Sonne

Die Sonne ist ein Fixstern im Milchstraßensystem. Sie ist Mittelpunkt unseres Sonnensystems und unser nächster Stern: sie wird umkreist von neun großen Planeten mit ihren Monden, denen sie Wärme und Licht spendet. Die Entfernung zur Erde beträgt etwa 149 Millionen Kilometer, ihr Radius beträgt 696 000 km.

Die Sonne ist ein durchschnittlicher Stern und gehört zu den gelben Zwergsternen. Die direkt beobachtbare Oberfläche der Sonne wird Photosphäre genannt, ist rund 400 km dick und besitzt eine Oberflächentemperatur von rund 5 500 °C.

Gasströmungen, die rund 1 500 Grad kälter sind als die übrige Photosphäre, heißen Sonnenflecken und können von der Erde aus als dunkle Flecken beobachtet werden. Neben ihnen gibt es noch die Sonnenfackeln, die wie die Sonnenflecken starke Magnetfelder haben. Die Sonne bewegt sich mit einer Geschwindigkeit von 20 km/s in Richtung auf das Sternbild Herkules.

Die sich an die Photosphäre anschließende Sonnenschicht heißt Chromosphäre. Diese über der Photosphäre liegende Schicht hat eine Höhe von etwa 10 000 km. Eindrucksvolle Erscheinungen dieser Schicht sind Fackeln und Protuberanzen, bei denen glühende Sonnenmaterie in Höhen bis zu 500 000 km aufsteigt, um dann rasch wieder auf die Oberfläche zurückzufallen.

Oberhalb der Chromosphäre schließt sich die Korona an. Sie wird gut sichtbar, wenn bei einer Sonnenfinsternis die Chromosphäre vom Mond bedeckt ist. Der Strahlenkranz der Sonnenkorona reicht über 1 000 000 km weit in den Weltraum hinaus.

Die Korona ist rund 1 000 000 °C heiß, obwohl die Sonnenoberfläche selbst nur eine Temperatur von rund 5 500 °C aufweist. Schwer zu beobachten von der Erde aus sind die Pole der Sonne. Ende 1990 startete die NASA daher die Raumsonde Ulysses, die 1994 den Sonnensüdpol erreichte und aus 200 Millionen km Höhe mit den Untersuchungen begann.

Unsere Sonne ist ein glühender Gasball, in dessen Inneren sich thermonukleare Reaktionen abspielen. Sie liefern seit etwa fünf Milliarden Jahren die gewaltigen Energien und werden sie noch weitere zehn Milliarden Jahre liefern. Als Spender von Wärme und Licht ermöglichte die Sonne die Entstehung und Ausbreitung des Lebens auf der Erde. Im Kern der Sonne verschmelzen in jeder Sekunde 564 Millionen Tonnen Wasserstoff bei einem Druck von 200 Milliarden Atmosphären und einer Temperatur von 15 Millionen Grad zu 560 Millionen Tonnen Helium. Es spielen sich also ganz ähnliche Reaktionen ab wie bei der Explosion einer Wasserstoffbombe. Pro Gramm Wasserstoff wird dabei eine Energie von 170 000 kWh frei. Im Laufe der Jahrmilliarden hat sich auf diese Weise rund ein Drittel des dort ursprünglich vorhandenen Wasserstoffs bereits in Helium verwandelt. Die äußeren Sonnenschichten bestehen zu 75 Prozent aus Wasserstoff, zu 23 Prozent aus Helium und zu zwei Prozent aus schweren Elementen wie Kohlenstoff, Eisen u. a.

Nach heutiger Erkenntnis wird die Sonne für die nächsten zehn Milliarden Jahre stabil bleiben. Dann hat sich der größte Teil des Kerns in Helium verwandelt, und die Temperatur steigt. Es setzt die Verbrennung von Helium ein. Allmählich bläht sich die Sonne auf, ihre Dichte sinkt, ihre Temperatur nimmt ab. Sie wird zu einem roten Riesenstern, in dessen Inneren noch die Erdbahn Platz haben wird. Dieses Stadium wird etwa zwei Milliarden Jahre später durchlaufen sein. Die Sonne schrumpft wieder zusammen und wird zu einem Weißen Zwerg. Es kann vielleicht noch einmal zu einem Energieausbruch kommen, wobei die Sonne in wenigen Tagen mehr Energie ausstrahlt als sonst in Jahrtausenden (Nova).