Sonne

Identität und allgemeine Eigenschaften

Die Sonne ist ein gelber Zwergstern und der einzige Stern im Sonnensystem. Sie ist etwa 4,5 Milliarden Jahre alt und besteht hauptsächlich aus Wasserstoff und Helium. Von der Erde aus wirkt sie wie eine beständige Licht- und Wärmequelle, doch sie ist ein dynamischer Stern, der sich verändert und Energie ins All abgibt. Die Helio-Physik — die Erforschung der Sonne und ihres Einflusses im Sonnensystem — untersucht diese Prozesse.

Sie ist das größte Objekt im Sonnensystem: Ihr Durchmesser beträgt ungefähr 1,4 Millionen Kilometer, ihr Radius etwa 700.000 Kilometer. Ihre Masse entspricht mehr als dem 330.000-Fachen der Erdmasse und macht rund 99,8 % der Masse des Sonnensystems aus. Sie ist etwa 150 Millionen Kilometer von der Erde entfernt. Die Sonnengravitation hält das System zusammen und lässt Planeten, Asteroiden, Kometen und andere Körper um sie kreisen.

Entstehung und Entwicklung

Die Sonne entstand vor etwa 4,6 Milliarden Jahren aus einer großen, rotierenden Gas- und Staubwolke, dem Sonnennebel. Als sich die Wolke unter ihrer eigenen Schwerkraft zusammenzog, rotierte sie schneller und flachte zu einer Scheibe ab. Der größte Teil des Materials konzentrierte sich im Zentrum und bildete die Sonne; ein großer Teil des übrigen Materials formte die Planeten und andere Objekte, die heute den Stern umkreisen. Der frühe Sonnenwind blies einen Teil des verbleibenden Gases und Staubs fort.

Im Kern ermöglichen Druck und Temperatur die Verschmelzung von Wasserstoff zu Helium. Diese Kernreaktionen erzeugen die Energie, die das Licht und die Wärme der Sonne speist. Den genannten Schätzungen zufolge hat die Sonne etwas weniger als die Hälfte ihrer Lebensdauer hinter sich: In etwa 5 Milliarden Jahren wird sie ihre Energie aufbrauchen, sich zu einem Roten Riesen ausdehnen und schließlich als Weißer Zwerg zurückbleiben. Bei ihrer Ausdehnung könnte sie Merkur und Venus verschlingen, möglicherweise auch die Erde.

Aufbau und Aktivität

Die Sonne ist eine Plasmakugel — sehr heißes Gas mit elektrisch geladenen Teilchen — und kein fester Körper. Zu ihren inneren Bereichen gehören der Kern, die Strahlungszone und die Konvektionszone. Im Kern liegt die Temperatur über 15 Millionen Grad Celsius. Energie wird durch Strahlung nach außen transportiert; in der Konvektionszone steigen große Blasen heißen Plasmas zu den äußeren Schichten auf.

Der Bereich, den wir von der Erde aus sehen, ist die Photosphäre. Sie gilt als sichtbare Oberfläche, obwohl sie Teil der Sonnenatmosphäre ist. Sie ist etwa 250 Meilen — ungefähr 400 Kilometer — dick und hat eine Temperatur von etwa 5.500 Grad Celsius. Darüber liegen die Chromosphäre, eine Übergangszone und die Korona. Die Korona kann etwa 2 Millionen Grad Celsius erreichen und ist damit viel heißer als die Photosphäre; die Erwärmung dieser äußeren Atmosphäre ist eines der von der NASA genannten Sonnenrätsel.

In der Sonnenatmosphäre treten Sonnenflecken, koronale Löcher und Sonneneruptionen auf. Sonnenflecken sind Bereiche, die etwas kühler sind als ihre Umgebung; Eruptionen sind Ausbrüche von Licht und Teilchen, die mit der Freisetzung magnetischer Energie verbunden sind. Koronale Massenauswürfe sind riesige Wolken magnetisierter Teilchen, die ins All ausgestoßen werden. Das Material, das die Korona mit Überschallgeschwindigkeit verlässt, bildet den Sonnenwind und die Heliosphäre, eine große magnetische Blase, die sich über die Planetenbahnen hinaus erstreckt.

Rotation, Umlaufbahn und Umgebung

Die Sonne rotiert um ihre Achse. Da sie jedoch aus Plasma und nicht aus einem festen Stoff besteht, drehen sich verschiedene Bereiche unterschiedlich schnell: Am Äquator vollendet sie eine Rotation in etwa 25 Erdentagen, an den Polen in etwa 36 Tagen. Die solare Äquatorebene ist um 7,25 Grad gegen die Ekliptik, die Ebene der Erdbahn, geneigt.

Die Sonne und die Objekte des Sonnensystems umkreisen das Zentrum der Milchstraße. Das System befindet sich im Orionarm oder Orion-Ausläufer, zwischen den Regionen Sagittarius und Perseus. Ein vollständiger Umlauf um das galaktische Zentrum dauert ungefähr 230 Millionen Jahre. In der Frühzeit war die Sonne von einer Gas- und Staubscheibe umgeben; ein Teil des Staubs ist in mehreren Ringen erhalten, die den Planetenbahnen folgen und in denen die Schwerkraft der Planeten den Staub konzentriert. Die Sonne hat keine Monde.

Erforschung und Grenzen

Zu den Raumsonden, die die Sonne untersuchen, gehören Parker Solar Probe, STEREO, Solar Orbiter, SOHO, Solar Dynamics Observatory, Hinode, IRIS und Wind. SOHO, die Mission zur Beobachtung der Sonne und Heliosphäre, beging am 2. Dezember 2020 den 25. Jahrestag ihres Starts. Beobachtungen aus dem Weltraum ermöglichen es, den Stern und Phänomene wie Sonneneruptionen und koronale Massenauswürfe zu untersuchen.

Extreme Temperaturen und Strahlung verhindern, dass die Sonne Leben, wie wir es kennen, beherbergen kann. Die Sonnenenergie ist hingegen für den größten Teil des Lebens auf der Erde wesentlich. Die Photosphäre ist die sichtbare Schicht und keine feste Oberfläche; daher ist der Ausdruck „Oberfläche der Sonne“ nicht wie die Oberfläche eines Gesteinsplaneten zu verstehen.

Die IAU-Resolution B3 von 2015 definiert einen nominalen Sonnenradius von 695.700 km und eine nominale effektive Temperatur von 5.772 K. Dies sind Umrechnungskonstanten, keine neuen Messungen oder exakten momentanen Eigenschaften der Sonne. Werte in Sonneneinheiten sind Bezugsnormierungen.