Lernpfad: Die Sonne
- Steckbrief
- Aufbau
- Entstehung und Zukunft
- Sonnenflecken
- Sonnenwind
- Oberstufenwissen
- Teste dein Wissen
- Test für die Oberstufe
Steckbrief
Der folgende (nicht vollständige) Steckbrief der Sonne enthält Zahlen, die uns in Erstaunen versetzen:
Mittlerer Abstand zur Erde:
150 Millionen Kilometer = 1 Astronomische Einheit = 500 Lichtsekunden = 8,33 Lichtminuten
Durchmesser:
1,4 Millionen Kilometer = 109-facher Erddurchmesser
Rotationsperioden:
am Äquator 25 Tage, in Polnähe 33 Tage
Masse:
2*1030 Kilogramm = 333 000-fache Erdmasse = 99,9 % der Gesamtmasse des Sonnensystems
Temperaturen:
an der Oberfläche 5 500 Grad Celsius, im Zentrum 15 Millionen Grad Celsius
Leuchtkraft:
4*1026 Watt
Scheinbare Helligkeit:
15 Milliarden Mal heller als der zweithellste Stern am Himmel
Alter:
4,6 Milliarden Jahre
Aufbau der Sonne
Obwohl uns von der Erde aus die Sonne einheitlich erscheint, wird sie in Schichten eingeteilt. In jeder Schicht finden physikalische Vorgänge statt, die für die jeweilige Schicht typisch sind. Die Schichten sind nicht voneinander scharf abgegrenzt, sondern gehen ineinander über. Die meisten Ergebnisse stammen von Sonden.
Der Kern:
Die Physik des Kerns ist faszinierend: Er hat einen Durchmesser von 175 000 km, der Druck beträgt ca. 200 Milliarden bar, die Dichte ist dreizehn mal höher als die Dichte von Blei und die Temperatur beträgt ca. 15 Millionen Grad. Hier findet die sogenannte "Kernschmelze" statt: Aus vier Wasserstoffkernen entsteht ein schwerer Heliumkern. Dabei werden in einer Sekunde ungefähr 5 Millionen Tonnen Materie in Energie umgewandelt. Die entstandene Energie wird in Form von Strahlung freigesetzt.
Die Strahlungszone:
Die Strahlungszone umgibt den Kern und umfasst ca. 70% des Sonnenradius. Die Temperatur variiert von 2 bis 15 Millionen Grad. Hier wird die im Kern entstandene Energie weiter nach außen in Form von Strahlung transportiert. Dabei stoßen die Lichtteilchen häufig mit den Teilchen in dieser Zone zusammen und brauchen deshalb für den Durchgang bis zu 10 Millionen Jahre. Das Licht, welches momentan auf die Erde trifft, ist also vor vielen Millionen Jahren produziert worden.
Die Konvektionszone:
Die sich nun anschließende Konvektionszone ist ca. 140 000 km breit und nimmt etwa 20 % des Sonnenradius ein. In ihr erfolgt der Energietransport durch Strömungen. Heiße Materie steigt auf, kühlt sich ab und sinkt wieder ins Innere der Sonne ab, wo sie wieder erhitzt wird und aufsteigt. Mit einem geeigneten Filter im Teleskop kann man die Plasmaströme, die Granulationen, beobachten.
Die Photosphäre:
Die circa 400 km dicke Photosphäre ist die sichtbare Oberfläche der Sonne mit einer Temperatur von ca. 5500 Grad. Von hier aus wird das Licht in den Weltraum abgestrahlt. Auf der Photosphäre beobachtet man die Granulation: Die einzelnen Granulen sind innen heiß, hell und aufsteigend. Außen sind die Granulen absteigend, dunkler und um 500 Grad kälter. Sie haben einen Durchmesser von ca. 1 000 km und eine Lebensdauer von wenigen Minuten. Weiter beobachtet man Protuberanzen: Das sind glühende Gasströme, die bis zu 1 Million km über die Sonne hinausragen.
Die Chromosphäre:
Die 12 000 km dicke Schicht der Chromosphäre ist nur bei einer Sonnenfinsternis als rötlicher Saum sichtbar. In ihr steigt die Temperatur wieder auf etwa 10 000 Grad an.
