Sonne 24px|alt=☉|klasse=skin-invert-image 300pxDie Sonne am 7. Juni 1992 Beobachtungsdaten Mittlere Entfernung 149,6 Mio. km = 1 AE Kleinster ErdabstandGrößter Erdabstand 147,1 Mio. km152,1 Mio. km Scheinbarer Durchmesser 31,5–32,5′ (Winkelminuten) Scheinbare Helligkeit (V) −26,74 mag Physikalische Eigenschaften Äquatorradius 696.342 kmMarcelo Emilio et al.: Measuring the Solar Radius from Space during the 2003 and 2006 Mercury Transits. In: Astrophysical Journal. Band 750, Nr. 2, , doi:10.1088/0004-637X/750/2/135= 1 Sonnenradius (R☉) Masse (M) ( ± ) kg= 1 Sonnenmasse (M☉) Solare Gravitationskonstante (G · M) ca. m³/s² Mittlere Dichte 1,408 g/cm³ Hauptbestandteile(Stoffmenge in der PhotosphäreEkaterina Magg et al.: Observational constraints on the origin of the elements – IV. Standard composition of the Sun. Astronomy&Astrophysics 661 (2022), doi:10.1051/0004-6361/202142971 (freier Volltext).) Wasserstoff: 92,0 % Helium: 7,8 % Sauerstoff: 540 ppm Kohlenstoff: 330 ppm Neon: 130 ppm Stickstoff: 88 ppm Silicium: 36 ppm Magnesium: 33 ppm Eisen: 29 ppm Fallbeschleunigung 274 m/s2 Fluchtgeschwindigkeit 617,6 km/s Rotationsperiode (siderisch) 25,38 Tage Neigung der Rotationsachse 7,25° Leuchtkraft 3,828 · 1026 W= 1 Sonnenleuchtkraft (L☉) Absolute Helligkeit (V) +4,83 mag Effektive Oberflächentemperatur 5772 K Spektralklasse G2 V Alter 4,57 Mrd. Jahre Planeten 8 200px Fotomontage zum Größenvergleich zwischen Erde (links) und Sonne. Das Kerngebiet (Umbra) des großen Sonnenflecks hat etwa 5-fachen Erddurchmesser. Die Sonne ist der Stern, welcher der Erde am nächsten ist und das Zentrum des Sonnensystems bildet. Sie liegt im äußeren Drittel der Milchstraße und ist in dieser Umgebung ein durchschnittlich großer Stern. Die Sonne ist ein Zwergstern (Gelber Zwerg), der sich im Entwicklungsstadium der Hauptreihe befindet. Sie enthält 99,86 % der Masse, jedoch nur ca. 0,5 % des Drehimpulses des Sonnensystems. Ihr Durchmesser ist mit 1,4 Millionen Kilometern etwa 110-mal so groß wie der der Erde und etwa viermal so groß wie der mittlere Abstand zwischen Erde und Mond. Der mittlere Abstand zur Erde beträgt im Vergleich rund 150 Millionen km. Die Oberfläche der Sonne zeigt eine wechselnde Zahl von Sonnenflecken, die in Zusammenhang mit starken Magnetfeldern stehen. Sie werden neben weiteren Phänomenen als Sonnenaktivität bezeichnet.
Die Sonnenstrahlung ist eine der Grundvoraussetzungen für die Entwicklung und den Erhalt des Lebens auf der Erde. Die durch die Sonnenstrahlung freigesetzte Energie beruht auf der Kernfusion von Wasserstoff zu Helium, das sogenannte Wasserstoffbrennen in der Proton-Proton-Reaktion. Die Erde erreichen pro Jahr etwa 1,5 · 1018 kWh an Sonnenenergie, 10.000-mal mehr, als die Menschen an Energie verbrauchen.
Der Himmelslauf der Sonne gliedert den Tag und das Jahr. Sie wurde in dieser Rolle schon in der Urzeit in Sonnenkulten verehrt. Das astronomische Symbol der Sonne ist ☉.
