Sonne
Die Sonne ist der Stern im Zentrum unseres Planetensystems (auch als Zentralgestirn bezeichnet). Populär wird dieser Begriff auch synonym zu Stern verwendet.
Die Sonne wurde und wird in vielen Kulturen als Gottheit verehrt. Im antiken Griechenland nannte man sie Helios, im antiken Rom Sol. In der Astrologie ist sie unter anderem das Symbol der Vitalität. Diese Bezeichnungen werden noch heute benutzt, um Phänomene oder Objekte, die mit der Sonne in Zusammenhang stehen, zu benennen, wie zum Beispiel Solarzelle oder Helium. Mit Ausnahme des Vulkanismus und der Gezeiten werden praktisch alle für das Leben auf der Erde wichtigen Prozesse wie zum Beispiel das Klima und das Leben selbst durch die Strahlungsenergie der Sonne angetrieben.
Allgemeines
Die Sonne ist der bei weitem größte Himmelskörper im unserem Sonnensystem. Ihr Durchmesser beträgt das ca. 109-fache des Erddurchmessers, und sie vereint auf sich 99,8 % der Gesamtmasse des Systems. Die Sonne ist ein Stern aus der so genannten Hauptreihe, ihre Spektralklasse ist G2, und sie hat die Leuchtkraftklasse V. Das bedeutet, dass die Sonne ein relativ gewöhnlicher, gelb-orange-leuchtender Stern ist. Ihre Masse beträgt etwa das Doppelte des geschätzten Mittelwertes der Sterne in der Milchstraße. Ihre Masse setzt sich zu 75 % aus Wasserstoff und zu 25 % aus Helium zusammen. Hinsichtlich der Anzahl der Atome betragen diese Anteile 92,1 % und 7,8 %.
Im Kern, der Energiequelle der Sonne, werden pro Sekunde 700 Millionen Tonnen Wasserstoff zu 695 Millionen Tonnen Helium fusioniert. Durch den Massenunterschied wird nach E = m c² Energie mit einer Gesamtleistung von ca. 4 * 1026 = 400 Quadrillionen Watt frei. Die Sonne ist etwa 4,6 Milliarden Jahre alt und hat knapp die Hälfte ihres Wasserstoffvorrats verbraucht. Sie wird noch weitere ca. 6 Milliarden Jahre als gewöhnlicher Stern brennen, bevor sie sich zu einem roten Riesen aufblähen und die inneren Planeten Merkur und Venus einfangen wird. Die Temperatur beträgt im Sonnenkern etwa 15,6 Millionen K. Die freigesetzte Energie wandert durch Konvektion sowie durch wiederholte Absorption und Emission an die Oberfläche der Sonne. Das sichtbare Licht der Sonne stammt aus dieser Photosphäre. Über der Photosphäre erstreckt sich die Chromosphäre, die bei einer Sonnenfinsternis als rötliche Leuchterscheinung zu sehen ist. Die Temperatur nimmt hier von etwa 6.000 K (5.700 °C) 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, und wo Temperaturen von etwa ein bis zwei Millionen Kelvin herrschen.
Im Allgemeinen wird die Photosphäre als die eigentliche Oberfläche der Sonne angesehen, obwohl die Sonne keine scharfe äußere Grenze besitzt.
Die Oberfläche der Sonne vollzieht am Äquator in 25,4 Tagen einen Umlauf, in der Umgebung der Pole dauert es 36 Tage. Dieser Unterschied in der Umlaufzeit wird als differenzielle Rotation bezeichnet.
