der positiv geladenen Protonen (Wasserstoffkerne) zu überwinden. Dass dennoch Fusionen stattfinden, ist auf den quantenmechanischen Tunneleffekt zurück zu führen. Gemäß der Quantenmechanik verhält sich ein Proton wie eine ausgebreitete Welle ohne genau definierten Ort, seine Energie schwankt um einen Mittelwert. Es besteht dabei eine sehr geringe Wahrscheinlichkeit, dass sich zwei Protonen so weit nähern, dass eine Verschmelzung stattfinden kann. Das Energieniveau der abstoßenden Kräfte wird bei der Verschmelzung gleichsam „durchtunnelt“. Somit ist die Wahrscheinlichkeit einer Fusion zweier Wasserstoffkerne im Innern der Sonne sehr gering. Da jedoch eine immense Anzahl von Kernen vorhanden ist, können dennoch gewaltige Energiemengen freigesetzt werden. Die „gebremste“ Kernfusion hat für das Sonnensystem und das Leben auf der Erde den entscheidenden Vorteil, dass die Sonne sparsam mit ihren Energievorräten umgeht und über einen langen Zeitraum konstante Energiemengen abstrahlt.

Strahlungszone

Um den Kern herum liegt die so genannte „Strahlungszone“, die etwa 70 % des Sonnenradius ausmacht. Im Vakuum des Weltalls bewegen sich Gammaphotonen mit Lichtgeschwindigkeit durch den Raum. Im Innern der Sonne herrscht eine derart hohe Dichte, dass die Photonen immer wieder mit den Teilchen des Plasmas zusammenstoßen, dabei absorbiert und wieder abgestrahlt werden. Sie bewegen sich auf einer völlig zufälligen Bahn und diffundieren dabei Richtung Sonnenoberfläche. Statistisch benötigt ein ständig absorbiertes und re-emittiertes Photon etwa 10 Millionen Jahre, um die Sonne zu verlassen. Dies bedeutet, dass das Licht, welches wir heute von der Sonne erhalten, bereits vor entsprechend langer Zeit erzeugt wurde. Bei jedem Zusammenstoß in der Strahlungszone nimmt die Strahlungsenergie des Photons ab und seine Wellenlänge nimmt zu. Die Gammastrahlung wird in Röntgenstrahlung umgewandelt.

Anders als die Photonen gelangen die Neutrinos nahezu ungehindert durch die Schichten der Sonne, da sie kaum mit Materie in Wechselwirkung treten. Die Neutrinos erreichen, da sie sich beinahe mit Lichtgeschwindigkeit bewegen, bereits nach acht Minuten die Erde, wobei sie den Planeten fast ungehindert durchqueren. In jeder Sekunde durchqueren etwa 70 Milliarden Neutrinos einen Quadratzentimeter der Erdoberfläche.

Konvektionszone

An die Strahlungszone schließt sich die „Konvektionszone“ an. Sie ist 140.000 km dick und macht somit 20% des Sonnenradius aus. Am Grenzbereich zur Strahlungszone beträgt die Temperatur noch etwa 2 Millionen Kelvin. Die Energie wird in dieser Zone nicht mehr durch Strahlung abgegeben, sondern durch eine Strömung (Konvektion) des Plasmas weiter nach außen transportiert. Dabei steigt heiße Materie in gewaltigen Strömen nach außen, kühlt dort ab und sinkt wieder ins Sonneninnere hinab. Da das frisch aufgestiegene Plasma heißer und damit heller ist als das absteigende, sind die Konvektionszellen mit einem Teleskop als Granulation der Sonnenoberfläche erkennbar.

Sonnenoberfläche und Umgebung

Oberhalb der Konvektionszone liegt die Photosphäre, die wir als Quelle der Sonnenstrahlung wahrnehmen: eine „Kugelschale aus Licht“ als die für uns sichtbare Sonnenoberfläche. Sie ist aber nur eine 300–400 km dicke Schicht, deren Temperatur an der Oberfläche rund 5800 Kelvin (5500 °C) beträgt. Die Photosphäre gilt allgemein als die eigentliche Sonnenoberfläche, obwohl unser Zentralgestirn - wie auch die meisten anderen Sterne - keine scharfe äußere Grenze besitzt.

Die Photosphäre gibt die gesamte vom Sonneninnern erzeugte und aufsteigende Energie als Strahlung ab – großteils im sichtbaren Licht, was auch ihr Name andeutet (griech. φoς = Licht). Erst hier hat die Energie der Strahlungsquanten soweit abgenommen, dass sie unschädlich und für das menschliche Auge sichtbar sind. Wegen ungeheurer Wirbel und variabler Magnetfelder (Quelle der Sonnenflecken) darf man sich die Oberfläche allerdings nicht als glatt vorstellen. Durch digitale Bildverarbeitung der Messungen von SOHO, TRACE oder CHANDRA kann man sie so darstellen, dass sie wie hartes, aber dauernd bewegliches Material aussieht. Für die Turbulenzen ist auch die elektrische Leitfähigkeit der heißen Sonnenmaterie entscheidend.

Über der Photosphäre erstreckt sich die Chromosphäre. Sie wird von der Photosphäre zwar überstrahlt, ist aber bei Sonnenfinsternissen für einige Sekunden als rötliche Leuchterscheinung zu sehen. Die Temperatur nimmt hier auf über 10.000 K zu, während die Gasdichte um den Faktor 10^-4 auf 10^-15 g/cm³ abnimmt.

Über der Chromosphäre liegt die Korona, in der die Dichte nochmals um den Faktor 10^-4 auf 10^-19 g/cm³ abnimmt. Die innere Korona erstreckt sich – je nach dem aktuellen Fleckenzyklus – um 1-2 Sonnenradien nach außen und stellt eine erste Übergangszone zum interplanetaren Raum dar. Durch Sonnenstrahlung, Stoßwellen und andere Wechselwirkungen mechanischer oder magnetischer Art wird die äußerst verdünnte Koronen-Materie allerdings auf Temperaturen bis zu zwei Millionen Kelvin aufgeheizt. Die genauen Ursachen dieser Heizmechanismen sind freilich noch unklar. Eine mögliche Energiequelle wären akustische Wellen und Microflares – kleine Ausbrüche auf der Sonnenoberfläche.

Ein besonders hoher Temperaturgradient herrscht an der Untergrenze der Korona, wo ihre Dichte nach oben schneller abnimmt, als die Energie abtransportiert werden kann. Innerhalb einiger 100 Höhenkilometer steigt die kinetische Gastemperatur um eine Million Grad und „macht sich Luft“, indem die zusätzliche Heizenergie als Sonnenwind entweicht. Die Korona kann nur aufgrund ihrer extrem geringen Dichte so heiß werden.

Der bei jeder totalen Sonnenfinsternis sichtbare Strahlenkranz (lat. Corona = Krone) hat schon vor Jahrtausenden die Menschen erstaunt. Er kann bis mehrere Millionen Kilometer reichen und zeigt eine strahlenförmige Struktur, die sich mit dem Zyklus der Sonnenflecken stark ändert. Im Sonnenflecken-Maximum verlaufen die Strahlen nach allen Seiten, im Minimum nur in der Nähe des Sonnenäquators.

Die Korona erstreckt sich bis zur Heliopause, wo sie auf das interstellare Medium trifft.

Magnetfeld

Die Sonne besitzt außerordentlich starke Magnetfelder, die durch die Strömung der elektrisch leitenden Gase hervorgerufen werden. Die Leitfähigkeit des Plasmas im Sonneninnern entspricht dem von Kupfer bei Zimmertemperatur. In der Sonne zirkulieren elektrische Ströme in einer Größenordnung von 10¹² Ampere. Das Innere der Sonne wirkt somit wie ein gigantischer Dynamo, der die Bewegungsenergie eines elektrischen Leiters in elektrische Energie und ein Magnetfeld umwandelt. Man geht derzeit davon aus, dass dieser Dynamoeffekt nur in einer dünnen Schicht am Boden der Konvektionszone wirksam ist.

Sichtbare Auswirkungen der Magnetfelder sind die Sonnenflecken und die Protuberanzen. Sonnenflecken sind relativ kühle Bereiche der Sonnenatmosphäre. Ihre Temperatur liegt zwischen 3700 und 4500 K. Durch spektroskopische Untersuchungen konnte festgestellt werden, dass im Bereich der Sonnenflecken starke Magnetfelder vorherrschen. Die Spektrallinien von Elementen, die normalerweise bei einer Wellenlänge liegen, erscheinen bei Anwesenheit eines Magnetfeldes dreigeteilt (Zeeman-Effekt), wobei der Abstand der Linien proportional zur Stärke des Feldes ist. Die Magnetfeldstärke im Umfeld der Sonnenflecken kann bis zu 0,3 Tesla (3000 Gauß) betragen und ist somit tausendmal stärker als das irdische Magnetfeld an der Erdoberfläche. In der Sonne bewirken die Magnetfelder eine Hemmung der Konvektionsströmungen, so dass weniger Energie nach außen transportiert wird. Die dunkelsten und kühlsten Zonen auf der Sonne sind somit die Orte mit den stärksten Magnetfeldern.

Sonnenflecken treten in Gruppen auf, wobei meistens zwei auffällige Flecken dominieren, die eine entgegen gesetzte magnetische Ausrichtung aufweisen (ein Fleck ist sozusagen ein „magnetischer Nordpol“, der andere ein „Südpol“). Solche bipolaren Flecken sind meist in Ost-West-Richtung, parallel zum Sonnenäquator, ausgerichtet.

Zwischen den Flecken bilden sich Magnetfeldlinien in Form von Schleifen aus. Längs dieser Linien wird ionisiertes Gas festgehalten, das in Form von Protuberanzen oder Filamenten sichtbar wird (Protuberanzen sind Erscheinungen am Rand, Filamente auf der „Sonnenscheibe“).

Die Gesamtzahl der Sonnenflecken unterliegt einem Zyklus von rund elf Jahren. Während eines Fleckenminimums sind kaum Sonnenflecken sichtbar. Mit der Zeit bilden sich zunehmend Flecken in einem Bereich von 30° nördlicher und südlicher Breite aus. Diese aktiven Fleckengürtel bewegen sich zunehmend in Richtung Äquator. Nach etwa 5,5 Jahren ist das Maximum erreicht und die Zahl der Flecken nimmt langsam wieder ab. Nach einem Zyklus hat sich das globale Magnetfeld der Sonne umgepolt. Der vorher magnetische Nordpol ist jetzt der magnetische Südpol.

Die genauen Ursachen für den elfjährigen Zyklus sind noch nicht vollständig erforscht. Derzeit geht man von folgendem Modell aus: Zu Beginn eines Zyklus, im Minimum, ist das globale Magnetfeld der Sonne bipolar ausgerichtet. Die Magnetfeldlinien verlaufen geradlinig über den Äquator von Pol zu Pol. Durch die differenzielle Rotation werden die elektrisch geladenen Gasschichten gegeneinander verschoben, wobei die Magnetfelder zunehmend gestaucht, verdreht und verdrillt werden. Die Magnetfeldlinien ragen zunehmend aus der sichtbaren Oberfläche heraus und verursachen die Bildung von Flecken und Protuberanzen. Nach dem Fleckenmaximum richtet sich das Magnetfeld wieder neu aus.

