Die Sonne - der Stern des Sonnensystems (2018)

Hallo Raumzeit, Ronny hier.

Was haben eigentlich schlechtes Wetter, Benzin und ein Sonnenbrand gemeinsam?

Sie alle sind das Ergebnis von stellarer Strahlung – die wir zum Beispiel als Licht, Infrarot-

und UV-Strahlung kennen.

Ohne diese Strahlung wäre ein Leben auf der Erde nicht möglich.

Sie geht aus von einem Stern, der unser Planetensystem dominiert.

Einem Stern, der das Leben auf dem blauen Planeten erschuf und es in ferner Zukunft

wieder auslöschen wird.

Dieser Stern , der heißt - richtig - Sonne.

Willkommen bei Raumzeit.

Wenn wir über die Sonne reden, dann reden

wir in Superlativen.

Die Sonne hat einen Durchmesser von knapp 1,4 Millionen Kilometern, ca.

110 Mal größer als der Erddurchmesser.

Die Erde würde 1 Million Mal in die Sonne hinein passen.

Und die Sonne ist massiv.

Die Sonne macht fast 99,9% der Gesamtmasse des Sonnensystems aus.

Die restlichen 0,1% teilen sich dann alle Planeten, Asteroiden, Monde, Kometen …

Dennoch erscheint sie im Himmel ähnlich groß wie der Mond zu sein.

Dies liegt an ihrer Entfernung – 150 Millionen Kilometer trennen uns von der Sonne.

Licht braucht für diese Distanz etwas mehr als 8 Minuten – würden wir aber versuchen,

in einem Auto das ohne Pause mit 250 km/h fährt, die Sonne zu erreichen, so müssten

wir etwa 70 Jahre fahren.

Offiziell ist die Sonne ein gelber Zwergstern.

Das ist allerdings eine äußerst irreführende Bezeichnung.

Die Sonne ist weder gelb, noch ist sie ein Zwerg.

Sie ist als Stern der Klasse G größer als ca. 90% der Sterne der Milchstraße.

Ihr Licht ist weiß – wie wir hier im Bild ohne atmosphärische Einflüsse gut erkennen können.

Woher aber kommt eigentlich das Licht der Sonne?

Sie gewinnt ihre Energie in einem Prozess, der thermonukleare Fusion genannt wird.

Wir kennen diese Form der Energieerzeugung auf der Erde von besonders großen atomaren

Bomben – auch Wasserstoffbomben genannt.

Die größte jemals gezündete dieser Bomben war die russische Zar-Bomba, welche eine Sprengkraft

von 50 Megatonnen TNT entwickelte.

Über solche Zahlen kann unser Heimatstern nur schmunzeln.

Im Kern der Sonne herrschen gewaltige Temperaturen und unfassbar hoher Druck.

Dies führt dazu, dass die Wasserstoffatome ihre Elektronen freigeben – sie ionisieren

und existieren als Plasma.

Im Inferno des Sonneninneren kommt es nun zu einem komplexen Prozess, in welchem Wasserstoffprotonen

zu einem neuen Element verschmelzen – sie werden zu Helium.

Dabei werden Neutrinos und Gammastrahlung freigesetzt – Masse wird zu Energie.

Insgesamt fusionieren in der Sonne pro Sekunde etwa 600 Millionen Tonnen Wasserstoff zu Helium,

wovon etwas mehr als 4 Millionen Tonnen als Energie freigesetzt werden.

Und nach Einstein entspricht diese Masse 384 Yottawatt (3,84x10 hoch 26W) oder der Kraft

von 100 Milliarden Megatonnen TNT.

Pro Sekunde.

Jede Sekunde.

Die Gammastrahl-Photonen, welches bei der Fusion entstehen, haben nun eine weite Reise

vor sich.

Sie bewegen sich zwar mit Lichtgeschwindigkeit, kollidieren aber ständig mit den Teilchen

des Wasserstoffplasmas im Inneren der Sonne.

Treffen sie auf ein Teilchen, geben sie Energie ab und bewegen sich in zufälliger

Richtung davon.