Die Korona:
Die einige Millionen Kilometer weit in den Weltraum hinausragenden Strahlen der Korona sind nur bei einer totalen Sonnenfinsternis sichtbar. Bemerkenswerterweise sind diese Strahlen mit 1-2 Millionen Grad viel heißer als die Sonnenoberfläche.
Entstehung und Zukunft
Unser Sonnensystem und damit auch die Sonne entstand vor ca. 4,5 Milliarden Jahren aus einer riesigen Gas- und Staubwolke (siehe Bild). Es sind am Anfang zwei Möglichkeiten denkbar:
- Die Gaswolke könnte nur aufgrund ihrer eigenen Schwerkraft kollabieren.
- Die Schockwelle einer nahen Supernova-Explosion könnte die Gaswolke durchlaufen. Diese hat eine Verdichtung der Gaswolke zur Folge, aus der sich die Sonne bildet.
Die Verdichtung zieht immer mehr Material aus der Gaswolke an. Mit der immer größer werdenden Dichte steigt auch die Temperatur im Inneren des Sterns an. Nach einigen Millionen Jahren entsteht so der Protostern.
Wenn im Inneren des Protosterns eine Temperatur von mehreren Millionen Grad erreicht wird, beginnt die so genannte Kernschmelze, die Verschmelzung von Wasserstoffkernen zu Heliumkernen. Die Sonne, so wie wir sie kennen, ist nun entstanden.
Die Sonne ist zum jetzigen Zeitpunkt ungefähr in ihrer "Lebensmitte": Ungefähr auch noch 4,5 Milliarden Jahre wird es dauern, bis sie keinen Wasserstoff mehr hat und langsam "stirbt".
Die Sonne wird im Laufe ihres Lebens nicht gleich hell und heiß leuchten. Am Anfang war sie kühler. Langsam steigert sie ihre Leuchtkraft.
Wenn die Kernschmelze im Inneren der Sonne abgeschlossen ist, wird sie sich zu einem Roten Riesen (siehe oben Bild) ausdehnen. Bei der Ausdehnung wird sie Merkur und Venus "verschlucken".
Am Ende werden die äußeren Schichten der Sonne abgestoßen. Um den Kern bildet sich ein so genannter Planetarischer Nebel (siehe oben Bild) (Der Planetarische Nebel hat nichts, wie man vom Namen her vermuten könnte, mit Planeten zu tun. Die Bezeichnung hat historische Gründe.). Im Kern hat sich ein so genannter Weißer Zwerg gebildet. Er ist etwa so groß wie die Erde und leuchtet nur noch schwach.
Nach einigen Milliarden Jahren wird auch das Restleuchten aufhören. Die Sonne endet als Schwarzer Zwerg.
Sonnenflecken
Aussehen:
Sonnenflecken sind dunkle Stellen auf der Photosphäre (siehe Bild). Sie sind in ihrem Zentrum ca. 2 000 Grad kühler als die Umgebung, daher erscheinen sie uns dunkel. Sonnenflecken treten meistens paarweise und in Gruppen auf. Sie haben einen dunklen Kern, Umbra genannt, und einen helleren Teil, Penumbra genannt.
Beobachtung:
Vor über 400 Jahren im Jahre 1610 beobachteten mit Teleskopen der Engländer Thomas Harriot, der Italiener Galileo Galilei und der deutsche Jesuitenpater Christoph Schreiner etwa zeitgleich zum ersten Mal in Europa Sonnenflecken. Schreiner und Galilei sind bei den Beobachtungen fast erblindet. Die erste genauere Beschreibung erfolgte ein Jahr später durch Johannes Fabricius. Diese Beobachtungen, genauer die Veröffentlichung der Beobachtungen, waren für die oben genannten Männer nicht ungefährlich, denn aus kirchlicher Sicht galt die Sonne als rein. Wie kann so etwas Göttliches, wie die reine Sonne, "schmutzige" Sonnenflecken haben?