Pulsation

Die gesamte Sonne pulsiert in unterschiedlichen Frequenzen. Sie schwingt gleichsam wie eine riesige Glocke. Allerdings können wir die Schallwellen auf der Erde nicht „hören“, da das Vakuum des Weltraums diese nicht weiterleitet. Mit speziellen Methoden kann man die Schwingungen jedoch sichtbar machen.

Schwingungen aus dem Sonneninnern bewegen die Photosphäre auf und ab. Aufgrund des Dopplereffekts werden die Absorptionslinien des Sonnenspektrums, je nach Bewegungsrichtung der Gase, verschoben. Die hauptsächlich vorherrschende Schwingung hat eine Periodendauer von etwa fünf Minuten (293 ± 3 Sekunden).

Innerhalb der Konvektionszone herrschen heftige Turbulenzen, wobei aufsteigende Konvektionszellen bei der Strömung durch die umliegenden Gase Schallwellen erzeugen. Nach außen laufende Schallwellen erreichen die Grenzschicht zur Photosphäre. Da dort die Dichte stark abnimmt, können die Wellen sich dort nicht ausbreiten sondern werden reflektiert und laufen wieder ins Sonneninnere. Mit zunehmender Tiefe nehmen die Dichte der Materie und die Schallgeschwindigkeit zu, so dass die Wellenfront gekrümmt und wieder nach außen geleitet wird. Durch wiederholte Reflexion und Überlagerung können Schallwellen verstärkt werden, es bilden sich Resonanzen aus. Die Konvektionszone wirkt somit wie ein riesiger Resonanzkörper, der die darüber liegende Photosphäre in Schwingung versetzt.

Die Auswertung der Schwingungen erlaubt eine Aussage über den inneren Aufbau der Sonne. So konnte die Ausdehnung der Konvektionszone bestimmt werden. Analog zur Erforschung von seismischen Wellen auf der Erde, spricht man bei dem solaren Wissenschaftszweig von der Helioseismologie.

Wechselwirkung der Sonne mit ihrer Umgebung

Die Sonne beeinflusst auch den interplanetaren Raum mit ihrem Magnetfeld und vor allem mit der Teilchenemission, dem Sonnenwind. Dieser Teilchenstrom kann die Sonne mit mehreren 100 km/s verlassen und verdrängt das Interstellare Medium bis zu einer Entfernung von mehr als 10 Milliarden Kilometern. Bei Sonneneruptionen können sowohl Geschwindigkeit als auch Dichte des Sonnenwindes stark zunehmen und auf der Erde neben Polarlichtern auch Störungen in elektronischen Systemen und im Funkverkehr verursachen.

Daten zur Sonne

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Dies ist die vorrangig zu verwendende Formatvorlage für generell alle Tabellen. Ein Verwendungsbeispiel findet sich auf der Diskussionsseite.

Für zusätzliche CSS-Parameter kann ein Vorlagenparameter angegeben werden, Beispiel:

 
 ...

Für links- und rechtsseitig Ausgerichtete Tabellen siehe Vorlage:Prettytable-L und Vorlage:Prettytable-R.

Siehe auch: Hilfe:Tabellen, Abschnitt Tabellen in Wie gute Artikel aussehen.

Prettytable

en:Template:Prettytable

	Sonne	Verhältnis Sonne/Erde
Sternklasse (siehe Spektralklasse und Leuchtkraftklasse)	G2V	-
Zeit bis zum Ende des Wasserstoffbrennens im Zentrum	etwa 4,5–5 Milliarden Jahre	-
mittlerer Durchmesser	1.392.520 km	109,084
Gravitationsradius	2,95325 km	332.946
Mittlerer scheinbarer Durchmesser	31' 59,3"	-
Solare Gravitationskonstante (G·M)	1,32712440018·1020 m3 s-2	332.946
Masse	1,9884·1030 kg	332.946
Massenverlust pro Sekunde durch Strahlung	4,295·109 kg	-
Massenverlust pro Sekunde durch Sonnenwind	etwa 1·109 kg	-
Massenverlust bis heute durch Strahlung	etwa 520·1024 kg = 87 Erdmassen	-
Leuchtkraft	3,86·1026 W	-
Fluchtgeschwindigkeit	617,319 km/s	62,927
Dichte	1,408 g/cm3	0,2553
Dichte (Zentrum)	150 g/cm3	11,1
Druck (Zentrum)	> 2·1016 Pa	-
Oberflächenbeschleunigung	273,96 m/s²	27,9
Mittlere scheinbare Helligkeit	-26m,8	-
absolute Helligkeit	4,87M	-
absolute bolometrische Helligkeit	4,74M	-
Temperatur (Zentrum)	1,48·107 °C	2114
Temperatur (Photosphäre)	etwa 6100 °C	-
Temperatur (Korona)	etwa 1–2 Millionen K	-
Effektivtemperatur	5777 K (5504 °C)	-
Strahlungsmaximum	etwa 500 nm (grünes Licht)	-
Spezifische Ausstrahlung (Oberfläche)	6,318·107 W/m²	-
Rotationsdauer am Äquator	25 d 9 h 7 m	25,38
Rotationsgeschwindigkeit am Äquator	1856,847 m/s	4,01
Rotationsdauer bei 75° Breite	31 d 19 h 12 m	-
Neigung der Achse gegen die Ekliptik	7° 15'	-
Entfernung zum Zentrum der Galaxis	etwa 28.000 Lichtjahre	-
Umlaufzeit um das Zentrum der Galaxis (Galaktisches Jahr)	etwa 210.970.000 Jahre	-
Umlaufgeschwindigkeit um das Zentrum der Galaxis	etwa 250 km/s	-
Entfernung der Sonne zur Erde	149.597.870 km	-
Maximal erreichbares Alter	11.112.000.000 Jahre	etwa 1,11
Verbrauch (Wasserstoff) pro Sekunde	564.000.000 Tonnen / sek.	-

Erforschung der Sonne

Frühe Beobachtungen

Als der wichtigste Himmelskörper für irdisches Leben genoss die Sonne bereits vor der Geschichtsschreibung aufmerksame Beobachtung der Menschen. Kultstätten wie Stonehenge wurden errichtet, um die Position und den Lauf der Sonne zu bestimmen, insbesondere die Zeitpunkte der Sonnenwenden. Es wird vermutet, dass einige noch ältere Stätten ebenfalls zur Sonnenbeobachtung benutzt wurden, gesichert ist dies aber nicht. Der Verlauf der Sonne sowie besonders Sonnenfinsternisse wurden von den unterschiedlichen Kulturen sehr aufmerksam beobachtet und dokumentiert. Aufzeichnungen aus dem alten China belegen die Beobachtungen besonders heftiger Sonnenfleckentätigkeit. Sonnenflecken können mit bloßem Auge wahrgenommen werden, wenn die Sonne tief am Horizont steht und das Sonnenlicht durch die dichte Erdatmosphäre „gefiltert” wird.

Beobachtungen mit Teleskopen

Auch in Europa hatte man zu der damaligen Zeit Sonnenflecken wahrgenommen, wobei man sie allerdings für „atmosphärische Ausdünstungen“ hielt. Erst die Entwicklung des Teleskops führte zu einer systematischen Erforschung des Phänomens. Im Jahre 1610 beobachteten Galileo Galilei und Thomas Harriot die Flecken erstmals mittels Teleskop. Johann Fabricius beschrieb sie 1611 als Erster in einer wissenschaftlichen Abhandlung. Die beobachtete Wanderung der Flecken auf der Sonnenscheibe führte er zutreffend auf die Eigenrotation der Sonne zurück. 1619 postulierte Johannes Kepler einen Sonnenwind, da der Schweif von Kometen immer von der Sonne weggerichtet ist.

1775 vermutete Christian Horrobow bereits, dass die Sonnenflecken einer gewissen Periodizität unterliegen. 1802 wies William Hyde Wollaston erstmals dunkle Linien (Absorptionslinien) im Sonnenspektrum nach. Joseph von Fraunhofer untersuchte die Linien ab 1814 systematisch, sie werden daher auch als „Fraunhoferlinien“ bezeichnet. 1843 publizierte Samuel Heinrich Schwabe seine Entdeckung des Zyklus der Sonnenfleckenaktivität. 1849 wurde die Sonnenfleckenrelativzahl eingeführt, die die Anzahl und Größe der Sonnenflecken wiedergibt. Seither werden die Flecken regelmäßig beobachtet und gezählt. 1889 entwickelte George Ellery Hale den Spektroheliographen. Henry Augustus Rowland vollendete 1897 einen Atlas des Sonnenspektrums, der sämtliche Spektrallinien enthält. 1908 entdeckte George Ellery Hale die Aufspaltung von Spektrallinien im Bereich der Sonnenflecken durch magnetische Kräfte (Zeeman-Effekt). 1930 beobachtete Bernard Ferdinand Lyot die Sonnenkorona außerhalb einer totalen Finsternis.

Lange Zeit unklar war allerdings, woher die Sonne ihre Energie bezieht. So hatte man die Vorstellung, dass die Sonne ein glühender, brennender Körper sei. Allerdings hätte der Brennstoff nur für einige tausend Jahre gereicht. William Thomson, der spätere Lord Kelvin, ging davon aus, dass die Sonne durch die eigene Schwerkraftwirkung schrumpfe und die Bewegungsenergie der Sonnenteilchen in Wärme umgewandelt würde. So könnte die Sonne für etwa hundert Millionen Jahre Energie abgeben. Mit der Entdeckung der irdischen Radioaktivität stellte man allerdings fest, dass die Gesteine der Erdkruste mehrere Milliarden Jahre alt sein müssen. Erst die Entschlüsselung der atomaren Vorgänge brachte eine Lösung. Ernest Rutherford beschrieb einen Zusammenhang zwischen Radioaktivität und Kernumwandlung. Arthur Stanley Eddington folgerte, dass im Innern der Sterne Elemente verschmelzen und in andere umgewandelt werden, wobei Energie freigesetzt wird. Da bei spektroskopischen Untersuchung hauptsächlich Wasserstoff festgestellt wurde, ging man davon aus, dass dieses Element eine entscheidende Rolle spiele. 1938 beschrieb Hans Bethe schließlich die Prozesse Proton-Proton-Reaktion, die im Innern der Sonne ablaufen.

1942 wurde festgestellt, dass die Sonne Radiowellen ausstrahlt. 1949 wies Herbert Friedman die solare Röntgenstrahlung nach.

Im Laufe der Zeit wurden spezielle Sonnenobservatorien errichtet, die ausschließlich der Beobachtung der Sonne dienen.

1960 wurde die Schwingung der Photosphäre nachgewiesen. Dies war der Beginn der Helioseismologie, die die Eigenschwingungen der Sonne untersucht und daraus den inneren Aufbau sowie Prozesse ableitet.

