Techniklexikon

Sonne

Astronomie und Astrophysik, astronomisches Zeichen  , Hauptreihenstern der Spektralklasse G2V und Zentralkörper unseres Sonnensystems. Er ist der einzige Stern, der von der Erde aus als Scheibe beobachtbar ist und dessen Oberflächendetails untersucht werden können (eine Bogensekunde entspricht 725 km auf der Sonnenoberfläche). Zu diesen Oberflächendetails gehören bei der ruhigen Sonne die Granulation und bei der aktiven Sonne Protuberanzen, Fackeln, Flares und Sonnenflecken (siehe Abb. 1). Diese Oberflächenerscheinungen nehmen auch an der differentiellen Rotation der Sonne teil. Die zusätzliche Messung von solaren Strahlungs- und Teilchenströmen (Sonnenspektrum, Sonnenwind, solare Neutrinos) gestatten die Konstruktion von Sternmodellen, die den Aufbau und die Entwicklung der Sonne und damit auch anderer Sterne wiedergeben.

Die Sonne ist eine Gaskugel, deren Dichte von innen nach aussen stetig abnimmt (siehe Abb. 2). Im Inneren der Sonne befindet sich das Kerngebiet. Es umfasst etwa 25% des Sonnenradius (was einem Volumenanteil von etwa 2% entspricht) und beinhaltet etwa 50% der Sonnenmasse. Bei Temperaturen von rund 15 Mio. K finden dort die thermonuklearen Prozesse statt, die der Sonne ihre Energie liefern. Der wichtigste ist der pp-Zyklus, während der CN-Zyklus (Bethe-Weizsäcker-Zyklus) nur etwa 1% der Energie liefert. Dieses sog. Standardsonnenmodell mit der sich daraus ergebenden Massen-, Leuchtkraft-, Druck-, Dichte- und Temperaturverteilung (siehe Abb. 2) wurde Ende der 60er Jahre auf den Prüfstand gestellt, als man versuchte, den bei den obigen Prozessen frei werdenden Neutrinofluss auf der Erde zu messen. Die Diskrepanzen, die dabei zwischen den theoretisch nach dem Sonnenmodell erwarteten Flüssen und den gemessenen Werten festgestellt wurden, sind als das solare Neutrinoproblem (solare Neutrinos) bekannt.

Die Sonne bestand ursprünglich aus einer homogenen Elementmischung von Wasserstoff, Helium und schwereren Elementen im Verhältnis 0,73 : 0,25 : 0,015. Heute, nachdem sie etwa 4,5 × 10⁹ Jahre alt ist, ist durch das Wasserstoffbrennen (pp-Zyklus) im Zentrum der Sonne etwa die Hälfte des ursprünglichen Wasserstoffs in Helium umgewandelt worden (H : He : andere Elemente = 0,36 : 0,63 : 0,015). Ausserhalb von  findet man noch die ursprüngliche Zusammensetzung. An dieser Grenze hat die Sonne schon etwa 95% ihrer Gesamtleuchtkraft (Leuchtkraft) erreicht. Der Energietransport nach aussen erfolgt zunächst durch Strahlung, danach durch Konvektion. Die Grenze zwischen Strahlungszone und Konvektionszone liegt etwa bei . Die Konvektionszone reicht bis in die unteren Schichten der Sonnenatmosphäre. Das sind alle die Schichten, von denen die direkt beobachtbare elektromagnetische Strahlung der Sonne (Sonnenspektrum) ausgeht: die Photosphäre, die Chromosphäre und die Korona. Aus den tiefer liegenden Sonnenschichten erreicht uns keine direkte Strahlung, da die Dichte und der damit verbundene Absorptionskoeffizient der solaren Materie mit wachsender Tiefe stark zunimmt. Das Sonnenspektrum entspricht im wesentlichen dem eines schwarzen Körpers mit einer Temperatur von etwa 6 000 K.

Die Sonnenbeobachtung wird zum einen durch ihre grosse Strahlungsflussdichte begünstigt, zum anderen kann sich diese aber auch als störend (Luftturbulenzen durch erwärmte Luft) oder gar gefährlich erweisen, vor allem für das menschliche Auge. Es wurden daher speziell zur Sonnenbeobachtung optische Instrumente konstruiert und entsprechende Sternwarten erbaut (Heliostat, Coelostat, Sonnenturm). Auch im Weltraum gibt es immer häufiger Raumsonden, die die Sonne erforschen (Helios, Pioneer, Ulysses, SOHO), vor allem in Spektralbereichen, die von der Erde aus nicht beobachtet werden können (astronomisches Fenster).

Sonne: ausgewählte physikalische Daten der Sonne (m: scheinbare Helligkeit; M: absolute Helligkeit).

bottom:none;border-right:none; mso-border-top-alt:solid black .75pt;mso-border-left-alt:solid black .75pt; padding:0cm 3.55pt 0cm 3.55pt\'> mittlere Entfernung von der Erde	bottom:none;border-right:solid black 1.0pt; mso-border-top-alt:solid black .75pt;mso-border-right-alt:solid black .75pt; padding:0cm 3.55pt 0cm 3.55pt\'> 149,6 Mio. km
wahrer Durchmesser	1,392 Mio. km
mittlerer scheinbarer Durchmesser	31\'59,3\'\'
Masse	1,989 × 1030 kg
mittlere Dichte	1,409 g / cm3
Schwerebeschleunigung an der Oberfläche	274 m / s2
Fluchtgeschwindigkeit an der Oberfläche	617,7 km / s
Äquatorneigung gegen die Ekliptikebene	7° 8\'
mittlere siderische Rotationsdauer	25,38 d
mittlere synodische Rotationsdauer	27,27 d
visuelle Helligkeit	mvis = -2670; Mvis = +487
bolometrische Helligkeit	mbol = -2683; Mbol = +474
Leuchtkraft	3,847 × 1026 W
Spektralklasse	G2
Leuchtkraftklasse	V
effektive Temperatur	5 770 K
bottom:solid black 1.0pt;border-right:none; mso-border-left-alt:solid black .75pt;mso-border-bottom-alt:solid black .75pt; padding:0cm 3.55pt 0cm 3.55pt\'> Sonnenparallaxe	bottom:solid black 1.0pt;border-right:solid black 1.0pt; mso-border-bottom-alt:solid black .75pt;mso-border-right-alt:solid black .75pt; padding:0cm 3.55pt 0cm 3.55pt\'> 8,794\'\'

 

Sonne 1: Schnitt durch die Sonne.

Sonne 2: Temperatur, Masse, Dichte, Druck und Leuchtkraft als Funktion des Sonnenradius.