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Die Sonne ist der Stern im Zentrum des Sonnensystems. Umgangssprachlich wird der Individualname unseres Zentralgestirns auch für andere Sterne verwendet („Sonnen“). Trotz ihrer Entfernung von durchschnittlich 150 Millionen Kilometern ist die Sonne für das Leben auf der Erde von fundamentaler Bedeutung. Viele wichtige Prozesse auf der Erdoberfläche, wie das Klima und das Leben selbst, werden durch die Strahlungsenergie der Sonne ermöglicht. So stammen etwa 99,98 % des gesamten Energiebeitrags zum Erdklima von der Sonne – der winzige Rest wird aus geothermalen Quellen gespeist. Auch die Gezeiten gehen zu einem Drittel auf die Schwerkraft der Sonne zurück. Gemessen an anderen Sternen ist die Sonne nur ein Stern mittlerer Größe und durchschnittlich hell, obgleich die überwiegende Mehrheit der Sterne in ihrer Nachbarschaft noch kleiner und somit lichtschwächer sind. Die Sonne ist ein Zwergstern des Spektraltyps G2 mit einer Oberflächentemperatur von ungefähr 5.500° Celsius. Wie alle Sterne stellt sie eine Kugel aus heißem Gas dar, die ihre Energie durch die Kernfusion im Zentrum bei Temperaturen um 15 Millionen Kelvin gewinnt. Jede Sekunde verliert die Sonne durch atomare Verschmelzung von Wasserstoff in Helium rund 4 Millionen Tonnen an Masse. Die Sonne ist auch die bei weitem auffälligste Erscheinung in unserem Sonnensystem. Sie ist das größte Objekt und umfaßt nahezu 98 % der Masse des gesamten Sonnensystems. Einhundertundneunzig Erden würde es benötigen, um den Durchmesser der Sonne darzustellen, und in ihrem Inneren würden über 1,3 Millionen Erden Platz finden. Die äußere Schicht der Sonne nennt sich Photosphäre und besitzt eine Temperatur von 6.000° C. Diese Schicht besitzt eine fleckige Erscheinung wegen der turbulenten Energieeruptionen an der Oberfläche. (siehe Wikipedia)
Die Sonne ist ein gelb leuchtender „Zwergstern“. Im Vergleich zur Größe anderer Sterne ist die Sonne mit ihrem Durchmesser von 1,39 Millionen km (109-facher Erddurchmesser) nur Durchschnitt. Sie befindet sich in der etwa 11 Milliarden Jahre dauernden Hauptphase ihrer Entwicklung; ihr Alter wird auf etwa 4,57 Milliarden Jahre geschätzt.
Die Chromosphäre befindet sich oberhalb der Photosphäre. Die Energie der Sonne durchquert diese Region auf ihrem Weg vom Inneren der Sonne nach außen. Faculae und Flares erheben sich in die Chromosphäre. Faculae sind helle, leuchtende Wasserstoffwolken, die sich über den Stellen bilden, wo sich gerade Sonnenflecken formen. Flares sind helle Filamente aus heißem Gas, das in den Gegenden um Sonnenflecken freigesetzt wird. Sonnenflecken sind dunkle Mulden in der Photosphäre mit einer typischen Temperatur von 4.000° C. Die Korona ist der äußerste Teil der Sonnenatmosphäre. Hier treten die Protuberanzen auf. Protuberanzen sind riesige Wolken aus glühendem Gas, die aus der oberen Chromosphäre ausbrechen. Die äußeren Regionen der Korona reichen weit in das All hinein und bestehen aus Partikeln, die sich langsam von der Sonne entfernen. Die Korona kann nur während einer totalen Sonnenfinsternis gesehen werden
Die Sonne rotiert in rund vier Wochen um die eigene Achse, in derselben rechtläufigen Drehrichtung, in der auch die Planeten um die Sonne kreisen. Diese Rotation dauert am Äquator 25,4 Tage, in mittleren Breiten 27 bis 28 Tage und nahe den Polen 36 Tage. Dieser Unterschied in der Dauer eines Sonnentages wird als differenzielle Rotation bezeichnet und ist seit längerem durch Gas- und Hydrodynamik erklärbar. Anfang der 1990er erkannte man jedoch, dass die Sonne unterhalb der Konvektionszone gleichförmig mit einer Periode von knapp 27 Tagen rotiert. Der Übergangsbereich, die Tachocline, ist durch einen starken radialen Gradienten der differenziellen Rotation gekennzeichnet. Er ist auf wenige Prozent des Sonnenradius begrenzt und fällt in etwa mit dem unteren Ende der Konvektionszone zusammen. Der Verlauf der differenziellen Rotation innerhalb der Konvektionszone sowie die Lage und die Dicke der Tachocline sind theoretisch noch nicht verstanden.