Zur Messung der Sonnenneutrinos wurden riesige unterirdische Detektoren errichtet. Die Diskrepanz zwischen dem theoretischen und tatsächlich gemessenen Neutrinofluss führte seit den 1970ern zum so genannten solaren Neutrinoproblem: Es konnte nur etwa 1/3 der erwarteten Neutrinos detektiert werden. Dies ließ zwei Möglichkeiten zu. Entweder war das Sonnenmodell falsch und der erwartete solare Neutrinofluss wurde überschätzt, oder die Neutrinos können sich auf dem Weg zur Erde in eine andere „Art“ umwandeln (Neutrinooszillation). Erste Hinweise für diese Neutrinooszillation wurden im Jahr 1998 am Super-Kamiokande gefunden und inzwischen allgemein bestätigt.

Erforschung durch Satelliten und Raumsonden

Eine Reihe von Satelliten wurde für die Beobachtung der Sonne in eine Erdumlaufbahn geschickt. Mittels der Satelliten können insbesondere Wellenlängenbereiche untersucht werden (Ultraviolett, Röntgenstrahlung), die sonst von der Erdatmosphäre absorbiert werden. So hatte zum Beispiel die 1973 gestartete Raumstation Skylab unter anderem ein Röntgenteleskop an Bord.

Mit Hilfe von Raumsonden versuchte man der Sonne näher zu kommen, um die Umgebung der Sonne studieren zu können. Dies war und bleibt aufgrund von sehr hohen Temperaturen und intensiver Strahlung ein technisch sehr schwieriges Unterfangen. So konnten die 1974 und 1976 gestarteten deutsch-amerikanischen Helios-Sonden sich der Sonne nur bis auf 43,5 Millionen Kilometer nähern.

Die 1990 gestartete Raumsonde Ulysses verfolgte andere Ziele. Sie sollte die Pole der Sonne studieren, die sowohl von der Erde, als auch von Satelliten und Raumsonden, die sich in der Planetenebene bewegen, nicht sichtbar sind. Dies war nur mit einer Änderung der Bahnebene der Raumsonde um 90° erreichbar. Zu diesem Zweck flog Ulysses zunächst zum Riesenplaneten Jupiter, wo durch ein Swing-By-Manöver die Bahnebene der Sonde geändert wurde. Dadurch konnte Ulysses die Planetenebene verlassen und überflog seitdem bereits zweimal die beiden Pole der Sonne. Mit konventionellen Raketenantrieben, ohne den Vorbeiflug am Jupiter, wäre eine solche Mission nicht möglich gewesen.

1995 wurde die größtenteils von Europa gebaute Sonde SOHO in Richtung Sonne gestartet. SOHO befindet sich nun im Lagrangepunkt L1 und beobachtet die Sonne mit zwölf verschiedenen Instrumenten. Sie liefert tägliche Aufnahmen der Sonne und trägt wesentlich der Vorhersage der Sonneneruptionen und Stürme bei. 1998 folgte der Satellit TRACE zur Unterstützung von SOHO.

2001 startete die Genesis-Raumsonde, die kurz darauf eine Position im Lagrangepunkt L1 bezog und dort 2,5 Jahre lang Proben des Sonnenwindes sammelte, die anschließend zur Erde gebracht werden sollten. Dadurch sollte die genaue Isotopenzusammensetzung des Sonnenwindes ermittelt werden. Im September 2004 trat die Kapsel mit den Proben in die Erdatmosphäre ein, schlug jedoch aufgrund eines nicht entfalteten Fallschirms hart auf der Erde auf. Einige der Proben haben den Aufprall dennoch überstanden und werden derzeit von Wissenschaftlern studiert.

Mitte 2006 sollen die beiden STEREO-Raumsonden starten und zum ersten Mal ein 3-dimensionales Bild der Sonne und ihrer Umgebung liefern. Dazu wird eine Sonde im Lagrangepunkt L4 und eine im Lagrangepunkt L5 stationiert.

Im Jahr 2012 plant China den Start von insgesamt drei Raumsonden, die in der Forschungsmission KuaFu das Sonne-Erde-System genauer untersuchen sollen.

Für 2015 plant die europäische Raumfahrtbehörde ESA eine Raumsonde namens Solar Orbiter, die sich der Sonne bis auf 45 Sonnenradien (etwa 30 Millionen Kilometer) nähern und dabei Strukturen von 100 km Größe auflösen können soll.

Sichtbare Erscheinungen und Beobachtung der Sonne

Mit Teleskopen kann man Aktivitäten der Sonne in Form von Protuberanzen und Sonnenflecken sichtbar machen. Ebenfalls zu beobachten sind dort heftige Ausbrüche, so genannte Flares, die bereits mit kleinen Instrumenten als hellere und damit heißere Gebiete erkennbar sind. Die Sonnenscheibe hat von der Erde aus betrachtet einen Durchmesser von etwa 32 Bogenminuten, wobei die exakte Größe von der momentanen Entfernung der Erde von der Sonne abhängt. Im Perihel erscheint die Sonnenscheibe am größten, im Aphel am kleinsten.

Die Sonnenbeobachtung geschieht am einfachsten, indem das Okularbild eines Teleskops oder Fernglases auf eine weiße Fläche (zum Beispiel eine Leinwand oder ein Stück Pappe) projiziert wird. Die Abbildung der Sonne kann gefahrlos betrachtet werden. Dieses Verfahren nennt man Okularprojektion. Eine direkte Beobachtung mit oder ohne Fernrohr würde aufgrund der hellen Sonnenstrahlung zu irreversibler Erblindung führen.

Ebenfalls möglich ist eine Beobachtung mit Hilfe von speziellen Sonnenfiltern, dies sind Folien oder beschichtete Gläser, die vor das Auge gehalten oder vor dem Objektiv angebracht werden. Eine detaillierte Beobachtung ist außerdem mit einem Herschelprisma oder Pentaprisma möglich.

Bei allen beschriebenen Beobachtungsverfahren wird das gesamte Spektrum des Sonnenlichts gedämpft, die Sonne wird im „Weißlicht“ beobachtet. Dabei werden Sonnenflecken, Flares und die Granulation sichtbar.

Um Protuberanzen zu beobachten, bedarf es besonderer Bauteile oder Teleskope. Bei einem Protuberanzenansatz wird die Sonne mittels eines Scheibchens abgedeckt – es wird sozusagen eine künstliche totale Sonnenfinsternis erzeugt. Die am Sonnenrand aufsteigenden Protuberanzen werden durch einen sogenannten H-alpha-Filter beobachtet. Dies ist ein besonders schmalbandiger Interferenzfilter, der nur das tiefrote Licht des ionisierten Wasserstoffes durchlässt. Eine Beobachtung der gesamten Sonnenoberfläche in diesem Spektralbereich ermöglichen sogenannte H-alpha-Teleskope. Damit können Protuberanzen, Filamente, Flecken und Flares beobachtet werden. Diese Teleskope sind in den letzten Jahren sehr preisgünstig geworden und werden von Amateurastronomen zunehmend eingesetzt.

Die Korona kann nur bei einer totalen Sonnenfinsternis oder mittels eines speziellen Gerätes, dem Koronographen, beobachtet werden.

Mit freiem Auge kann die Sonne lediglich bei dunstigem Himmel kurz nach Sonnenaufgang oder kurz vor Sonnenuntergang betrachtet werden. Die Erdatmosphäre schluckt den größten Teil des Lichts, insbesondere auch der UV-Strahlung. Allerdings verringert die Atmosphäre in Horizontnähe auch stark die Abbildungsqualität und bewirkt eine vertikale Stauchung des Sonnenbildes als Folge der Lichtbrechung. Dass die untergehende Sonne in Horizontnähe größer aussieht, ist hingegen nicht, wie oft vermutet, eine Folge der Refraktion an den Luftschichten, sondern eine optische Täuschung, die von der Wahrnehmungspsychologie unter dem Begriff Mondtäuschung untersucht und erklärt wird.

Optische Erscheinungen

Zwar sind alle Phänomene der atmosphärischen Optik direkt oder indirekt an das Sonnenlicht geknüpft, viele von ihnen zeigen sich jedoch direkt neben oder mit der Sonne als solches und haben damit einen hervorgehobenen Bezug. Dies gilt in erster Linie für Sonnenauf- und Sonnenuntergang, doch auch nahezu für alle Halophänomene, wie die 22°-Halo, die Nebensonnen oder Lichtsäulen. Ein besonderes Phänomen, dass den Begriff der Sonnenstrahlen geprägt hat, sind die Strahlenbüschel. Sehr selten sind Grüne Blitze.

Entwicklung der Sonne

Die Sonne entstand vor 4,6 Milliarden Jahren durch den gravitativen Kollaps einer interstellaren Gaswolke. Dieser Kollaps, in dessen Verlauf auch die Planeten entstanden, und die anschließende Relaxationsphase war nach etwa 50 Millionen Jahren abgeschlossen. Die anschließende Entwicklungsgeschichte der Sonne führt über ihren jetzigen Zustand zu dem eines Roten Riesen und schließlich über eine instabile Endphase im Alter von etwa 12,5 Milliarden Jahren zu einem Weißen Zwerg, der von einem Planetarischen Nebel umgeben ist.

Dieser Ablauf lässt sich heute anhand der Gesetze der Physik und der Kenntnis kernphysikalischer Prozesse aus Laborexperimenten recht genau im Computer modellieren. Die Kenndaten der einzelnen Phasen sind in der Tabelle angegeben (Sackmann, 1993). Der Index Null markiert die heutigen Kenndaten der Sonne, das heißt im Alter von 4,6 Milliarden Jahren.

{Tausendfach verwendet}>

border="2" cellspacing="0" cellpadding="4" rules="all" class="hintergrundfarbe1 rahmenfarbe1" style="margin:1em 1em 1em 0; border-style:solid; border-width:1px; border-collapse:collapse; empty-cells:show; "

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Dies ist die vorrangig zu verwendende Formatvorlage für generell alle Tabellen. Ein Verwendungsbeispiel findet sich auf der Diskussionsseite.

Für zusätzliche CSS-Parameter kann ein Vorlagenparameter angegeben werden, Beispiel:

 
 ...

Für links- und rechtsseitig Ausgerichtete Tabellen siehe Vorlage:Prettytable-L und Vorlage:Prettytable-R.

Siehe auch: Hilfe:Tabellen, Abschnitt Tabellen in Wie gute Artikel aussehen.

Prettytable

en:Template:Prettytable

Phase	Dauer in Millionen J.	Leuchtkraft / L0	Radius / R0
Hauptreihenstern	11.000	0,7–2,2	0,9–1,6
Übergangsphase	700	2,3	1,6–2,3
Roter Riese	600	2,3–2300	2,3–166
Beginn des He-Brennens	110	44	etwa 10
He-Schalenbrennen	20	44–2000	10–130
Instabile Phase	0,4	500–5000	50–200
Übergang zu Weißem Zwerg mit Planetarischem Nebel	0,1	3500	100–0,08

Protostern

Vor etwa 4,6 Milliarden Jahren zog sich eine riesige Gas- und Staubwolke unter ihrer eigenen Schwerkraft zusammen. Im Zentrum der Wolke wurde die Materie immer dichter zusammengepresst, wobei Druck und Temperatur immer weiter anstiegen. Zu diesem Zeitpunkt wurden bereits große Energiemengen in Form von Strahlung abgegeben. Dieses Stadium nennt man einen Protostern.