Astrophysiker sprechen hier vom random walk – dem zufälligen Gang durch die Sonne.

Die Reise des Lichtes durch den Stern dauert daher extrem lange – Die Schätzungen hierzu

variieren zwar, generell gehen wir aber davon aus, dass es mehr als 100.000 Jahre dauert

bis das Licht zur Photosphäre gelangt – weitere 8 Minuten später erreicht es die Erde.

Als das Licht, was wir heute sehen, geboren wurde, war auf der Erde state-of-the-art Technologie

der iStone 8.

Schauen wir uns den Reiseweg des Lichtes genauer an.

Nach der Fusion im Sonnenkern bewegt sich das Licht durch die Strahlungszone, in welcher

die Gravitationskraft noch so stark ist, dass keine thermische Konvektion (der Wärmetransport

durch Aufsteigen heißer Schichten) möglich ist.

Wird Konvektion schließlich möglich, beginnt das Sonnenplasma in gewaltigen Säulen – hundertausende

Kilometer hoch – aufzusteigen.

Die sechseckigen Enden dieser Plasmasäulen können wir an der Sonnenoberfläche ausmachen.

Hier kühlen sie ab und sinken wieder nach unten ins Sonneninnere.

So entsteht der Konvektionsstrom, der auch für einen Teil des Magnetfeldes der Sonne

verantwortlich ist.

Das Licht gelangt hier in die Photosphäre (der für uns sichtbare Teil der Sonne) und

wird von hier nahezu vollständig in den Weltraum abgegeben.

Der letzte Teil der Sonnenatmosphäre schließlich ist die Korona.

Diese lässt sich bei einer Sonnenfinsternis sogar mit bloßem Auge beobachten und gibt

Astronomen bis heute Rätsel auf.

Mit Temperaturen von 1 bis mehren Millionen K ist sie vielfach heißer als die Sonnenoberfläche

mit lediglich 6000 K.

Welcher Mechanismus für die Aufheizung der Korona verantwortlich ist, konnte bis heute

nicht eindeutig geklärt werden.

Wie lange scheint die Sonne eigentlich, wenn sie 600 Millionen Tonnen Wasserstoff pro Sekunde

verbraucht?

Mehr als 10 Milliarden Jahre, wovon sie erst 5 hinter sich hat.

Ein Stern im besten Alter sozusagen.

In weiteren 5 Milliarden Jahren allerdings wird die Sonne ihre Zeit als Hauptreihenstern

beenden und zu einem roten Riesen werden.

In den ersten 500 Millionen Jahren wird sie ihre Größe lediglich verdoppeln, in den

nächsten 500 Millionen Jahren allerdings wird sie sich rasanter ausdehnen, sich hundertfach

vergrößern und mehrere tausend Mal so hell scheinen.

Wenn das passiert, wird die Sonne zunächst Merkur verschlingen, dann die Venus und möglicherweise

die Erde.

Ein Sonnenaufgang in 6 Milliarden Jahren ist daher nur noch bedingt romantisch.

kein Grund zur Sorge – die Chance, dass die Menschen 6 Milliarden Jahre existieren

taumelt so ziemlich gegen Null.

Auch die Sonne steht kurz vor dem Ende ihrer Existenz als Stern – in der Red-Giant-Phase

verliert die Sonne ca. 50% ihrer heutigen Masse.

Sie wird schließlich ihre äußeren Hüllen als planetarischen Nebel abstoßen und zurück

bleibt der inaktive Kern.

Die Sonne ist ein weißer Zwerg geworden der mit 100000 K sehr heiß ist und noch Billionen

Jahre Hitze und Licht abgeben wird, bis er schließlich verlischt und als schwarzer Zwerg

unsichtbar und kalt auf das Ende des Universums wartet.

Wenn das Ende nicht allzu schwarz war, hoffen wir, dass ihr uns abonniert und uns mitteilt,

was wir besser machen können.

Wir danken wie immer fürs Zuschauen, wünschen sonnige Januartage mit viel uraltem Licht

und in diesem Sinne: 42!