Die Sonne durchläuft einen Lebenszyklus, der von großen Veränderungen geprägt ist. Die Sonne entstand vor knapp fünf Milliarden Jahren, als sich eine ausgedehnte Gas- und Staubwolke aufgrund der eigenen Schwerkraft so sehr verdichtete, dass in ihrem Zentrum Wasserstoffkerne begannen, miteinander zu verschmelzen und dabei riesige Energiemengen freizusetzen. Der Wasserstoffvorrat der Sonne ist aber so groß, dass sie noch weitere fünf Milliarden Jahre leuchten wird. Besorgniserregend für uns Erdbewohner ist allerdings, dass die Intensität der Sonnenstrahlung langsam aber stetig zunehmen wird. Bereits in zwei bis drei Milliarden Jahren werden die Ozeane verdampfen und Leben wird auf der Erde nicht mehr möglich sein. Ungefähr an ihrem zehnmilliardsten Geburtstag, also in gut fünf Milliarden Jahren, wird der Wasserstoffvorrat im Kern der Sonne erschöpft sein und die Energieerzeugung sich in die äußeren Schichten verlagern. Dabei dehnt sich die Sonne aus und wird zu einem roten Riesenstern, der die sonnennächsten Planeten Merkur und Venus verschlingt. Im Ganzen wird unsere Sonne als "Roter Riese" aber deutlich an Masse verlieren - wegen ihrer starken Ausdehnung nimmt die Schwerkraft an ihrer Oberfläche ab und anders als heute kann reichlich Sonnenmaterie leichter ins All strömen. Infolge des Masseverlustes werden die Planeten weniger stark angezogen und verlagern ihre Umlaufbahn um die Sonne nach außen. Die Erde wird allmählich dorthin wandern, wo heute der Planet Mars seine Bahn zieht. Vom Roten Riesen zum Weißen Zwerg Doch damit ist der Todesreigen der Sonne noch lange nicht zu Ende: Im Zentrum der roten Riesensonne hat sich Helium angereichert, das ab einer kritischen Menge beginnt zu verschmelzen. Dabei wird die Sonne ein wenig schrumpfen, weil sie leicht zusammensackt. Gegen Ende des Roten-Riesen-Stadiums verlagert sich auch die Heliumfusionszone vom Sonnenkern nach außen und die Sonne bläht sich erneut auf. Schließlich versiegt auch die Fusion des Heliums und die Sonne bleibt ohne innere Energiequelle zurück. Somit fehlt die nach außen gerichtete Kraft des Strahlungsdrucks und die Sonne stürzt in sich zusammen. Bei diesem Kollaps wird die Sonnenoberfläche dermaßen aufgeheizt, dass sie sehr viel Ultraviolettstrahlung aussendet. Diese erhitzt die zuvor ins All geströmte Materie und regt sie zum Leuchten an - ein "planetarischer Nebel" entsteht. In seinem Zentrum wird die Sonne als weiß leuchtender Zwergstern verbleiben. Der so genannte Weiße Zwerg hat die Größe der Erde, aber seine Materie ist so dicht gepackt, dass ein zuckerwürfelgroßes Stück eine Tonne wiegt. Im Laufe etlicher weiterer Milliarden Jahre kühlt der Weiße Zwerg langsam aus und wird zum "Schwarzen Zwerg" - dann ist unsere Sonne endgültig erloschen.
12.5 Lichtjahre Entfernung von der Sonne Die nächsten Sterne
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