Hauptreihenstern

Die Temperatur und der Druck im Zentrum stiegen so weit an, bis die Kernfusionsprozesse einsetzten. Dadurch wurde ein Strahlungsdruck wirksam, der der Schwerkraft entgegenwirkte. Die weitere Kontraktion wurde aufgehalten, der Stern stabilisierte sich. Die Sonne hatte das Stadium eines sogenannten Hauptreihensterns erreicht. In dieser Phase verweilt sie 11 Milliarden Jahre. In dieser Zeit steigt die Leuchtkraft um das Dreifache von 0,7 L₀ auf 2,2 L₀ und der Radius auf fast das Doppelte von 0,9 R₀ auf 1,6 R₀ an. Im Alter von 5,5 Milliarden Jahren, das heißt in 0,9 Milliarden Jahren ab heute, überschreitet die mittlere Temperatur auf der Erdoberfläche den für höhere Lebewesen kritischen Wert von 30 °C (Bounama, 2004). Eine weitere Milliarde Jahre später werden 100 °C erreicht. Im Alter von 9,4 Milliarden Jahren versiegt der Wasserstoff im Sonnenzentrum, und die Fusionszone verlagert sich in einen schalenförmigen Bereich um das Zentrum, der sich im Laufe der Zeit weiter nach außen bewegt. Dieser Vorgang führt jedoch vorerst nicht zu einer Veränderung der äußerlich sichtbaren Sonnenparameter.

Im Zeitraum von 11 bis 11,7 Milliarden Jahren beginnt eine Kontraktionsphase der ausgebrannten Kernzone aus Helium. Durch den damit einhergehenden Temperaturanstieg steigt der Energieumsatz in der Wasserstoffschale. Dabei wächst der Sonnenradius auf 2,3 R₀ an. Die Sonne wird rötlicher und beginnt sich von der Hauptreihe im so genannten Hertzsprung-Russell-Diagramm zu entfernen. Bis zu diesem Zeitpunkt beträgt der Massenverlust durch Sonnenwind weniger als ein Promille.

Roter Riese

Im Zeitraum von 11,7 bis 12,3 Milliarden Jahren setzt ein dramatisch beschleunigter Anstieg von Leuchtkraft und Radius ein. Durch die Zunahme der Oberfläche strahlt die Sonne noch rötlicher. In der Endphase dieser Entwicklung erreicht die Sonne eine Leuchtkraft von 2300 L₀ und einen Radius von 166 R₀. Das entspricht etwa dem Radius der Umlaufbahn der Venus. Venus und Merkur werden vernichtet. Von der Erde aus gesehen nimmt die Sonne nun einen großen Teil des Himmels ein, und die Erdkruste wird zu einem einzigen Lava-Ozean aufgeschmolzen. Durch die geringe Gravitation an der Sonnenoberfläche verliert die Sonne in dieser Phase 28 % ihrer Masse durch Sonnenwind. Gegen Ende dieser Phase strömt ein Anteil von bis zu 1,3·10^-7 M₀ pro Jahr als interstellares Gas in den Weltraum, wobei M₀ die Masse der heutigen Sonne bezeichnet. Durch die geringere Sonnenmasse sinkt auch die Anziehungskraft auf die Planeten, so dass deren Bahnradien um jeweils 38 % zunehmen. Da die Kernzone der Sonne keine Energie mehr produziert, gibt sie der Gravitation weiter nach und kontrahiert, bis schließlich die Dichte ungefähr auf das 10.000-fache des heutigen Wertes angestiegen ist.

Helium-Blitz und -Brennphase

Durch die Kontraktion der Zentralregion steigt dort die Temperatur schließlich auf 10⁸ K. Bei diesem Wert setzt die Fusion von Helium zu Kohlenstoff ein. Aufgrund der extremen Dichte von der Größenordnung 10⁶ g/cm³ im Zentrum und der damit verbundenen Neutrino-Kühlung zündet die Fusionsreaktion zunächst innerhalb einer heißeren kugelschalenförmigen Zone um das Zentrum. Gewöhnlich würde die dabei freiwerdende Energie zu einer Expansion des Kerns führen, die die Temperatur stabilisiert. Die Kernzone befindet sich jedoch in einem besonderen quantenmechanischen Entartungszustand, was zur Folge hat, dass die Energie zunächst in die Auflösung der Entartung investiert wird. Daher ist zunächst kein stabiler Zustand möglich, so dass die Heliumfusion in Form einer gigantischen Explosion einsetzt, die als Helium-Blitz (helium flash) bezeichnet wird. Dabei steigt für mehrere Sekunden die Sonnenleistung auf 10¹⁰ L₀. Das entspricht etwa 10 % der Leuchtkraft der gesamten Milchstraße. Erst nach einem Umsatz von 3 % des Heliumreservoirs setzt eine Expansion ein und stoppt diese Leistungsexkursion. Diese Explosion findet nur im Zentralbereich statt und ist äußerlich zunächst nicht bemerkbar. Sie drängt jedoch die Wasserstofffusionszone weiter nach außen, deren Temperatur daher abnimmt und damit auch der Energieumsatz. Paradoxerweise sinkt damit als äußerliche Folge des Helium-Blitzes innerhalb der nächsten 10.000 Jahre die Leuchtkraft ab und zwar um fast einen Faktor 100. Es folgt eine Phase von 1 Million Jahren, in denen die Sonnenparameter oszillieren bis sich ein stabiler Zustand der Heliumfusion im Zentrum einstellt, der anschließend 110 Millionen Jahre anhält. Gleichzeitig brennt auch die schalenförmige Wasserstofffusionszone weiter außen weiter. In dieser Zeit bleibt die Leuchtkraft nahezu konstant bei 44 L₀ und der Radius bei 10 R₀.

Heliumschalen-Brennen

Danach ist auch das Helium im Sonnenzentrum verbraucht und es beginnt eine Phase des Heliumschalen-Brennens, die 20 Millionen Jahre andauert. Damit existieren nun zwei ineinander geschachtelte schalenförmige Fusionszonen. Im Zentrum sammelt sich Kohlenstoff und kontrahiert gravitativ. Damit ist ein erneuter enormer Anstieg der Leuchtkraft auf 2000 L₀ und eine Zunahme des Radius auf 130 R₀ verbunden. Gegen Ende verliert die Sonne dabei einen Massenanteil von 0,1 M₀.

In den letzten 500.000 Jahren dieser Phase erwartet man in Zusammenhang mit der Wechselwirkung zwischen dem kontrahierenden Kern und der Heliumfusionszone weitere instabile Situationen, bei denen kurzzeitige Leistungsexkursionen durch Heliumfusion mit etwa 10⁶ L₀ eintreten können. Ein wahrscheinliches Szenario wären beispielsweise vier solcher Helium-Blitze im Abstand von etwa 100.000 Jahren. Als Folge jedes dieser Helium-Blitze und der damit verbundenen Expansion der Wasserstoffschale kann die Fusion dort in den folgenden 200 Jahren vorübergehend völlig zum Stillstand kommen. Die äußerliche Folge eines Helium-Blitzes wäre daher wiederum zunächst eine Abnahme der Leuchtkraft. Nach 400 Jahren erreicht die Energie des Helium-Blitzes die Oberfläche. Leuchtkraft und Radius steigen an und relaxieren in den folgenden 10.000 Jahren wieder. Dabei werden Variationen der Leuchtkraft zwischen 500 L₀ und 5000 L₀ erwartet sowie Radiusvariationen zwischen 50 R₀ und 200 R₀. In den Phasen maximaler Ausdehnung reicht die Sonnenoberfläche bis an die heutige Erdbahn heran. Nur durch die Zunahme des Erdbahndurchmessers entkommt die Erde der völligen Vernichtung. Gleichzeitig stößt die Sonne in diesen Phasen insgesamt eine Masse von weiteren 0,05 M₀ ab.

Weißer Zwerg und Planetarischer Nebel

Durch die erwähnten Massenverluste verliert die Sonne die gesamte äußere Hülle einschließlich der Wasserstoff- und Heliumfusionszone. Etwa 100.000 Jahre nach dem letzten Helium-Blitz wird daher der heiße innere Kern freigelegt, der im Wesentlichen aus hochverdichtetem Kohlenstoff und Sauerstoff besteht. Sein Radius beträgt nur noch 0,08 R₀, dafür aber seine Oberflächentemperatur 120.000 K. Seine Leuchtkraft beträgt anfänglich 3500 L₀. Aufgrund der hohen Temperatur enthält diese Strahlung einen enormen Anteil von ultravioletter Strahlung, welche die abgestoßene Gaswolke der Sonne nun zum Leuchten anregt. Da die Geschwindigkeit des Sonnenwindes ständig zunimmt, werden die früher ausgestoßenen Gase durch die späteren eingeholt und oft zu einer kugelförmigen Gasschale komprimiert. Für einen außen stehenden Beobachter erscheinen die leuchtenden Gase in diesem Fall als Ring, der als Planetarischer Nebel bezeichnet wird. Durch das Verflüchtigen des Gases erlischt diese Erscheinung nach einigen 10.000 Jahren wieder, und im Zentrum bleibt der strahlende Rest der Sonne, den man als Weißen Zwerg bezeichnet.

Er hat nur etwa die Größe der Erde, aber eine Masse von 0,55 M₀. Seine Dichte beträgt daher etwa eine Tonne pro Kubikzentimeter. Er besitzt keine innere Energiequelle, so dass seine Abstrahlung zu einem Wärmeverlust führt. Nach einer vergleichsweise raschen Abkühlung im Anfangsstadium durch die extreme Leuchtkraft sinkt die Oberflächentemperatur auf Werte, bei denen eine Strahlung aufgrund der deutlich niedrigeren Leuchtkraft über mehrere dutzend Milliarden Jahre möglich ist, bevor die Sonne als Schwarzer Zwerg im optischen Spektralbereich gänzlich erlischt.

Literatur

• Kenneth R. Lang: Die Sonne - Stern unserer Erde. Springer, Berlin - Heidelberg - New York 1996. ISBN 3-540-59437
• Rudolf Kippenhahn: Der Stern von dem wir leben. DVA, Stuttgart 1990. ISBN 3-421-02755-2
• Helmut Scheffler, Hans Elsässer: Physik der Sterne und der Sonne. BI-Wiss.-Verl., Mannheim 1990. ISBN 3-411-14172-7
• I.-J. Sackmann u. a.: Our Sun. T 3. Present and Future. in: Astrophysical Journal. Univ. of Chicago Press, Chicago Ill 418.1993, 11 (Nov.), 457–468 (Online).
• C. Bounama, W. v. Bloh, S. Franck: Das Ende des Raumschiffs Erde. in: Spektrum der Wissenschaft. Spektrum, Heidelberg 2004,10 (Okt.), S.52–59.
• Wolfgang Mattig: Die Sonne. C.H.Beck, München 1995. ISBN 3-406-39001-3
• Wolfgang Mattig: Bevor die Sonnenbeobachtung zur Sonnenphysik wurde – in Deutschland und Umgebung. in: SONNE. Mitteilungsblatt der Amateursonnenbeobachter. Berlin 2002,103, 67 (online - pdf).
• Michael Stix: The Sun - An Introduction. Springer, New York 2004. ISBN 3-540-20741-4
• Josef Langer: Theoria motuum Solis et Lunae.