Etymologie und Name Dem gemeingermanischen weiblichen Substantiv „Sonne“ (mittelhochdeutsch sunne, althochdeutsch sunna) liegt die indogermanische Wurzel sā (aus seh2 „gleißen“), die mit einem Suffix u̯el / u̯en versehen ist, zugrunde (vgl. auch lateinisch sōl, litauisch sáulė und griechisch hḗlios aus grundsprachlich séh2-u̯ōl bzw. séh2-u̯el). Die reguläre „heteroklitische“ Variante sh2-un-´ ist im Germanischen, erweitert zu einem -n-Stamm sunn-ṓn, fortgesetzt. Siehe auch DWDS („Sonne“) und
Der Name des Sterns ist auch in der Astronomie, wie in der Umgangssprache, einfach „Sonne“, üblicherweise mit dem bestimmten Artikel (die Sonne), im Englischen Sun (korrekterweise mit großem Anfangsbuchstaben, da es sich um einen Eigennamen handelt).iau.org In Science-Fiction-Romanen und -Filmen – beispielsweise in Isaac Asimovs Foundation-Zyklus oder der Perry-Rhodan-Serie – wird gelegentlich die lateinische Übersetzung „Sol“ (ebenfalls mit großem Anfangsbuchstaben) verwendet, wenn namentlich von der Sonne als einem Stern von vielen die Rede ist; dies soll eine Parallele zu anderen Sternnamen, die oft aus dem Lateinischen stammen, bilden. In der modernen Astronomie wird diese Bezeichnung nicht verwendet.earthsky.org
Quantitative Einordnung mini|links|Die Sonne im Größenvergleich zu anderen Himmelskörpern (Bild 3, dritter von links, zwischen Wolf 359 und Sirius) Die Sonne übertrifft 700-fach die Gesamtmasse aller acht Planeten des Sonnensystems und 330.000-fach jene der Erde, die im Durchmesser 109-mal hineinpasst, im Volumen rund 1,3 Millionen Mal. Mit einer Energieabstrahlung, die pro Sekunde das 20.000-Fache der Primärenergieumwandlung seit Beginn der Industrialisierung ausmacht,https://ourfiniteworld.com/2012/03/12/world-energy-consumption-since-1820-in-charts/ Weltenergieverbrauch seit 1820 (englisch). fällt sie in die Leuchtkraftklasse V. Ein Hauptreihenstern wie die Sonne setzt damit pro Sekunde mehr Energie frei als alle im Jahr 2011 vorhandenen Kernkraftwerke der Erde in 750.000 Jahren.Carole Stott, Robert Dinwiddie, David Hughes, Giles Sparrow: Space, Das Weltall. Dorling Kindersley Verlag, 2011, ISBN 978-3-8310-1972-4, S. 209. Auf die Erde entfällt pro Quadratmeter im Jahresmittel, als extraterrestrische Strahlung, eine Leistung von 1,367 Kilowatt.
Die Sonne leuchtet mit einer Farbtemperatur von etwa 5800 Kelvin. Als Stern der Spektralklasse G2V liegt sie im Hertzsprung-Russell-Diagramm in der Mitte der sogenannten Hauptreihe, die alle Sterne im Strahlungsgleichgewicht repräsentiert. Mit 1,6 bis 1,7 % schweren Elementen in der Konvektionszone (Massenanteil, für die Stoffmengenanteile siehe die Infobox) gilt die Sonne als „metallreich“ und gehört damit der zahlenmäßig größten Population I an. Sie hat – wie das Sonnensystem insgesamt – ein Alter von etwa 4,57 Milliarden Jahren. In dieser Zeit hat sie in ihrem Kern rund 14.000 Erdmassen Wasserstoff durch Kernfusion in Helium verwandelt (Wasserstoffbrennen), wobei 90 Erdmassen an Energie frei wurden. Durch Ansammlung von Helium im nichtkonvektiven Kern – im Zentrum beträgt der Massenanteil mittlerweile 60 %C. J. Hansen et al.: Stellar Interiors – Physical Principles, Structure, and Evolution. Springer, 2004, ISBN 0-387-20089-4, S. 77 f. – wird dieser immer kompakter und bezieht weiteres Material ein, wodurch Leuchtkraft und Durchmesser der Sonne langsam zunehmen. In etwa 7 Milliarden Jahren wird die Sonne relativ schnell zum Roten Riesen.
Wahrgenommene und tatsächliche Farbe
Das Strahlungsmaximum der Sonne liegt im sichtbaren Licht (keineswegs im Infrarot), und die Strahlung wird vom menschlichen Auge in der Summe als reines Weiß wahrgenommen. Blickt man jedoch durch einen starken Neutralfilter auf die Sonnenscheibe, nimmt man sie in der Regel als weißgelb oder gelb wahr, bzw. bei horizontnaher Stellung als orange. Dies erklärt sich damit, dass durch Rayleigh-Streuung in der Erdatmosphäre überwiegend der kurzwellige (violette und blaue) Anteil der sichtbaren Sonnenstrahlung gestreut wird und das Auge diese Strahlung somit aus anderer Richtung als der der wahrgenommenen Sonnenscheibe erreicht (Himmelsblau).
Wenn die chromatische Adaption des Auges auf die insgesamt wahrgenommene Strahlung eingestellt ist (die dann, wenn sie – z. B. als diffuse Reflexion an Wolken oder Schnee – als Mischung wahrnehmbar ist, als weiß erscheint), wird die aus der Richtung der Sonne selbst noch wahrgenommene, ungestreute sichtbare Strahlung wegen des (je nach Entfernung vom Horizont weniger oder mehr) verringerten kurzwelligen Anteils als gelb bzw. orange wahrgenommen. Außerhalb der Erdatmosphäre, wenn alles Licht tatsächlich aus der Richtung der wahrgenommenen Sonnenscheibe kommt, erscheint diese dem menschlichen Auge aus diesem Grund und unabhängig von der tatsächlichen Zusammensetzung des Sonnenlichtes im reinen Weiß.
