Hauptreihenstern der Spektralklasse G SUN
Sonne
Ein Stern. Ein ganzes System von Welten.
Die Sonne ist ein Hauptreihenstern vom Spektraltyp G und enthält etwa 99,86 % der Masse des Sonnensystems. Die Kernfusion in ihrem Inneren liefert Licht und Wärme, während ihre Schwerkraft die Planeten auf ihren Bahnen hält.
- Mittlerer Radius
- 696.340 km
- Rotationsperiode
- 25,40 Tage
01 / Übersicht
Sonne kennenlernen
Die Sonne hält die Planeten auf ihren Bahnen und liefert die Energie für das Erdklima und fast alles Leben. Hinter ihrer scheinbar ruhigen Scheibe verbergen sich kontinuierliche Kernfusion, eine dynamische Oberfläche und eine unruhige Atmosphäre. Die Erforschung unseres Heimatsterns enthüllt auch die Weltraumumgebung der Erde.
Vom Kern zur sichtbaren Oberfläche
Die Sonne besteht überwiegend aus Wasserstoff und Helium. Durch Druck und Hitze im Kern verschmilzt Wasserstoff, und die Energie wandert durch Strahlungs- und Konvektionszone zur Fotosphäre. Diese sichtbare Schicht ist keine feste Hülle: Ihre Granulation zeigt aufsteigendes, abkühlendes und absinkendes heißes Plasma.
Wie der Sonnenmagnetismus die Erde erreicht
Sonnenflecken, Eruptionen und koronale Massenauswürfe entspringen magnetischer Aktivität. Der Sonnenwind trägt geladene Teilchen nach außen; ihr Auftreffen auf das irdische Magnetfeld erzeugt Polarlichter. Starke Sonnenaktivität kann Satelliten und Funk stören und verknüpft Sternphysik unmittelbar mit unserer irdischen Technik.
02 / Wichtigste Daten
Kernparameter
- Mittlerer Radius
- 696.340 km
- Mittlerer Sonnenabstand
- —
- Umlaufzeit
- —
- Rotationsperiode
- 25,40 Tage
- Natürlicher Satellit
- —
- Hauptzusammensetzung
- Wasserstoff & Helium
- Fotosphärentemperatur (ca.)
- 5,500 °C
- Kerntemperatur (ca.)
- 15.000.000 °C
- Energiequelle
- Wasserstofffusion
Daten- und Berechnungsnotizen
Radien sind Mittelwerte; Bahndaten beschreiben Maßstab und Bewegung der einzelnen Welten.
03 / Weiterführende Literatur
Genauer betrachtet
Struktur und Energie10
Die Sonne ist ein Stern, dessen Energie durch Kernfusion in seinem tiefen Inneren erzeugt wird.
Im Sonnenkern verschmilzt Wasserstoff zu Helium, wobei Masse nach Einsteins Formel in Energie umgewandelt wird.
Die Sonne vereinigt rund 99,8% der gesamten Masse des Sonnensystems auf sich.
Die sichtbare Oberfläche der Sonne hat eine Temperatur von rund 5.500 °C.
Im Kern der Sonne herrschen Temperaturen von etwa 15 Millionen °C.
Die sichtbare Schicht der Sonne heißt Fotosphäre und ist kein fester Boden.
Die Sonne besteht im Wesentlichen aus Wasserstoff und Helium.
Ein Prisma spaltet das Sonnenlicht in ein Spektrum auf; Absorptionslinien verraten ihre chemische Zusammensetzung.
Die Granulation auf der Fotosphäre ist das sichtbare Muster heißer aufsteigender Konvektionsströme.
Im Inneren der Sonne transportieren Strahlungs- und Konvektionszone die erzeugte Energie auf unterschiedliche Weise nach außen.
Sonnenaktivität9
Die äußere Sonnenatmosphäre, die Korona, kann Temperaturen von mehreren Millionen Grad Celsius erreichen.
Während einer totalen Sonnenfinsternis wird die helle Fotosphäre verdeckt und die Korona sichtbar.
Sonnenflecken sind kühlere Regionen mit starken Magnetfeldern, bleiben aber extrem heiß.
Die Sonnenaktivität folgt einem etwa 11-jährigen Zyklus, dessen Dauer variieren kann.
Die Sonne ist kein starrer Körper; äquatoriale Regionen rotieren gewöhnlich schneller als die Polregionen.
Der Sonnenwind besteht aus geladenen Teilchen, die kontinuierlich von der Sonne nach außen strömen.
Sonneneruptionen setzen schlagartig enorme Energien frei und können den Funkverkehr auf der Erde beeinträchtigen.
Koronale Massenauswürfe schleudern riesige Mengen an Plasma und Magnetfeldern in den interplanetaren Raum.
Polarlichter entstehen durch Wechselwirkung geladener Teilchen mit der oberen Erdatmosphäre; Sonnenaktivität verstärkt sie.
Entwicklung und Sonnensystem11
Das Sonnenlicht benötigt durchschnittlich etwa 8 Minuten und 20 Sekunden bis zur Erde.
Die Sonne ist etwa 4,6 Milliarden Jahre alt.
In Milliarden von Jahren wird sich die Sonne im Spätstadium ihrer Entwicklung zu einem Roten Riesen aufblähen.
Die Masse der Sonne reicht nicht aus, um am Lebensende als Kernkollaps-Supernova zu explodieren.
Der verbleibende dichte Kern der Sonne wird schließlich als Weißer Zwerg weiter abkühlen.
Auch die Sonne ruht nicht: Sie umkreist gemeinsam mit dem Sonnensystem das Zentrum der Milchstraße.
Die Sonne benötigt etwas mehr als 200 Millionen Jahre für einen vollen Umlauf um das galaktische Zentrum.
Der Einfluss der Sonne reicht weit über Neptun hinaus; ihr Sonnenwind spannt die weiträumige Heliosphäre auf.
Körper im Sonnensystem umkreisen ihren gemeinsamen Schwerpunkt; auch die Planeten lassen die Sonne minimal taumeln.
Im Weltraum erscheint die Sonne nahezu weiß; die Erdatmosphäre verändert ihren beobachteten Farbton.
Die Schwerkraft der Sonne hält die acht Planeten und zahllose Kleinkörper auf ihren Bahnen.
04 / Quellen
Verlässliche Quellen
NASA Science — SonneJPL — BahndatenBildnachweise
Bilder reprojizieren und beleuchten vorhandene Texturen; sie stellen keine Live-Beobachtungen dar.
Texturquelle：Solar System Scope · Lizenz · Gerendert von ORBIT
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