Siehe auch

• Astronomie
• Kosmologie
• Sonnenphysik
• Sonnenrotation
• Sonnenaktivität
• Sonnenapex
• Sonnenforschung

Weblinks

• Homepage des Kiepenheuer Instituts für Sonnenphysik, Freiburg
• Homepage der optischen Sonnenphysik am Astrophysikalischen Institut Potsdam, Potsdam
• Homepage der radio Sonnenphysik am Astrophysikalischen Institut Potsdam, Potsdam
• Aktueller Sonnenstand, sowie Auf- und Untergangszeiten
• Raumfahrer.net: Die Sonne
• Bilder von der Sonne (NASA) (engl.)
• „Cinema del Sol“: animierte Protuberanzen und Sonnenflecken
• Informationen zur Sonnenbeobachtung mit Bildergalerie
• Sonnenauf- und untergangszeit für jedes Datum und viele Orte
• Sonnenwind-Vorhersage Solar Influences Data Analysis Center Belgien (SIDC) (engl.)
• Solar and Heliospheric Observatory (SOHO) (engl.)
• Koordinaten und Postitionsdaten der Sonne, Auf- und Untergangszeiten, Sonnen- und Mondfinsternisse U.S. Naval Observatory (engl.)

Videos

• Real Video (Aus der Fernsehsendung Alpha Centauri):
• Woher hat die Sonne ihre Energie?
• Ist die Sonne etwas Besonderes?
• Steuert die Sonne unser Wetter?
• Krümmt die Sonne den Raum?
• Was sind Sonnenflecken und Sonnenstürme?

{Navigationsleiste |BILD=

|TITEL=Sonnensystem |INHALT= Zentralgestirn: Sonne
Planeten: Merkur | Venus | Erde | Mars | Jupiter | Saturn | Uranus | Neptun

Zwergplaneten: Ceres | Pluto | Eris

Sonstige Objekte: Asteroiden | Asteroidengürtel | Kleinkörper | Kometen | Kuipergürtel | Monde | Oortsche Wolke

---

Siehe auch: Heliosphäre | Interplanetarer Staub | Transpluto

} Sonnensystem

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Diskussion der Autoren über den Artikel: Sonne

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Schnittbild der Sonne

Das :Bild:Sonnegra.png finde ich etwas unglücklich geraten. Abgesehen von orthografischen Unschönheiten ("F" und "PH" in einem Wort) zeigt der Pfeil "Korona" in Wirklichkeit auf die Chromosphäre, die direkt über der Photosphäre liegt. Eigentlich müßte der Abwärts-Haken weg, dann würde er richtig zeigen.--SiriusB 21:41, 1. Jan 2005 (CET)

Hälfte des Wasserstoffvorrats?

Unter Allgemeines steht dass die Sonne aus 75% Wasserstoff und 25% Helium besteht. Allerdings steht direkt im nächsten Abschnitt dass die Sonne schon die Hälfte ihres Wasserstoffvorrats verbraucht hat. Dies klingt widersprüchlich und sollte durch jemanden der sich ausgekennt klargestellt werden. - Xorx77 00:00, 20. Jan 2005 (CET)

Ich kann nicht erkennen, was daran widersprüchlich sein soll? Was hat der Anteil den der Wasserstoff an der Masse der Sonne hat damit zu tun, wieviel des (ursprünglichen) Wasserstoffvorates inzwischen aufgebraucht ist?? --80.131.183.247 20:36, 10. Feb 2006 (CET)

Im Artikel steht, dass etwa 75 % der Masse aus Wasserstoff besteht. Dies bedeutet, das auf 12 Protonen etwa ein Heliumkern kommt. Zumindest theoretisch könnten diese 12 Protonen zu 3 Heliumkernen fusionieren. Die ursprüngliche Menge an Wasserstoff lag maximal bei 16 Protonen, falls anfänglich nur Wasserstoff vorhanden war (was sicherlich unrealistisch ist). Ich kann nur vermuten, dass irgendwelche Theoretiker gesagt haben, dass nur noch 4 der 12 Protonen fusionieren können, bevor in der Sonne aus welchen Gründen auch immer kein Wasserstoffbrennen mehr möglich ist. Aus welchem Grund die Protonen nicht vollständig zu He-4 umgesetzt werden können, ist nicht unmittelbar einsichtig. Einen prinzipiellen Grund, der dies ausschließt, kann ich jedenfalls nicht erkennen. Privattheorie 21:16, 3. Okt 2006 (CEST)

• (Ich empfehle z.B. ISBN 978-0-471-98798-7 The Physics of Stars.) In welchen Punkten ist der Artikel nun unklar? Es wird jedenfalls im Lebenslauf der Sonne nur ein geringer Teil des Wasserstoffs zu Helium verbrannt. Die Sonne verläßt die Hauptreihe nicht etwa, weil der Wasserstoff aufgebraucht wird, sondern weil sich im Kern Helium ansammelt. Insofern ist der Begriff "Wasserstoffvorrat" vielleicht irreführend? -- Hokanomono 12:13, 5. Okt 2006 (CEST)

Helium gibt es aber doch auch bereits heute auf der Sonne. Wenn nur noch 4 von 12 Protonen fusionieren hat sich der Heliumgehalt verdoppelt. Ich würde eigentlich erwarten, dass sich damit die Energieproduktion der Sonne verringert oder im Extremfall völlig erlischt. Nach dem was ich so gehört habe, soll sie sich aber im Gegenteil zu einem roten Riesen aufblähen. Vielleicht kann dies mir ja mal jemand erklären.

Trollwarnung: Dieser IP-Benutzer ist schon sehr oft durch ausgesprochen eigenwillige Thesen aufgefallen. Er wurde unter verschiedenen Benutzernamen schon dutzendfach gesperrt, von Fsswsb bis zuletzt GewitterHypothese. Mein Tip: Einfach nicht ernstnehmen, revertieren wenn's zuviel wird, sonst ignorieren. --Rivi 04:29, 11. Okt. 2006 (CEST):

Themenfeld Sonne-Erde Interaktion

Ich habe mal gesammelt und teilweise ist das Themenfeld schon recht wirr verdrahtet mit teilweise fehlender Verlinkung und Wiederholungen selbst innerhalb von Artikeln. Ich plädiere daher für einen themenfeldumfassenden Text bei Sonne der die Artikel: Sonnenschein, Globalstrahlung, Solarkonstante, Solarstrahlung, Sonnenstrahlung, Sonnenenergie, kosmischen Strahlung zusammenfasst und mit Bestrahlungsstärke, Strahlungsleistung, Strahlungsenergie, Strahlung, Albedo, Elektromagnetische Stahlung, Air Mass, Erde, Erdatmosphäre (zahlreiche Unterartikel zu den einzelnen Schichten), Treibhauseffekt, Klimawandel, Milanković-Zyklen, Wetter+Klima (im weitesten Sinne) in Verbindung setzt. Zusätzlich müssten die Artikel untereinander besser verlinkt werden und es sollte in jeder Diskussionseite klar werden, was jeweils hereinpasst oder an eine andere Stelle gehört. Noch fehlende Artikel und weniger beleuchtete Themen wie ein gesammelter Artikel zum Strahlungshaushalt der Erde als Beispiel können sich dann auch besser einfügen. Viele Artikel würden damit wohl um die Hälfte kürzer, jedoch wüsste wohl dann auch jeder woran er ist und würde nicht an jeder Ecke auf Teilaspekte von Problemen stoßen, die eigentlich eigene Artikel verdient hätten. --Saperaud 16:15, 17. Feb 2005 (CET) das kann ich bestätigen jrdoch sind manche sachen ungenau und nicht dehr präzise ausgedrückt. Gruß Dr. Dr. rReiwenhohl

Exzellenz-Diskussion vom 16. Februar 2005

• pro, --Norro 10:08, 16. Feb 2005 (CET)
• contra. Das Artikellemma erweckt zu viele Erwartungen, aber es geht dann nur um den physikalischen Aspekt des Himmelskörpers. Nichts (außer einem Satz in der Einleitung) über die Rolle der Sonne für Jahreszeiten, Atmosphäre, Klima, Wetter, Leben auf der Erde (auch Sonnenenergie handelt nur von der technischen Nutzung derselben). Nichts über die entsprechende (bzw. nicht entsprechende) Wirkung der Sonnenstrahlung auf die anderen Planeten. Nichts über die Sonne als Zentralgestirn des Sonnensystems. Nichts über die Entdeckung des heliozentrischen Weltbilds. Nichts über Astrologie, Astronomiegeschichte und Mythos. --Sigune 16:19, 18. Feb 2005 (CET)
• pro - Mir gefällt der Text. Er ist ein echter Fachtext und sehr gut bebildert.--Zahnstein 03:24, 19. Feb 2005 (CET)
• Noch abwartend. Der Artikel ist schon ganz gut. Allerdings wird auf den Aufbau der Sonne und den Energietransport zu wenig eingegangen - der Bereich der Strahlungszone (immerhin brauchen die Photonen statistisch 170.000 Jahre um diese zu durchdringen) fehlt ganz. Auch das Phänomen der Sonnenflecken sowie der 11 bzw. 22jährige Fleckenzyklus werden kaum behandelt. --Alkuin 16:47, 23. Feb 2005 (CET)
• Kann man das Lemma nicht in Sonne (Himmelskörper) oder den (sofern so etwas existiert) astronomisch( klingend)en Namen der Sonne ändern? Dann fällt einiges von Sigunes berechtigter Kritik weg. Gruß. --EBB EBB 21:52, 23. Feb 2005 (CET)
• pro mit Einschränkung, die Inhalte werden eigentlich recht gut vermittelt und sind auch gut bebildert. Rein qualitativ reicht der Artikel meiner Ansicht nach für ein exzellent. Die Frage nach dem möglichen Umfang des Themenfeldes und der Einordnung in alle anderen Artikel die "Sonne" mit im Namen tragen ist eine Streitfrage. Ich denke aber nicht das man die triviale Feststellung, man könnte mehr zur "Sonne" schreiben oder das andere Artikel mit sonnenbezogenen Themen noch Lücken haben, zur Bewertungsgrundlage für den Artikel selbst machen kann. Auch ein exzellenter Artikel kann noch wachsen (bspw. Korona (Sonne) integrierbar?) und um exzellent zu sein muss nicht alles auch nur entfernt Wichtige (in Bezug auf die Sonne ist alles irgendwie äußerst wichtig) mit im Artikel haben. Die Frage nach dem Lemma halte ich für nicht gerechtfertigt. Unter "Sonne" verstehe ich das was im Artikel steht. Alles andere wie die kulturgeschichtliche, astrologische oder auch wissenschaftsgeschichtliche Bedeutung der Sonne kann gerne in einem extra Artikeln mit Themen wie "Ansichten zur Sonne in verschiedenen Kulturen, Religionen und Zeitaltern", "Bedeutung der Sonne für die Entwicklung der Astronomie und Naturwissenschaft" ([Zeittafel Sonnenforschung]]) und ähnlichen gesagt werden. Auch die Sonnenaktivität ist wenn richtig abgehandelt nicht in einen Artikel zu integrieren, das ist viel zu viel (siehe u. a. Sonnenfleck, Milanković-Zyklen). Das einzige was wirklich noch fehlt ist die Portalfunktion des Artikels für alle sonnenrelevanten Artikel. Jeder sollte von diesem Artikel aus alles finden können was in der Wikipedia irgendwo zur Sonne, zur Sonnenstrahlung und ähnlichem gesagt wird. Das allein ist aber auch noch kein Grund um zu sagen der Artikel wäre unwürdig für die Exzellenten. Die Einbindung, also verkürzte Darstellung und Verlinkung dieser Artikel (u. a. auch Sonnensystem, Sonnenschein, Globalstrahlung, Solarkonstante, Solarstrahlung, Sonnenwind) würde dann auch die meisten Kritikpunkte abschwächen und zudem ermöglichen von dieser Plattform aus die Schwächen in diesen Artikeln anzugehen. Solange aber aus dieser Portalfunktion keine interne Linksammlung wird finde ich den Status der Exzellenz eigentlich gerechtfertigt. --Saperaud 11:34, 27. Feb 2005 (CET)