Lord Kelvin und das Alter von Sonne und Erde Dass sich das Alter der Sonne in Milliarden Jahren misst, ergibt sich übereinstimmend aus modernen Sternmodellen und radiometrischer Datierung von Gesteinen im Sonnensystem. Zu einem drängenden physikalischen Problem wurde die Beständigkeit der Sonnenstrahlung aber schon, als Charles Darwin für den Erosionsprozess der südenglischen Kreide eine Dauer von 300 Millionen Jahren grobCharles Darwin in einem Brief an Asa Gray, 1860, Fußnote 16. abschätzte. Lord Kelvin bezweifelte Darwins Ergebnis, denn als dauerhafteste Energiequelle für die Sonnenstrahlung machte er 1862 die von Hermann von Helmholtz vorgeschlagene Freisetzung gravitativer Bindungsenergie aus und berechnete unter der Annahme, dass die Masse der Sonne stark zum Zentrum hin konzentriert ist, ein Sonnenalter von sehr wahrscheinlich unter 100 Millionen Jahren. Später engte er die Abkühlungsdauer des Erdmantels auf 20 bis 40 Mio. Jahre ein. Er erlebte noch, aber akzeptierte nicht öffentlich, dass Ernest Rutherford 1904 radioaktiven Zerfall als Quelle der Erdwärme vorschlug. Die Energieabgabe der Sonne über geologische Zeiträume hinweg konnte erst ab 1920 mit der Kernfusion erklärt werden.
Physikalischer Aufbau
mini|hochkant=1.6|Aufbau der Sonne (NASA)
Die Sonne besteht aus schalenförmigen Zonen, die sich teilweise scharf abgrenzen lassen. Eine grobe Einteilung ist die Kernzone als Fusionsofen, die innere Atmosphäre bis zur sichtbaren Oberfläche und darüber die äußere Atmosphäre.
Kern Die Hälfte der Sonnenmasse konzentriert sich innerhalb von 25 % des Sonnenradius, d. h. auf ungefähr 1,5 % des Sonnenvolumens. Die Fallbeschleunigung am Rand dieser Kernzone ist 8-fach größer als an der Sonnenoberfläche und 220-fach größer als an der Erdoberfläche. Damit setzt sich das Material selbst unter Druck: Im Zentrum liegt er bei 200 Milliarden bar. Da die Temperatur dort mit 15,6 Mio. K (Kelvin) vergleichsweise niedrig ist, kann das Plasma den für die Stabilität nötigen Gegendruck nur durch seine hohe Dichte aufbringen, im Zentrum 150 g/cm³, 13-mal die Dichte von Blei und 200-mal die mittlere Dichte der inneren Atmosphäre.
Es ist nicht direkt die Dichte, die den Gegendruck bewirkt, sondern die Teilchenkonzentration, im Zentrum fast 250.000 mol/ℓ. Gut die Hälfte davon sind Elektronen, die aber aufgrund der vorliegenden Dichte-Temperatur-Bedingungen gerade noch nicht entartet sind.Sean G. Ryan, Andrew J. Norton: Stellar Evolution and Nucleosynthesis. Cambridge University Press, 2010, ISBN 978-0-521-19609-3, . Auch der Strahlungsdruck hat einen geringen Anteil – in der Sonne gilt daher das Gasgesetz.
mini|Video: Kernfusion in der Sonne Die Teilchendichte der Protonen ist im Zentrum etwa 1.000-mal größer als in Wasser. Da die Häufigkeit der Kernfusionsreaktionen quadratisch von der Teilchendichte und exponentiell von der Temperatur abhängt, werden 99 % der Fusionsleistung von 3,9 · 1026 W innerhalb der dichten, heißen Kernzone frei. Innerhalb eines engeren Radius ist die Leistungsdichte höher: In einem Tausendstel des Volumens der Sonne entsteht die Hälfte ihrer Leistung; das ist eine mittlere Leistungsdichte von knapp 140 Watt pro Kubikmeter, nicht mehr als in einem Komposthaufen. Die große Gesamtleistung der Sonne ist also eher die Folge des großen Volumens und die hohe Kerntemperatur eine Folge der dicken Isolierschicht.
Die Energiefreisetzung in der Sonne erfolgt größtenteils durch die Proton-Proton-Kette. Im ersten Schritt fusionieren dabei zwei Protonen zu einem Deuteriumkern. Diese Reaktion ist sehr unwahrscheinlich, im Mittel benötigt ein Proton 1010 Jahre, um mit einem anderen Proton zu reagieren. Dies erklärt auch die lange Lebensdauer der Sonne.