Die Sonne

Geschichtliches zur Sonne

Erkannt wurde die überragende Bedeutung der Sonne für alle Lebensvorgänge schon sehr früh wie auch ihr Gang schon früh beobachtet und gedeutet wurde. Die erste Sonnenfinsternis, am 15.Juni 763 v. Christus, wurde in Babylonien registriert. Die Sonne wurde entsprechend als Energiespender, als Gott, angebetet und verehrt, aber auch in vielen verschieden Gestalten dargestellt.

Mit blossem Auge erkannten Chinesiche Astronomen um 200 v. Christus einige Sonnenflecken.

1611 Galileo Galilei beobachtete die Sonnenflecken mit einem kurz zuvor erfundenen Teleskop, um sie systematisch anzuordnen zu versuchen. Diese Wiederentdeckung ist der Anfang der wissenschaftlichen Sonnenforschung.

1814 Joseph von Frauenhofer untersuchte die Sonnenstrahlung mit Hilfe des Spektroskops. Schon 1666 war das Spektrum des Sonnenlichts Gegenstand der Forschungen des englischen Physikers Newton. Aber erst die Genauigkeit von Frauenhofers Arbeiten machten erste Annäherungen an eine Erklärung der Sonnenatmosphäre.

Zusammensetzung und Aufbau

Energie:

Die Energie, die von bei der Sonne vom Zentrum abgestrahlt wird ist eigentlich ziemlich sehr konstant, sie ändert sich im Verlauf mehrer Tage höchstens um einige Zehntel %.Wie die meisten anderen Sterne auch besteht die Sonne vor allem Wasserstoff(71% Wasserstoff, 27% Helium, und 2% schwerere Elemente) In der Nähe des Sonnenzentrums ist die Temperatur in etwa (16 Millionen Kelvin). Die Dichte beträgt hier ca. rund 150-mal mehr als die von Wasser. Die Protonen (Das sind die Kerne des Wasserstoffatoms) reagieren im inneren der Sonne miteinander, das heisst: sie verschmelzen miteinander. Je vier solche verschmolzene Protonen ergeben einen Heliumkern, wobei Energie in Form von Gammastrahlen abgegeben wird. Pro Sekunde reagieren 650 Millionen Wasserstoffatome zu Helium. Die dadurch freigesetzte Energie entspricht einer Menge, die bei einer Explosion von Hundertmiliarden 1-Megatonnen-Wasserstofbomben entstehen würde. Das "Brennen" des Wasserstoffes im Sonneninneren macht rund einen Viertel des Sonnenradius aus.

Vom Kern der Sonne legt die Energie bis zur Oberfläche zum grössten Teil als Strahlung zurück. Diese Zone (rund 3/4 des Sonnendurchmessers) wird Strahlungszone genannt.

Sonnenflecken:

1908 entdeckte der Amerikaner Georg Hale, dass die Sonne Sonnenflecken mit starken Magnetfleder aufweist. Bei einem normalen Sonnenfleck handelt es sich bei der Magnetfeldstärke um ca. 0.25 Tesla (Einheit der Magnetenergie)  Zum Vergleich: Der Erde Ihr Magnetfeld weist ungefähr 0.0001 Tesla auf. Meist werden solche Sonnenflecken in Gruppen auf. Von den Sonnenflecken ist auch bekannt, dass Ihre Anzahl innerhalb von 11 Jahren dem Sonnenzyklus einmal ab- und einmal zunimmt.

Die Entwicklung der Sonne

Die Zukunft und Vergangenheit der Sonne kann man von theoretischen Modellen ableiten. Auf ihre derzeitige Grösse schrumpfte die Sonne in ihren ersten 50 Millionen Jahren. Durch die Kontraktion des Gases wurde Gravitationsenergie frei, die das Innere der Sonne erhitzte.

Als dann die richtige Temperatur erreicht war, begann im Inneren das "nukleare" Brennen des Wasserstoffs und Helium. Die Sonne befindet sich seit etwa 4.5 Milliarden Jahren in dieser Entwicklung.

Wenn der Wasserstoffvorrat dann einmal "verbraucht" ist und kein Helium mehr produziert werden kann, können gravierende Veränderungen eintreten: Die äusseren Schichten werden sich bis zur Erdumlaufbahn oder sogar noch über sie hinaus ausdehnen. Wegen dieser enormen Grösse ist die Sonne dann zwar nicht mehr so heiss wie jetzt aber dafür etwa 100'000 mal heller. Bei diesem Ereignis wird die Erde wohl nicht "aufgefressen" sondern vorher auf einer Spiralbahn nach aussen geschleudert (Grund: Abnahme der Sonnenmasse  weniger Anziehungskraft)

Wenn es dann soweit ist wird die Sonne etwa noch eine halbe Milliarde Jahre lang ei grosser Roter Riese bleiben, dann aber auf die Grösse der Erde zusammenschrumpfen und sich langsam abkühlen.