• Contra. Schließe mich Sigune an. Kulturgeschichte der Sonne, Sonne als Ziel religiöser Verehrung, Einfluss der Sonne auf die Erde, Sonnensystem... Da fehlt noch einiges, auch wenn das Vorhandene schon recht gut ist. Für mich ein klarer Reviewkandidat. -- Carbidfischer 12:06, 27. Feb 2005 (CET)

• Contra siehe oben. Ich erwarte keine abschließende Behandlung der Kulturgeschichte. Aber ein paar Absätze sollte sie schon wert sein. Übrigens stört es nur mich, dass zwar das Ende der Sonne liebevoll in Kleinigkeiten geschildert wird, sich der Anfang aber liest wie "und er sprach es werde Licht und da war sie"? -- Southpark 13:45, 28. Feb 2005 (CET)

• Pro. Der Artikel ist sehr gut, vor allem gefällt mir, dass er auch für Laien relativ leicht verständlich ist. Ein kleiner Kritikpunkt: Der kleine Absatz Die Sonne vollzieht am Äquator in 25,4 Tagen einen Umlauf, in der Umgebung der Pole dauert es 36 Tage. sollte irgendwie einmal erklärt werden. Warum ist der Umlauf am Äquator kürzer als an den Polen? Aber sonst: exzellent. --AlphaCentauri 16:17, 3. Mär 2005 (CET)

• Pro. Ein herausragender Artikel! --Zahnstein 10:17, 7. Mär 2005 (CET)

(Hier hat Zahnstein (versehentlich?) zum 2. mal abgestimmt. --Wolfgangbeyer 09:09, 8. Mär 2005 (CET))

• contra Sicher exzellent, wenn nur die Naturwissenschaft gefragt wäre. Aber ohne Kulturgeschichte sinnlos. Ulme 11:44, 7. Mär 2005 (CET)

• Pro. Ein IMHO sehr guter Artikel, den man gerne liest --Fubar 01:39, 19. Jun 2006 (CEST) Ja, ich weiss, die Abstimmung ist schon lang vorbei ;-)

Spektiv

Super-Artikel! IMHO ist er exzellent, ich kenn die genauen Kriterien allerdings nicht.(ich hab mal Spektiv im Bildtext zur Projektionsmethode verlinkt.) --Pik-Asso 11:16, 5. Apr 2005 (CEST)

Massenverhältnis Sonne/Erde

Die Werte beim Schwarzschildradius und bei der Masse müssen natürlich identisch sein, habe sie korrigiert. Sie stimmen jetzt mit den Daten auf der JPL-Seite überein. 193.171.121.30 01:17, 24. Apr 2005 (CEST)

Definition des Wortes Sonnenjahr

Die Zeit, in der die Erde einmal um die Sonne kreist, wird Jahr genannt. Wie wird die Zeit genannt, in der die Sonne einmal um das Zentrum der Galaxis kreist? Könnte man in diesem Zusammenhang nicht von einem Erdjahr und einem Sonnenjahr reden?

Leider nicht, man unterscheidet bereits in Sonnenjahr und Sternjahr. Das Sonnenjahr beschreibt die Zeit, in der die Erde sich solange um die Sonne dreht, bis der selbe Stand erreicht wird. Das Sternenjahr nimmt dagegen Bezug auf einen weiter entfernten Stern (auf ein Jahr bezogen kann man getrost jeden nehmen, den wir sehen). -- Platte 18:44, 5. Dez 2005 (CET)

Die Zeit, die die Sonne benötigt, um die Galaxis zu umkreisen wird auch galaktisches Jahr genannt. 13:55, 10 Dez 2005

calSky ist doch kein Spamlink

"S.K. K (→Weblinks - -Spamlink... )" - Hallo S.K., warum soll denn bitte calSky ein Spamlink sein ? Ich halte das für einen äußerst sinnvollen Link, calSky ist bei beobachtenden Astronomen (auch bei der Sonnenbeobachtung) ein Standard-Link. Gleiches gilt für den "Mond"-Artikel StephanPsy 21:19, 9. Sep 2005 (CEST)

von Kern bis zur Oberfläche

Ich habe in einem Buch gelesen das die im Kern entstandene Energie 10 Mio. Jahre braucht um an die Oberfläche zu kommen. Im Artikel steht 170.000 Jahre. Was ist nun richtig?

Die 170.000 Jahre beziehen sich auf die durchschnittliche Zeit, die ein Photon benötigt um die Strahlungszone zu passieren - nicht auf den Energietransport vom Kern zur Oberfläche. Die Strahlungszone erfüllt nur einen Teil der Sonne (darüber liegt noch die Konvektionszone) - zudem verlieren die Photonen auf ihrem Weg auch Energie, d.h. selbst der Energietransport durch die Strahlungszone allein wird länger dauern als die Zeit, die ein Photon benötigt. -- Srbauer Srbauer 21:48, 30. Jan 2006 (CET)

korona

Im Artikel steht der Satz "Die Korona erstreckt sich bis zur Heliopause, wo sie auf das interstellare Medium trifft." (letzter Satz im Abschnitt "Sonnenoberfläche und Umgebung") - was ist da dran? -- Srbauer Srbauer 18:25, 27. Feb 2006 (CET)

Anzahl der Atome

Zitat: "Hinsichtlich der Anzahl der Atome betragen diese Anteile 92,7 % und 7,9 %." - Nanu? Modran 14:43, 6. Mär 2006 (CET)

Wieso nanu? Wenn Du den Unterschied zum vorher genannten Massenverhältnis meinst, so solltest Du bedenken, dass H und He unterschiedliche Massen haben - und sich die Zahlen deshalb unterscheiden. -- Srbauer Srbauer 15:35, 6. Mär 2006 (CET)

Nein, ich staune darüber, daß die Anzahl der H- und He-Atome in der Sonne 100,6 Prozent betragen (sorry, ich hielt das für selbsterklärend). Muß man da die Antimaterie-Teilchen wieder abziehen, um auf 100 zu kommen? ;) Modran 19:22, 6. Mär 2006 (CET)

Hihihi..es wurde vermutlich nur vergessen den Rundungsfehler von +/- 0.3 anzugeben hihihihi -Gerd Marquardt -- 22:47, 1. Aug 2006 (CEST)

Symbole und Symbolik

Nicht, dass ich dem Artikel keinen Abschnitt "Symbole oder Symbolik" gönnen möchte, aber

• Die Sonne impliziert eine starke Symbolik,
• da sie Licht und somit Kraft und Leben repräsentiert.
• ... eines der ... universalsten religiösen Symbole weltweit ...

ist für eine exzellenten Artikel inhaltlich und sprachlich eher peinlich. Das gilt übrigens auch für den Satz "Selbst indirekte Beobachtung kann die Optik eines Teleskops oder Fernglases beschädigen." --Wolfgangbeyer 01:21, 14. Mär 2006 (CET)

nicht exzellent

der Artikel ist wegen unüberlegter Auswertung von Antifaschist 666 fälschlicherweise zum exzellenten erklärt worden. Es wurde über fundierte inhaltliche Kritik und fehlende Fakten einfach hinweggesehen. Daher hab ich das Bapperl wieder entfernt --SoIssetEben! 11:06, 21. Mär 2006 (CET)

Im Gegensatz zu Braunen Zwergen...

Auch in Braunen Zwergen findet Kernfusion statt, jedoch nicht die in der Sonne Übliche Wasserstoffusion, sondern z.B. eine Lithiumfusion.--

Danke für den Hinweis. Ich habe den Satz "Zählt man nur die Sterne mit Kernfusion..." auf "Zählt man nur die Sterne mit Wasserstoffbrennen..." geändert. -Vesta 00:13, 7. Apr 2006 (CEST)

quelle für zahlenwert in abschnitt "strahlungszone"

hola!

wollt mal fragen woher die zahl in diesem satz im abschnitt "strahlungszone" kommt: "Statistisch benötigt ein Photon etwa 170.000 Jahre, um die Strahlungszone zu passieren". ich weiss zwar, das diese werte alle modellabhängig sind - 170.000 jahre kommt mir aber doch etwas arg kurz vor. in "astronomie" von karttunen et al. (springer) ist das sogar vorgerechnet (natürlich nur grob) - und als ergebniss kommt 10^6-10^7 jahre raus... gibts irgendwelche angaben, woher dieser kleine wert kommt?--Moneo 12:37, 12. Apr 2006 (CEST)

Verwechslung von Radius und Durchmesser?

Im Absatz Konvektionszone heißt es "An die Strahlungszone schließt sich die „Konvektionszone“ an. Sie ist 140.000 km dick und macht somit 10% des Sonnenradiuses aus." Das kann aber doch nicht sein, wenn der Sonnenradius 700.000 km beträgt. Hier ist wohl Durchmesser (2*Radius) gemeint! --Jonas kl 22:39, 21. Mai 2006 (CEST)

Ja, habe es korrigiert. Ileo 13:02, 17. Jul 2006 (CEST)

So ist es aber m.E. falsch. Die Dicke der Konvektionszone sollte, wie die des Kerns und der Strahlungszone, mit dem Radius und nicht mit dem Durchmesser verglichen werden (denn im Durchmesser kommt jede Zone doppelt vor). Also: Sie ist 140.000 km dick und macht somit 20% des Sonnenradius aus. (oder: ein Fünftel). --Neitram 13:03, 17. Nov. 2006 (CET)

Fleckenzyklus 2 * 11 Jahre

Im Abschnitt "Magnetfeld": Der Fleckenzyklus ist 2 * 11 = 22 Jahre, nicht 2 * 5,5 = 11 Jahre, oder sehe ich das falsch? Ileo 13:02, 17. Jul 2006 (CEST)

Ein Fleckenzyklus dauert etwa 11 Jahre, das ist schon richtig (siehe auch Schwabe-Zyklus) - die 22 Jahre sind der Magnetfeldzyklus (Hale-Zyklus). Die im Artikel angegebenen 5,5 Jahre sind einfach nur der halbe (Flecken-)Zyklus, von einem Minimum (den Beginn des Zyklus) bis zum nächsten Maximum (etwa zur Hälfte des Zyklus). -- Srbauer Srbauer 16:28, 17. Jul 2006 (CEST)

Ereignishorizont falsch

Die Sonne hat keinen Ereignishorizont, da sie kein schwarzes Loch ist. Der Wert, der unter "Ereignishorizont" angegeben ist, entspricht dem Gravitationsradius, aber das ist etwas ganz anderes: der Radius, auf den man die Sonne zusammenquetschen müsste, damit sie zu einem schwarzen Loch werden würde.