1843 entdeckte Samuel Heinrich Schwabe die elfjährige Sonnenfleckenperiodizität. Die elf Jahre sind ein Durchschnittswert. Im Fleckenminimum sind oft monatelang keine Flecken zu sehen, im Sonnenfleckenmaximum jedoch Hunderte. Während eines Zyklus verändert sich aber nicht nur die Anzahl der Sonnenflecken, sondern auch ihre Verteilung auf der Sonnenoberfläche: Zu Beginn erscheinen die ersten Sonnenflecken in etwa 35° heliograpischer Breite nördlich und südlich des Äquators. Im Laufe des Zyklus wandert die Fleckenzone zum Äquator hin, wo sie zu Beginn des nächsten Zyklus erlischt und sich der neue Zyklus wiederum durch Flecken in hohen Breiten ankündigt.
Aber auch mit dem bloßen Auge (Bitte nicht nachmachen!) kann man Sonnenflecken bei der untergehenden stark geröteten Sonne mit ihrem stark abgeschwächten Licht für kurze Zeit beobachten.
Entstehung:
Der Schlüssel zum Verständnis der Entstehung von Sonnenflecken ist das (im Vergleich zum Erdmagnetfeld) sehr starke Magnetfeld der Sonne in Kombination mit deren differentieller Rotation. Differentielle Rotation bedeutet, dass sich die Sonne am Äquator schneller dreht (Umlaufdauer 24 Tage) als an den Polen (Umlaufdauer 30 Tage). Dies ist möglich, da die Sonne ein Plasmaball, also ein Gemisch aus freien Elektronen und Protonen, ist (siehe auch den Reiter "Aufbau"). (Auf dem Gesteinsplanet Erde wäre eine solche unterschiedliche Rotation in unterschiedlichen geografischen Breiten nicht möglich.) Durch die differentielle Rotation wird das Magnetfeld der Sonne verzerrt und verwirbelt, so dass Magnetfeldlinien aus der Photosphäre heraus bis weit in die Corona hinein treten können (siehe Bilder oben). Dadurch stören sie den Energiefluss aus dem Inneren der Sonne an die Oberfläche. Die Austrittsstelle der Magnetfeldlinien wird somit kühler und es bildet sich ein Sonnenfleck. Die Magentfeldlinien treten wieder in die Photosphäre ein. An der Eintrittsstelle entsteht ein weiterer Sonnenfleck. So entsteht ein Sonnenfleckenpaar (siehe Bild oben).
Sonnenflecken und Wetter auf der Erde:
Obwohl, wie wir oben gesehen haben, Sonnenflecken kühler als ihre Umgebung sind, treten neben den Sonnenflecken auch so genannte Sonnenfackeln mit erhöhter Strahlungsleistung auf. Die Gesamtstrahlung nimmt daher bei mehr Sonnenflecken eher zu als ab. Folgerichtig nimmt die Sonnenaktivität mit weniger Sonnenflecken ab. In den Jahren 1645 bis 1715 gab es z. B. ein Minimum an Sonnenflecken, das so genannte Maunderminimum (benannt nach dem Astronomenpaar Maunder). Dieser Zeitraum war geprägt von deutlich tieferen mittleren Temperaturen, sehr kalten Wintern und großen Unwettern. Man spricht auch von der "kleinen Eiszeit".
Sonnenwind
Wir haben beim vorherigen Reiter über die Sonnenflecken gelesen, dass die Ursache von Sonnenflecken Magnetfeldbögen sind, die aus der Photosphäre weit in die Corona hinaustreten und wieder in die Photosphäre eindringen. Bei hoher Sonnenaktivität, d. h. bei einer hohen Sonnenfleckenanzahl, kann es passieren, dass die oben beschriebenen Magnetfeldbögen so nahe zusammenkommen, dass sie sich teilweise gegenseitig auslöschen und neu verbinden. Voraussetzung dafür ist, dass die Magentfeldlinien gegeneinander laufen. Man nennt diesen Vorgang magnetische Rekonnexion (magnetische Rekonnexion = magnetische Neuverbindung).
