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Zentralgestirn Sonne

Eine Übersicht über die Standorte der Planeten und den Standort der Sonne finden Sie hier.

Benachbarten Planeten auf der Karte anzeigen: Merkur

Bild (Sonne):
Autor: NASA
https://de.wikipedia.org/wiki/Sonne#/media/Datei:Sun920607.jpg

Die Sonne ist das bestimmende Objekt im Sonnensystem.

Sie hat mehr als die 700-fache Gesamtmasse aller acht Planeten des Sonnensystems und mehr als die 330.000-fache der Erde.

Der Durchmesser beträgt etwa das 109-fache des Erddurchmessers.

Die Sonne erzeugt pro Sekunde ungefähr das 20.000-fache der Energiegewinnung auf der Erde seit Beginn der Industrialisierung.

Ein anderer Vergleich: Sie setzt pro Sekunde mehr Energie frei als alle im Jahr 2011 vorhandenen Kernkraftwerke der Erde in 750.000 Jahren.

Sie ist ein relativ kleiner, dafür langlebiger Stern der Leuchtkraftklasse V.

Auf der Erde kommt pro Quadratmeter im Jahresmittel eine Strahlungsleistung von 1,367 Kilowatt an.

Die Sonne leuchtet mit einer Farbtemperatur von etwa 5.800 Kelvin.

Damit ist sie ein Stern der Spektralklasse G2V.

Sie liegt im Hertzsprung-Russell-Diagramm in der Mitte der sogenannten Hauptreihe.

Da sie relativ viele schwerere Elemente enthält (über 1,4%) gehört sie der Population I an.

Die Leuchtkraft und der Durchmesser der Sonne nehmen langsam zu.

In etwa 7 Milliarden Jahren wird die Sonne dann zum Roten Riesen mutieren.

Die Sonne strahlt hauptsächlich im sichtbaren Licht und wird vom Menschen als weiß wahrgenommen.

Farbeffekte entstehen durch Lichtbrechung in der Atmosphäre der Erde.

Der Kern der Sonne macht ungefähr die Hälfte der Masse aus und beschränkt sich auf 25% des Durchmessers.

Aufgrund des Eigengewichts der Sonne entsteht ein Druck, der durch die Verdichtung der Teilchen als Gegendruck eine Entsprechung erfährt (150 g/cm³).

Der Druck im Inneren der Sonne beträgt etwa 200 Milliarden bar.

Im Kern werden ca. 99% der Fusionsleistung erbracht.

Die Energiefreisetzung in der Sonne erfolgt durch die Proton-Proton-Kette.

Dabei fusionieren zunächst zwei Protonen zu einem Deuteriumkern.

Diese Reaktion hat eine extrem geringe Auftrittswahrscheinlichkeit (mehr als 1.000 Jahre benötigt ein Proton, um sich mit einem anderen zu vereinigen).

Aus dieser Statistik erklärt sich die Langlebigkeit der Sonne.

Durch die Ausdehnung des Gases wird eine unkontrollierte Temperaturzunahme und damit eine Explosion der Sonne verhindert.

An den Kern schließt sich die Strahlungs- und Konvektionszone an.

Während die entstehenden Neutrinos (2% der Fusionsleistung) wegen ihrer schwachen Wechselwirkung innerhalb von Sekunden die Sonnenoberfläche erreichen, benötigen die Photonen hierfür zehntausende von Jahren.

Das Licht, dass uns erreicht ist also schon sehr alt.

An der Oberfläche fällt der Ionisationsgrad von Wasserstoff steil ab.

Begegnungen von Elektronen mit Ionen werden dadurch extrem selten.

Die Durchsichtigkeit wird durch die Möglichkeit der Bindung eines weiteren Elektrons an den Wasserstoff verhindert.

In der Photosphäre wird dann die Durchsichtigkeit erreicht, so dass das Licht freie Bahn zur Ausbreitung hat.

Die Sonnenkorona, die die Sonne umgibt, ist nur während der Sonnenfinsternisse sichtbar.

In der Korona entsteht der Sonnenwind, der Photonen und Teilchen zu uns treibt.

Beliefert wird der Sonnenwind aus den Protuberanzen (Materieausbrüchen der Sonne über hunderttausende bis Millionen km).

Sonnenflecken entstehen durch Magnetfelder in der Sonne.

Die Sonnenflecken werden auch zur Bestimmung der Sonnenrotationsdauer genutzt.

Die Sonnenfleckenmenge unterliegt einem Rhythmus von 11 Jahren, in dem sich Maxima und Minima der Sonnenfleckenaktivität abwechseln.

Die Sonne selbst besitzt ein starkes Magnetfeld.

Die Sonnen und mit ihr allen anderen Himmelskörper im Sonnensystem sind durch die Verdichtung einer Gaswolke entstanden.

Aktuell ist die Sonne ein Stern auf der Hauptreihe (gelber Zwerg).

Sie wird ihre Leuchtkraft ständig vergrößern.

Dieser Zustand dauert ca. 10 Milliarden Jahre an, also noch etwa sieben Milliarden Jahre.

Wenn der Wasserstoff vollständig verbraucht ist, wird sich die Sonne zu einem Roten Riesen entwickeln, in dem Helium zu weiteren Elementen fusioniert.

Dabei wird sich die Sonne bis zum 150-fachen ihres Radius aufblähen und voraussichtlich die Erder verschlucken.

Werden sämtliche Fusionsaktivitäten eingestellt, kollabiert die Sonne auf weniger als ein Zehntel ihrer Ursprungsgröße und wird zum Weißen Zwerg.

Nach einer anfänglichen schnellen Abkühlung sinkt die Oberflächentemperatur langsam, so dass der Weiße Zwerg noch mehrere Dutzend Milliarden Jahre Strahlung abgeben kann.

Erlischt die Strahlung wird die ehemalige Sonne ein Schwarzer Zwerg (kein Schwarzes Loch!).

Wichtige Daten zur Sonne:

Mittlere Entfernung zur Erde: 1 AE (149,6 Mio. km)
Kleinster und größter Erdabstand: 147,1 Mio. km -152,1 Mio. km
Äquatordurchmesser: 1.392.684 km
Masse: ca. 333.000 Erdmassen (1,99*10³⁰ kg)
Mittlere Dichte: 1,41 g/cm³
Hauptbestandteile der Photosphäre: Wasserstoff: 92,1 %
Helium: 7,8 %
Sauerstoff: 500 ppm (Teilchen pro Millionen Teilchen)
Kohlenstoff: 230 ppm
Neon: 100 ppm
Stickstoff: 70 ppm
Fallbeschleunigung: 274 m/s²
Fluchtgeschwindigkeit: 617,3 km/s
Rotationsperiode (siderisch): 25,38 Tage
Neigung der Rotationsachse: 7,25°
Leuchtkraft: 3,85*10²⁶ W
Absolute Helligkeit (V): +4,83 mag
Effektive Oberflächentemperatur: 5.778 K
Spektralklasse: G2V
Alter: 4,57 Mrd. a