Um es ganz klar zu stellen: Der Gravitationsradius der Sonne ist 2,95 km. Das bedeutet aber keineswegs, dass sie dort auch einen Ereignishorizont hat, denn ein dort befindliches Objekt ist nahezu schwerelos (im Mittelpunkt der Sonne). Nur wenn die Sonne auf einen Radius von 2,95 km komprimiert wäre, dann wäre sie ein schwarzes Loch und hätte somit einen Ereignishorizont.

Bei einem 100 Millarden Bar Druck und 10 Millionen Grad von Schwerelosigkeit zu sprechen ist schon etwas seltsam.

Das ganze ist aber sowieso nur eine Näherung, denn die Sonne rotiert. Wenn man sie auf einen Radius von 2,95 km zusammendrücken würde, dann würde sie noch deutlich schneller rotieren und der Radius des Ereignishorizonts wäre anders. Wenn man annimmt, dass sie nicht rotiert, dann wäre ihr Ereignishorizont gleich dem zusammengerückten Radius, also 2,95 km.

Wie auch immer, solange man die Sonne nicht auf 2,95 km zusammendrückt, hat sie keinen Ereignishorizont.

Ich korrigiere das also und ändere die Zeile "Ereignishorizont" in "Gravitationsradius". Das Verhältnis Sonne/Erde bleibt gleich, das heißt wenn man die Erde auf einen Radius von einem knappen Zentimeter komprimieren würde, dann wäre sie ein schwarzes Loch. Leider ist es etwas irreführend, dass Gravitationsradius auf den Artikel zum Ereignishorizont verweist, obwohl es etwas anderes ist; entspricht das den Wikipedia-Richtlinien? --Pluckerwank 17:43, 23. Jul 2006 (CEST)

Eigentlich nicht! Da du ja offensichtlich entsprechend durchblickst, würde ich vorschlagen du bildest einen eigenen Artikel wenn unter schwarzes Loch etc. nicht schon vollständig alles über Ereignishorizont steht. Falls schon irgendwo was zu ausführliches steht

einen neuen Artiken dafür und die alte Erläuterung kürzen und verlinken zum neuen Artikel. Link auf Gravitationsradius sollte weg wenn er nicht identisch ist.-Gerd Marquardt -- 22:42, 1. Aug 2006 (CEST)

Kreisbahnen der Planeten

Kepler hatte entdeckt, dass die Planeten nicht auf exakten Kreisbahnen sondern auf Ellipsenbahnen die Sonne umkreisen. Später konnten Isaac Newton dies mit der Gravitation erklären. Nach dem Gravitationsgesetz können sich nicht nur annähernd kreisfömige Bahnen ausbilden sondern auch extrem langestreckte Ellipsen wie sie bei den Kometen tatsächlich beobachtet werden.

Eine offene Frage bleibt wie sich die Planetenbahnen zu annähernd kreisförmigen Bahnen im Laufe der Entwicklung des Sonnensystems ausgebildet haben. Nach der klassischen Mechanik können sich auch stabile extrem exzentrische Bahnen ausbilden wie sie bei Kometen tatsächlich beobachtet werden. So lange Bahnstörungen vernachlässigt werden können, ändert sich die Exzentrizität der Bahn nicht. Werden Planeten, etwa durch Kollision oder eine starke Ännäherung an andere Planeten erheblich abgelenkt, laufen sie in der Folgezeit nicht mehr auf exzentrischen Bahnen um. Es ist zunächst nicht ersichtlich, warum die sie im Laufe der Zeit erneut Kreisbahnen annehmen.

Dies kann teilweise durch Reibung in einer Gas- oder Staubwolke erklärt werden. In der Tat gibt es heute noch Reste der Wolke aus der sich etwa die Erde gebildet hat, die sich in Form von Meteoriten bemerkbar macht. Die Masse der pro Jahr auf der Erde einschlagenden oder verglühenden Meteorite ist jedoch im Vergleich zur Erdmasse minimal. Daher kann die Reibung auch im Laufe von mehreren Millionen Jahren die Erdbahn nicht merklich beeinflussen. In der Frühgeschichte des Sonnensystems war allerdings die Materiedichte wesentlich höher. Es ist trotzdem fraglich, ob dies die Ausbildung von Kreisbahnen erklären kann.

Bei den inneren Planeten etwa bis zur Erde könnte jedoch die Relavititätstheorie, die Ausbildung von Kreisbahnen erklären.

Es gibt zwei Effekte der Gravitationswirkung auf relativistische Massen, die experimentell nachgeweisen wurden. Dies ist die Rotverschiebung und die Ablenkung des Lichts bei einem nahen Vorbeiflug an einer großen Masse. In beiden Fällen wird der Impuls der Photonen in Folge der Schwerkraft geändert. Auch nach Isaac Newton ändert sich der Impuls durch die Wirkung der Schwerkraft. Allerdings ist dies in der klassischen Mechanik allein auf die Änderung der Geschwindigkeit zurückzuführen. Nach der Relativitätstheorie führt jedoch auch die Änderung der relativistischen Masse zu einer Impulsänderung. Die Impulsänderung kann offenbar weiterhin nach dem Kraftgesetz von Newton berechnet werden, wobei die relativistischen Massen eingesetzt werden müssen. Dies führt bei den Planeten nicht zu einer Änderung der Bewegungsgleichung, wenn sich der Abstand zur Sonne nicht ändert, weil sich dann die Masse des Planeten herauskürzt (Mitbewegung der Sonne wird vernachlässigt). Kreisbahnen bleiben daher unverändert. Ebenso bleibt die Bahn in der Nähe des Perihel und in der Nähe des Aphel unverändert gegenüber der klassischen Bahn eines Teilchen mit der gleichen Geschwindigkeit. Bei einer exzentrischen Bahn ändert sich jedoch auch der Betrag der Geschwindigkeit und damit die Masse. Dies führt im Vergleich zur klassischen Mechanik zur einer geringeren Beschleunigung. Damit wird eine geringere Geschwindigkeit im Perihel erreicht, was zu einer eher kreisförmigen Bahn führt.

Die relative Zunahme der Masse in Folge der Relativitätstheorie beträgt

[Formel]

wobei [Formel] die Geschwindigkeit in Einheiten der Lichtgeschwindigkeit ist. Für die Erde beträgt die relative Zunahme nur eins zu 200 Millionen. Dies könnte dennoch eine merklich Abnahme der Exzentrizität der Erdbahn im Laufe der Entwicklung des Sonnensystems bewirkt haben. Aufgrund der heute sehr geringen Exzentrizität der Bahn variiert die relativistische Masse der Erde praktisch nicht mehr. Mit zunehmender Entfernung von der Sonne wird der Effekt durch die abnehmende Geschwindigkeit immer geringer. Hinzu kommt, dass der sich z.B. der Mars nur halb so häufig der Sonne annäherd wie die Erde. Für den Merkur sollte der Effekt deutlich am stärksten sein, da er nicht nur die geringste Enfernung zur Sonne aufweist, sondern auch noch die größte Exzentrizität aufweist. Vermutlich hatte der Merkur daher noch vor relativ kurzer Zeit eine wesentlich stärkere Exzentrizität. Er könnte sich der Venus stark angenähert haben, und wie häufiger vermutet, vor einigen Millionen Jahren als Mond die Venus umkreist haben.

Für die äußeren Zwergplaneten, etwa auf Pluto, ist dieser relativistische Effekt praktisch vernachlässigbar. Diese Objekte laufen daher auch auf wesentlich exzentrischeren Bahnen um die Sonne. Für die Monde der schweren Gasplaneten ist der Effekt jedoch nicht zu vernachlässigen, da ihre Bahngeschwindigkeit höher als die Bahngeschwindigkeit des Planeten ist und der Umlauf in wenigen Tagen erfolgt.

Rotverschiebung und Umlaufgeschwindigkeit

Wenn ein Teilchen die Erde von einer fernen Galaxie erreicht, muss es mit einer Geschwindikeit größer oder gleich der Fluchtgeschwindigkeit die Galaxie in Richtung Erde verlassen. Bei seiner Flucht von der Galaxie verliert es Energie. Bei Annäherung an unsere Galaxie gewinnt es wieder Energie. Da die Sonne relativ weit außen unserer Galaxie liegt, gewinnt es jedoch wenig Energie. Diese Überlegung gilt im Prinzip auch für Photonen.

Mit der vereinfachenden Annahme einer kugelsysmmetrischen Massenverteilung der Galaxie, lässt sich die Energieänderung bei der Flucht im Abstand r vom Zentrum der Galaxie der Masse M berechnen

[Formel]

Dies Beziehung ist eine einfache Anwendung des Gravitionsgesetzes von Isaac Newton auf die (relativistischen) Massen der Galaxie und des Teilchens.

Die rechte Seite der Gleichung lässt sich auch als das Quadrat der Kreisbahngeschwindigkeit in Einheiten der Lichtgeschwindigkeit für eine schwere Masse, etwa eines Sterns, interpretieren. Die Energieänderung macht sich in einer Rotverschiebung bemerkbar. Da die Umlaufgeschwindigkeit um das Zentrum der Galaxie sehr beträchtlich sein kann (vergleiche Wert im Artikel), tritt im Allgemeinen eine Rotverschiebung auf. Es handelt sich nur scheinbar um eine Entfernung der Galaxie. TheorieerfinderA 13:54, 21. Sep 2006 (CEST)

Wie waer's Du setzt die Zahlen wirklich mal ein? Bisschen rechnen spart viel pseudogelehrtes Geschwaetz: Umlaufgeschw. 250km/s, c=300000km/s, d. Verschiebung der Wellenlaenge durch Geschwindigkeit der Galaxienrotation im Bereich von Promill bis Prozent (rein Doppler, nach deiner Formel sogar quadriert, d.h. noch tausendmal weniger), die beobachteten Werte der Verschiebung der Wellenlaenge reichen derzeit dagegen bis zu einem Faktor 6 und groessere Werte werde immer noch entdeckt. P.S. zur Diskussion:Schwarzer Zwerg: Es waere hilfreich, wenn Du den Artikel liest, bevor Du ihn kritisierst. Falls es zu schwer ist: Der letzte Satz sollte reichen. --Rivi 16:15, 21. Sep 2006 (CEST)

Die Sonne läuft ja in relativ großer Entfernung um das Zentrum der Galaxie. Nach den Kepplerschen Gesetzen ist die Umlaufgeschwindigkeit nahe dem Zentrum größer. Der lineare Dopplereffekt aufgrund des Umlaufs ist aber in der Tat wesentlich stärker als die gravitatitve Rotverschiebung. Es ist jedoch nicht mögliche einzelne Sterne entfernter Galaxien aufzulösen. Da sich durch die Rotation sich ebenso viele Sterne der Erde nähern wie sich entfernen, führt dieser Effekt nur zu einer Verbreiterung der Linie. Eine Verschiebung könnte durch die Bewegung des Schwerpunkts der Galaxie aber auch durch die gravitative Rotverschiebung erklärt werden. TheorieerfinderA 19:23, 21. Sep 2006 (CEST)

Rotationskurve benatwortet einen Teil der Frage, fuer den Rest darfst Du's gerne selber rechnen, ggf. sonstwo publizieren und dann wiederkommen. EOD. --Rivi 20:04, 21. Sep 2006 (CEST)

Zitat aus den : "Wikipedia dient nicht der Theoriefindung, sondern der Theoriedarstellung. In ihr sollten weder neue Theorien, Modelle, Konzepte, Methoden aufgestellt noch neue Begriffe etabliert werden (siehe Wikipedia:Theoriefindung). Ziel des Enzyklopädieprojektes ist die Zusammenstellung bekannten Wissens." --Vesta 19:33, 21. Sep 2006 (CEST)

Umwandlung H pro Sekunde

Die Zahlenangabe im Fliesstext spricht von 700.000.000 Tonnen Wasserstoff pro Sekunde. In der Tabelle stehen 564.000.000 Tonnen pro Sekunde. Was stimmt? --Stimpson 10:44, 27. Sep 2006 (CEST)

Der in der Tabelle genannte Wert sollte stimmen. Im Artikel zum Wasserstoffbrennen wird der Wert von 0,73 Prozent der Masse, die in Energie umgewandelt wird genannt.