Entlang von Spiralbahnen (Denke an die Lorentzkraft im Physikunterricht!) um die Feldlinien bewegen sich die Teilchen des Sonnenplasmas. Wenn nun die oben beschriebene Rekonnexion stattfindet, wird sehr viel Energie frei und das Sonnenplasma wird in den Weltraum weggeschleudert. Man spricht von einem "koronalen Massenauswurf". Wenn sich dieser koronale Massenauswurf Richtung Erde bewegt, nennt man ihn auch Sonnenwind. Er hat hohe Geschwindigkeiten von 500 - 800 km/s (1 800 000 - 2 880 000 km/h) und erreicht deshalb schon nach zwei bis vier Tagen die Erde. Der für Flora und Fauna sehr gefährliche Sonnenwind wird abgelenkt an dem Erdmagnetfeld, welcher wie ein Schutzschild wirkt. Das Erdmagnetfeld verformt sich dabei sehr stark: Auf der sonnenzugewandten Seite wird das Magnetfeld gestaucht und auf der sonnenabgewandten Seite wird das Magnefeld zu einem langen Schweif auseinandergezogen.
Da die Erdmagnetfeldlinien nur in den Polregionen die Erdatmosphäre durchdringen, gelangt dort besonders viel Sonnenwind in die oberen Luftschichten. Die geladenen Teilchen des Sonnenwindes ionisieren die Stickstoff- und Sauerstoffatome in der Atmosphäre. Dabei werden die Elektronen aus den Atomhüllen der Luftteilchen herausgeschlagen. Anschließend setzen sich die Elektronen wieder mit dem Kernen zusammen. Es findet eine sogenannte Rekombination statt. Es wird dabei Energie frei, die man in Form von Polarlichtern beobachten kann (siehe Bild oben).
Starke Sonnenwinde können sogar Einflüsse auf die Ausbreitung von elektromagnetischen Wellen haben. Sie können den Funkverkehr und die Kommunikation mit Satelliten stören und sogar Transformatoren durchschmoren. Dies führte z. B. 1989 zu einem Stromausfall in Quebec. Man spricht in diesem Zusammenhang auch vom Weltraumwetter.
Oberstufenwissen
Das Hertzsprung-Russell-Diagramm (HRD) ist das wichtigste Diagramm der Astrophysik:
Im Jahre 1913 entwickelte der amerikanische Astronom Henry Norris Russell aufbauend auf den Arbeiten des dänischen Astronomen Eijnar Hertzsprung das nach ihnen benannte Diagramm: Die Leuchtkraft (im obigen Diagramm bezogen auf die Leuchtkraft der Sonne) wird in Abhängigkeit von der Oberflächentemperatur (in Kelvin) aufgetragen. Dabei erhöht sich die Oberflächentemperatur auf der Oberflächentemperaturachse, anders wie man es von der Mathematik gewohnt ist, von rechts nach links. Es stellte sich heraus, dass die Mehrheit der Sterne in einer groben Linie von links oben nach rechts unten zu finden ist, deshalb nennt man diese Linie die Hauptreihe. Auch unsere Sonne befindet sich auf der Hauptreihe (siehe oben Diagramm). Links oben (hohe Leuchtkraft und hohe Oberflächentemperatur) befinden sich die blauen Riesen, rechts oben findet man die Roten Riesen (hohe Leuchtkraft und niedrige Oberflächentemperatur) und schließlich unten links die weißen Zwerge (niedrige Leuchtkraft und hohe Oberflächentemperatur). Anhand des Hertzsprung-Russell-Diagramms kann man sehr schön die Entwicklung eines Sterns verfolgen. Deshalb wird weiter unten nochmal ausführlicher als im Reiter "Entstehung und Zukunft", der eher für die Mittelstufe gedacht ist, auf die zukünftige Entwicklung der Sonne im Hinblick auf das Hertzsprung-Russell-Diagramm eingegangen:
Hauptreihenstern:
Die Sonne ist ca. 4,6 Milliarden Jahre alt und damit ungefähr in ihrer Lebensmitte. Im Hauptreihenstadium (siehe oben Diagramm) verbleibt die Sonne insgesamt ca. 11 Milliarden Jahre. In dieser Zeit steigt die Leuchtkraft der Sonne auf etwa das Dreifache und der Radius der Sonne auf fast das Doppelte an. Im Alter von 5,5 Milliarden Jahren, d. h. in 0,9 Milliarden Jahren, überschreitet dann die mittlere Temperatur auf der Erdoberfläche den für höhere Lebewesen kritischen Wert von 30°C. Im Alter von 9,4 Milliarden Jahren versiegt der Wasserstoff im Sonnenzentrum und die Wasserstofffusionszone verlagert sich in einen schalenförmigen Bereich um das Zentrum. Die Wasserstofffusionsschale bewegt sich immer weiter nach außen. Im Alter von ca. 11 Milliarden Jahren verdichtet sich die ausgebrannte Kernzone aus Helium. Dabei wächst der Sonnenradius auf das 2,3-fache an. Die Sonne wird rötlicher und entfernt sich von der Hauptreihe (nach rechts oben im Hertzsprung-Russell-Diagramm, siehe oben Diagramm).