Daten zur Sonne
| 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 | 1.392.000 km | 109,25 |
| Radius des Ereignishorizontes | 2,95325 km | 332.724,365 |
| Mittlerer scheinbarer Durchmesser | 31'59,3" | - |
| Solare Gravitationskonstante (G·M) | 1,32712440018·1020 N m2 kg m-1 | 332.946 |
| Masse | 1,9884·1030 kg | 332.946 |
| Massenverlust pro Sekunde durch Strahlung | 4,28·109 kg | - |
| Massenverlust pro Sekunde durch Sonnenwind | ca. 1·109 kg | - |
| Massenverlust bis heute durch Strahlung | ca. 520·1024 kg = 87 Erdmassen | - |
| 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 | 4,8M | - |
| Temperatur (Zentrum) | 15·106 C° | 2.150 |
| Temperatur (Photosphäre) | ca. 6.100 °C | - |
| Temperatur (Korona) | ca. 1–2 Millionen K | - |
| Effektivtemperatur | 5.778 K | - |
| Strahlungsmaximum | ca. 500 nm (grünes Licht) | - |
| Leuchtkraft | 3,846·1026 W | - |
| Spezifische Ausstrahlung (Oberfläche) | 6,318·107 W/m2 | - |
| Rotationsdauer am Äquator | 27 d 6 h 36 m | 27,35 |
| 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 | 25.000 bis 28.000 Lichtjahre | - |
| Umlaufzeit um das Zentrum der Galaxis | ca. 225.000.000 Jahre | - |
| Umlaufgeschwindigkeit um das Zentrum der Galaxis | ca. 220 km/s | - |
Erscheinungen auf der Sonne
Sichtbare Erscheinungen
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. Im Wesentlichen sind zwei grundlegende Mechanismen für diese Aktivitäten verantwortlich, nämlich die Konvektion, die durch Temperaturunterschiede und damit verbundene Dichteunterschiede verursacht wird, und starke lokale Magnetfeldern, die wiederum durch Verwirbelungen und Verdrillungen des globalen Magnetfeldes in dem teilweise oder ganz ionisierten und damit elektromagnetisch stark wechselwirkenden Gas bzw. Plasma der Sonne bewirkt werden.
Das spezielle Forschungsgebiet der Helioseismologie untersucht die Eigenschwingungen der Sonne und gewinnt daraus Erkenntnisse über den inneren Aufbau der Sonne und die Prozesse, die in ihrem Inneren ablaufen.
Oberfläche und Atmosphäre der Sonne
Die Photosphäre ist die im sichtbaren Licht leuchtende Schicht der solaren Atmosphäre. Sie erscheint weitgehend gleichmäßig hell, lediglich unterbrochen durch Sonnenflecken und Flares. Bei höherer Auflösung jedoch zeigt sie die Granulation, die die Oberfläche der Sonne körnig erscheinen lässt. Die körnigen Gebilde sind Konvektionszellen, die durch aufwärts gerichtete schlauchartige Strömungen und entsprechende Abwärtsströmungen in den Zwischenräumen entstehen und nach Wärmeabgabe innerhalb weniger Minuten wieder vergehen.
Die scheinbare Flächenhelligkeit der Photosphäre, wie sie im Teleskop abgebildet wird, nimmt vom Zentrum der projizierten Sonne („Sonnenscheibe“) zum Rand hin ab. Diese Mitte-Rand-Variation ist für kurze Wellenlängen (Blau, Violett, Ultraviolett) stärker als für langwelliges Licht (Rot, Infrarot). Sie ist näherungsweise wiedergegeben durch
wobei ρ der geometrische Abstand vom Zentrum der Sonnenscheibe in Einheiten des Sonnenscheibenradius ist. Der Koeffizient β variiert dabei im Sichtbaren zwischen 0,9 an der Grenze im IR (ca. 800 nm) über 1,2 (Rot, 680 nm), 1,6 (Gelb, 580 nm), 2,0 (Grün, 540 nm), 3,0 (Blau, 480 nm), 5,0 (Violett, 425 nm) bis ca. 10 (Grenze UV, 380 nm). Die Mitte-Rand-Variation wird verursacht durch die Temperaturschichtung der Photosphäre. Die Temperatur steigt mit zunehmender Tiefe. Bei flachem Austrittswinkel, entsprechend den Randgebieten der projizierten Sonne, wird ein größerer Teil des Lichts aus den tieferen Schichten von den darüber liegenden wieder absorbiert als bei senkrechtem Austritt in der Mitte der Sonnenscheibe, so dass das Licht aus den kühleren Schichten den größeren Anteil am Gesamtlicht hat.