[Formel]

Bemerkung

Der Wert von 0,73 Prozent kann exakt aus der Masse des Heliums und des Wasserstoffs berechnet werden. Auch die Strahlung, die von der Sonne ausgeht, ist direkt messbar. Damit lässt sich auch auf das Alter der Sonne und des Sonnensystems schließen. Dieses Alter von etwa 4,5 Millarden Jahren folgt auch aus dem Isotopenverhältnis radioaktiver Substanzen. Das Alter des Sonnensystems ist daher nicht irgendwie aus spekulativen Modellen abgeleitet, sondern beträgt in der Tat etwa 4,5 Millarden Jahre und nicht etwa das 10-fache oder nur ein Zehntel. Dies ist jedoch praktisch nicht vereinbar, mit der Vorstellung, das gesamte Universum sei erst vor knapp 14 Millarden Jahren, weniger als der dreifachen Zeit, entstanden.

Dann sollte jemand den Abschnitt Kern mit den Angaben zum Wasserstoffumsatz richtig stellen. Würde es ja tun, hab aber keine Ahnung von der Materie und weiß nicht, wie sich dies Änderung auf die anderen Zahlen auswirkt. --Stimpson 13:55, 27. Sep 2006 (CEST)

Die 700 statt 600 Millionen Tonnen sind eigentlich kein gravierender Unterschied. Falsch sind die 27 MeV für die Fusion in der Proton-Proton Fusion. Die 27 MeV sind die insgesamt bei der Bildung von Helium (2 Neutronen und 2 Protonen) freigesetzte Energie (0,73 Prozent der Ruhemasse). Es handelt sich tatsächlich um mehrere Teilreaktionen, die natürlich jeweils nur einen Teil dieser Energie freisetzen.

Also der Unterschied zwischen 700.000.000 und 564.000.000 sind 25%. Ich finde, das ist gravierend, du nicht? --Stimpson 12:21, 28. Sep 2006 (CEST)

Ob diese Abweichung als gravierend einzuschätzen ist, ist Ansichtssache. In jedem Fall sind die 700 Millionen wohl eindeutig zu hoch. Ich habe nochmal überlegt, ob die Neutrinos die bei der Reaktions entstehen eventuell den Unterschied erklären können. Dies ist aber eindeutig nicht so, weil deren Energie offenbar weniger als 0,8 MeV von den 26,2 Mev ausmachen. Auch der Sonnenwind führt nur zu einem minimalen Masseverlust. Die Energie die heute abgestrahlt wird, ist zwar vor langer Zeit durch Fusion erzeugt worden und die abgestrahlt Energie von der Sonne schwank mit den Sonnenflecken ein wenig, der mittlere Wert sollte aber nicht um 25 Prozent abweichen.

Dies gilt allerdings unter der Voraussetzung, dass die Strahlungsenergie der Sonne überwiegend aus der Fusion von Protonen zu Heliumkernen mit zwei Protonen und zwei Neutronen stammt. Obgleich dies die vorherrschende Meinung ist, gibt es keinen direkten Beleg für diese Annahme. Die Energie könnte auch überwiegend aus der Fusion von Protonen zu Deuterium und Heliumkernen mit einem Neutron und zwei Protonen stammen (erste Teilreaktionen im Wasserstoffbrennen). In diesem Fall ist mehr Wasserstoff erforderlich die abgestrahlte Energie zu ersetzen. Allerdings reicht der Energievorrat der Sonne dann ebenso lang, weil dann mehr He-3 Kerne vorhanden sind, die einer späteren Brennphase zu He-4 fusionieren können.

Habe jetzt endlich mal die Zahlen korrigiert, das konnte man ja nicht mehr mit ansehen. Übrigens kann man anhand des momentanen Umsatzes die Lebenszeit nur näherungsweise berechnen, da ja die Leistung von der Entstehung bis zum Ende der Sonne stetig zunimmt (wie aus der Tabelle weiter unten zu entnehmen ist) --Trahho 06:07, 17. Nov. 2006 (CET)

Bildwarnung

Die unten genannten Bilder, die in diesem Artikel verwendet werden, sind auf Commons gelöscht oder zur Löschung vorgeschlagen worden. Bitte entferne die Bilder gegebenenfalls aus dem Artikel oder beteilige dich an der betreffenden Diskussion auf Commons. Diese Nachricht wurde automatisch von CommonsTicker erzeugt. -- DuesenBot 00:14, 14. Okt. 2006 (CEST)

Beruhigend zu sehen, dass auf den Commons die LAs von genauso unfähigen Leuten gestellt werden wie hier: hab den Vandalismus entfernt und die Quelle wieder hergestellt, den LA aber drin gelassen - mal schauen ob sich die dortigen Admins wenigstens die Sache vor dem löschen anschauen ;-) -- 00:28, 14. Okt. 2006 (CEST)

Das Bild wurde übrigens von nem Admin hochgeladen, zufällig von einem gewissen commons:User:Arnomane, der auch noch mit Arnomane identisch sein soll. Und ja ich habs mir genau angeschaut, was Rivi dort eingewendet hat (auch wen nich nicht gleich darauf reagiert habe). Ganz so verkehrt war der eingefügte Löschmarker für dieses von mir hochgeladene Bild nicht. Es war lediglich der falsche, weswegen ich es jetzt in einen regulären Löschantrag umgewandelt habe. Details zu der durchaus relevanten (sprich öfter vorkommenden) Problematik des Bildes auf der Bildseite und dem dort verlinkten Löschantrag auf dem ich für sinnvolle Sachbeiträge dankbar wäre. Arnomane 17:51, 18. Nov. 2006 (CET)

Wenn das Bild nicht frei ist, dann ist es eine andere Sache und das Bild gehört tatsächlich gelöscht - die ursprüngliche Löschwarnung bezog sich jedoch darauf, dass die Quellenangabe von einer IP entfernt worden war und anschließend (anscheinend ohne einen Blick auf die History) mit dem No-Source-LA reagiert wurde - Rivis Anmerkung kam erst nach meiner Wiederherstellung der Quelle. Und ja, ich hatte gesehen, dass das Bild von Dir hochgeladen worden war - das war auch mit ein Grund für meinen Sarkasmus. -- Srbauer Srbauer 14:24, 19. Nov. 2006 (CET)

Hm den Vandalismus hab ich erst jetzt wirklich bemerkt. ;-) Naja ich ragier ein bischen wie Rumpelstilzchen, wenn es um Commons geht, weil Commons nicht an unfähigen Admins, sondern Software krankt. Tut mir leid. Aber mal zurück zur Sache. Ich wäre über ein paar Anmerkungen auf dem Löschantrag in Commons dankbar, weil das Problem dieses Bildes öfter auftritt. Arnomane 20:01, 19. Nov. 2006 (CET)

Temperatur der Korona

Es ist ist z.B. aus der Tatsache, dass die Sonne Röntgenstrahlung abgibt offensichtlich, dass die Temperatur der Korona weit oberhalb der Oberflächentempertur liegt. Die Angaben zur Temperatur der Korona schwanken in der Literatur, die Tempertur der Korona liegt nach allen mir zugänglichen Quellen mindestens bei einer Million Kelvin. Temperatur ist nichts anderes als die mittlere Energie der Teilchen und 1 Million Kelvin entsprechen etwa 130 Elektronenvolt. Daraus lässt sich leicht die Geschwindigkeit der Teilchen, Elektronen und Protonen, in der Korona abschätzen. Die Geschwindigkeit v errechnet sich aus der Masse m und der Energie E. Die Geschwindigkeit kann als Bruchteil der Lichtgeschwindigkeit c berechnet werden.

[Formel]

Die Ruheenergie mc² beträgt für Elektronen 511.000 eV und für Protonen knapp das 2000-fache. Die Geschwindigkeit der Elektronen übersteigt die Fluchtgeschwindigkeit der Sonne bei einer Millon Kelvin um etwa einen Faktor 10. Aufgrund der Geschwindigkeitsverteilung hat auch ein nicht zu vernachlässigender Anteil der Protonen die notwendige Geschwindigkeit, um das Schwerfeld der Sonne zu verlassen.

Diese Überlegungen gelten für den Sonnenrand und die niedrigsten angenommenen Temperaturen der Korona. Für die äußeren Schichten und eventuell noch höheren Temperaturen sind die Teilchen noch schwächer durch die Gravitation gebunden. Aus dieser Überlegung folgt zweifelsfrei, dass die Elektronen und Protonen in der Korona durch elektrische und magnetische Felder an die Sonne gebunden sein müssen, da andernfalls die Sonne, in weit stärkerem Maß als beobachtet, Masse verlieren würde. In Kernreaktionen in der Korona werden aber auch Neutronen freigesetzt. Diese sind nur schwach durch die Schwerkraft der Sonne gebunden. Falls die Neutronen ohne Stöße die Korona verlassen, können sie Energien im MeV-Bereich erreichen. Neutronen die durch Stöße auf die mittlere Energie der Teilchen abgebremst werden, können dennoch in einigen Fällen die Sonne verlassen. Diese thermischen Neutronen erreichen die Erde erst nach Tagen und zerfallen auf dem Flug fast vollständig in Protonen und Elektronen. 84.169.220.215 12:47, 28. Okt. 2006 (CEST)

Entstehung der Sonne

Wie ist den die SOnne überhaupt entstanden? Also warum wurde sie nicht einfach zu nem Planeten xD oderso naja wie is sie entstanden^^?

Du hast den Artikel gelesen? Sonne#Entwicklung der Sonne liefert einen groben Überblick - wenn Du den Unterschied zu den Planeten suchst, hilft Dir Sonnensystem#Entstehung der Planeten vielleicht weiter. -- Srbauer Srbauer 16:32, 31. Okt. 2006 (CET)

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