Roter Riese:
Im Alter von 11,7 - 12,3 Milliarden Jahren steigt die Leuchtkraft auf das ca. 2 300-fache der heutigen Leuchtkraft und der Radius auf das ca. 166-fache des jetzigen Radius an (siehe oben Diagramm). Dabei "verschluckt" die Sonne Merkur und Venus. Die Erdkruste ist dann ein Lava-Ozean. (Die Sonne verliert in dieser Phase viel Masse. Dadurch sinkt die Anziehungskraft auf die Planeten, so dass die Bahnradien der Planeten, damit auch der Erdbahnradius, um jeweils 38% zunehmen.)
Helium-Blitz und Helium-Brennen:
Da in der Kernzone keine Fusion mehr stattfindet, verdichtet sie sich aufgrund der eigenen Gravitationskraft, bis die Temperatur hoch genug ist, so dass im Kern Helium zu Kohlenstoff fusionieren kann. Die Heliumfusion beginnt mit einem explosionsartigen Helium-Blitz. Anschließend folgt eine ca. 110 Millionen Jahre dauernde Phase, in der im Kern Helium zu Kohlenstoff fusioniert wird und gleichzeitig in einer weiter nach außen wandernden Schale Wasserstoff zu Helium fusioniert wird. Die Sonne befindet sich in dieser Phase rechts oben im Hertzsprung-Russell-Diagramm (siehe oben Diagramm).
Heliumschalen-Brennen:
Wenn auch das Helium im Kern verbraucht ist, beginnt das Heliumschalen-Brennen, das ca. 20 Millionen Jahre andauert. Weiter außen wird weiterhin Wasserstoff zu Helium fusioniert. Am Ende dieser Phase reicht die Sonnenoberfläche sogar bis an die heutige Erdbahn heran.
Weißer Zwerg und planetarischer Nebel:
In den vorherigen Phasen hat die Sonne viel Masse verloren. Im Kern bleibt nur Kohlenstoff und Sauerstoff übrig. Die Oberflächentemperatur ist so hoch, dass die abgestoßene Gaswolke der Sonne zum Leuchten gebracht wird. Die Sonne befindet sich circa auf einer horizontalen Linie oben im Hertzsprung-Russell-Diagramm. Der leuchtende Ring wird als planetarischer Nebel bezeichnet. Der leuchtende Ring verschwindet nach einigen 10000 Jahren wieder und es bleibt ein weißer Zwerg übrig, der etwa die Größe der Erde, aber noch etwa die Hälfte der heutigen Sonnenmasse hat (siehe oben Diagramm). Die Dichte des weißen Sonnenzwerges beträgt etwa eine Tonne pro cm³. Der weiße Zwerg leuchtet mehrere Milliarden Jahre, bis er schließlich als schwarzer Zwerg ganz erlischt.
Kreuzworträtsel zur Sonne
Kreuzworträtsel
Milliarden | Die Sonne ist circa 5 ... Jahre alt. |
Konvektionszone | Schicht oberhalb der Strahlungszone |
Zwerg | Die Sonne wird am Ende ihres Lebens zu einem weißen und dann schließlich zu einem schwarzen ... . |
differentielle | Die unterschiedliche Drehgeschwindigkeit der Sonne am Äquator und an den Polen nennt man auch ... Rotation. |
Sonnenflecken | Name der dunklen Stellen auf der Sonne |
Helium | Im Kern der Sonne wird Wasserstoff zu ... fusioniert. |
Polarlichter | Eine Folge des Sonnenwindes sind die ... . |
Riesen | Nachdem im Kern der Wasserstoff vollständig aufgebraucht ist wird die Sonne zu einem Roten ... . |
Photosphaere | Name der sichtbaren Oberfläche der Sonne |
astronomische | Den mittleren Abstand der Sonne zur Erde nennt man auch eine ... Einheit. |
.. basiert auf dem Quiz-Skript Framework
Multiple-Choice-Test
Mehrfach-Auswahl
Nur eine Antwort ist richtig!