Über der Photosphäre liegen noch eine dünne Chromosphäre und darüber die Korona. Sie sind nur bei einer Sonnenfinsternis oder mit besonderen Instrumenten, den sog. Koronographen, beobachtbar. Die Temperatur in der Korona kann auf bis zu zwei Millionen Kelvin steigen. Die Ursache dafür liegt darin, dass von der Sonne neben der Strahlung noch zusätzlich Energie durch einen entweder mechanischen oder magnetischen Heizmechanismus, dessen genaue Natur noch unklar ist, in die Korona eingetragen wird. Weil die Dichte der Korona nach außen hin schneller abnimmt, als die Energie abtransportiert werden kann, kommt es an der unteren Grenze der Korona innerhalb weniger hundert Höhenkilometer zu einem Temperaturanstieg um eine Million Grad, bis bei diesen hohen Temperaturen die zusätzliche Heizenergie als Sonnenwind entweichen kann. Die Korona kann also nur aufgrund ihrer extrem geringen Dichte so heiß werden.
Die bei Sonnenfinsternissen sichtbare Ausdehnung der Korona geht über mehrere Millionen km. Sie zeigt dabei eine strahlenförmige Struktur und ändert sich mit dem Zyklus der Sonnenflecken. Im Maximum verlaufen die Strahlen nach allen Seiten, im Minimum verlaufen sie stark verkürzt zu den Polen.
Eine weitere Näherungsformel beschreibt die Intensität der Koronastrahlung in der Projektion in Einheiten der Strahlungsintensität im Zentrum der Sonnenscheibe Vorlage:Lit:
Diese Näherung stellt nur einen Mittelwert dar, da die Intensität der Koronastrahlung stark in Abhängigkeit vom Breitengrad und der Aktivität der Sonne variiert. Integration der Intensität über ρ von 1 bis unendlich liefert die Gesamthelligkeit der Korona bei einer totalen Sonnenfinsternis. Sie beträgt etwa 1,6·10-6 der Gesamthelligkeit der Sonne bzw. -12m,3. Das ist vergleichbar mit der scheinbaren Helligkeit des Vollmondes. Aus diesem Grunde ist die Korona bei einer totalen Sonnenfinsternis ohne Schutz beobachtbar.
Auch heftige horizontale Bewegungen treten auf der Sonnenoberfläche auf. An beiden Polen der Sonne drehen sich Sonnenstürme mit einer Geschwindigkeit von ca. 500.000 km/h. Neben der relativ langsamen Rotation spielen auch hier Konvektionszellen und Magnetfelder eine wichtige Rolle.
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 Flare-Ausbrüchen 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.
Beobachtung
Als der wichtigste Himmelskörper für irdisches Leben genießt 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 werden, gesichert ist dies aber nicht. Der Verlauf der Sonne sowie besonders Sonnenfinsternisse werden, sehr aufmerksam beobachtet, von den unterschiedlichen Kulturen dokumentiert. In Aufzeichnungen aus dem alten China waren bereits Beobachtungen besonders heftiger Sonnenfleckentätigkeit belegt.
Galileo Galilei benutzte als erster Teleskope zur Beobachtung der Sonne und entdeckte dabei die Sonnenflecken. Der Münchener Optiker Joseph von Fraunhofer entdeckte 1814 dunkle Linien, die Fraunhoferlinien, im optischen Sonnenspektrum. Observatorien wurden errichtet, die speziell für Sonnenbeobachtung benutzt werden. Die Sonne ist auch der erste Himmelskörper, von dem man weiß, dass er Radiowellen aussendet. Bereits sehr früh wurden Satelliten für die Beobachtung von Sonnen gestartet. Riesige unterirdische Detektoren wurden für die Beobachtung von Sonnen-Neutrinos errichtet.
Heute wird die Sonne im gesamten Spektrum akribisch beobachtet. Die wichtigsten Instrumentarien sind dabei die beiden Sonden Ulysses und SOHO, die die Sonne umkreisen.
Vorsicht, eine direkte Beobachtung der Sonne mit oder ohne Fernrohr ist gefährlich für die Augen! Lediglich während der totalen Phase einer totalen Sonnenfinsternis kann auf den Schutz verzichtet werden, da die Helligkeit der Korona und der Protuberanzen um mehrere Größenordnungen schwächer als die der Photosphäre (und damit durch ein Sonnenfilter auch kaum erkennbar) ist.
Die Sonnenbeobachtung geschieht am einfachsten, indem das Okularbild des Teleskops auf eine Leinwand (z.B. ein Stück weiße Pappe) projiziert wird. Die Abbildung auf der Leinwand kann gefahrlos betrachtet werden. Dieses Verfahren nennt man Okularprojektion. Ebenfalls möglich ist eine Beobachtung mit Hilfe von speziellen Sonnenfiltern, meist Folien, die vor dem Auge oder Objektiv angebracht 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.
Entwicklungsgeschichte
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 Vorlage:Lit. Der Index Null markiert die heutigen Kenndaten der Sonne, d. h. im Alter von 4,6 Milliarden Jahren.
| 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 | 2,3–2.300 | 2,3–166 |
| Beginn des He-Brennens | 110 | 44 | ca. 10 |
| He-Schalenbrennen | 20 | 44–2.000 | 10–130 |
| Instabile Phase | 0,4 | 500–5.000 | 50–200 |
| Übergang zu Weißem Zwerg mit Planetarischem Nebel |
0,1 | 3.500 | 100–0,08 |
Hauptreihenstern
Nach dem Zünden der Fusion von Wasserstoff zu Helium im Zentrum der Sonne ist die Sonne zunächst ein sogenannter Hauptreihenstern. 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, d. h. in 0,9 Milliarden Jahren ab heute, überschreitet die mittlere Temperatur auf der Erdoberfläche den für höhere Lebewesen kritischen Wert von 30 °C Vorlage:Lit. Eine weitere Milliarde Jahre später werden 100 °C erreicht. Spätestens in 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. 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 2.300 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 10.000fache 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 Größenordung 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, das 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 2.000 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 Szenarium 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 5.000 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 3.500 L0. Aufgrund der hohen Temperatur enthält diese Strahlung einen enormen Anteil von ultravioletter Strahlung, die 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.
Siehe auch
Literatur
- Helmut Scheffler, Hans Elsässer: Physik der Sterne und der Sonne, BI Mannheim, 1990, ISBN 3-411-14172-7
- I.-J. Sackmann et al: Our Sun. III. Present and Future, Astrophysical Journal, 418, S. 457–468, Nov. 1993 Online-Version
- C. Bounama, W. v. Bloh, S. Franck: Das Ende des Raumschiffs Erde, Spektrum der Wissenschaft, Oktober 2004, S. 52–59
- L. J. November, S. Koutchmy: White-Light Coronal Dark Threads and Density Fine Structure, Astrophysical Journal, 466, S. 512ff, Juli 1996 (Korona-Profil).
- Wolfgang Mattig, Die Sonne, Beck'sche Reihe Bd.2001, ISBN 3-406-39001-3
Weblinks
- Planet Wissen: Sonne
- wissen-news.de - Die Sonne unser Heimatgestirn (dt.)
- Raumfahrer.net: Die Sonne
- astronomie-sonnensystem.de
- Bilder von der Sonne