Was ist die Ursache für die Entstehung der Sonnenflecken? (!starke elektrische Felder) (!starke elektromagnetische Felder) (starke Magnetfelder)
Welche Schicht umfasst circa 70% des Sonnenradius? (Strahlungszone) (!Kern) (!Konvektionszone)
Wie drehen sich bei der Sonne die Pole im Vergleich zum Äquator? (!gleich schnell) (!schneller) (langsamer)
Wie alt ist die Sonne? (!10,2 Milliarden Jahre) (!1,3 Milliarden Jahre) (4,6 Milliarden Jahre)
Welche Temperatur hat der Sonnenkern? (15 Millionen Grad) (!2 Millionen Grad) (!13 Millionen Grad)
Wie nennt man das Sonnenplasma, welches in den Weltraum Richtung Erde weggeschleudert wird? (Sonnenwind) (!Polarlicht) (!Weltraumwetter)
Wie groß ist der Durchmesser der Sonne? (!51-facher Erddurchmesser) (109-facher Erddurchmesser) (!203-facher Erddurchmesser)
Wie nennt man den Endzustand der Sonne? (!Riese) (Zwerg) (!Protostern)
Wie heißt der dunkle Kern der Sonnenflecken? (Umbra) (!Penumbra) (!schwarzer Zwerg)
Wie nennt man das Anfangsstadium der Sonne? (!Riese) (!Zwerg) (Protostern)
.. basiert auf dem Quiz-Skript Framework
Multiple-Choice-Test für die Oberstufe
Mehrfach-Auswahl
Es ist immer nur eine Antwort richtig.
Was geschieht, wenn die Sonne ca. 9,4 Milliarden Jahre alt sein wird? (Die Wasserstofffusionszone wird sich in einen schalenförmigen Bereich um das Zentrum verlagern.) (!Es wird kein Wasserstoff mehr fusionieren.) (!Der Wasserstoff wird an der Oberfläche der Sonne fusionieren.)
Wo liegt die Sonne in ihrem jetzigen Stadium im HRD? (! links unten bei den Zwergen) (!rechts oben bei den Riesen) (auf der Hauptreihe)
Wie ist das Hertzsprung-Russell-Diagramm aufgebaut? (Die Leuchtkraft wird in Abhängigkeit von der Oberflächentemperatur aufgetragen.) (!Die Oberflächentemperatur wird in Abhängigkeit von der Leuchtkraft aufgetragen.) (!Die Masse wird in Abhängigkeit von der Oberflächentemperatur aufgetragen.)
Wie verläuft die Hauptreihe im HRD? (!von links unten nach rechts oben) (von links oben nach rechts unten) (!von links nach rechts in einer horizontalen Linie)
Wie wird die Heliumfusion bei der Sonne beginnen? (!mit einem langsam sich steigerndem Heliumfusionsprozess) (mit einem explosionsartigen Helium-Blitz) (!mit einem kontinuierlichen Fusionsprozess)
Wie wird der leuchtende Ring um die Sonne in ihrer Endphase bezeichnet? (Planetarischer Nebel) (!Planetarischer Ring) (!Sonnenring)
Aus welchen Elementen wird der Sonnenkern in ihrem Endzustand bestehen? (!aus Kohlenstoff) (aus Kohlenstoff und Sauerstoff) (!aus Sauerstoff)
Wie schwer wird der Sonnenzwerg im Endzustand der Sonne sein? (!eine Tonne pro Kubikmeter) (!eine Tonne pro Kubikmillimeter) (eine Tonne pro Kubikzentimeter)
Wie groß wird die Sonne im Stadium des Roten Riesen sein? (!Sie wird den Merkur, die Venus und die Erde "verschlucken".) (Sie wird den Merkur und die Venus "verschlucken".) (!Sie wird den Merkur "verschlucken".)
Was wird passieren, wenn im Kern das Helium verbraucht sein wird? (!Es wird kein Helium mehr fusionieren.) (!Das Helium wird an der Sonnenoberfläche fusionieren.) (Es wird das Heliumschalen-Brennen beginnen.)
.. basiert auf dem Quiz-Skript Framework