Die Sonne – was ist ein Stern?

Einzelheiten der Sonnenoberfläche

Die Sonne gehört mit einem Durchmesser von 1,392.530 Kilometern zu den kleineren Sternen. Aus der Entfernung von einer Astronomischen Einheit (149,597.870 km), also von der Erde aus betrachtet, erscheint sie unter einem Winkel von rund 30 Bogenminuten, doch ist sie der einzige Stern, auf dessen Oberfläche man Einzelheiten erkennen und untersuchen kann. Die scheinbare Oberfläche der Sonne wird Photosphäre genannt. Von Ausnahmen abgesehen, zeigt die Sonne eigentlich immer mehr oder weniger große Flecken. Ihre Entdeckung zu Beginn des 17. Jahrhunderts war damals eine Sensation, hatte man doch bis dahin geglaubt, die Sonne sei ein makelloses, vollkommenes Himmelsobjekt. Sie besitzen oft eine komplizierte Struktur. Sonnenflecken treten meist paarweise oder in größeren Gruppen auf. Solche Fleckengruppen, die im Maximum durchaus 1 Promille der sichtbaren Sonnenoberfläche bedecken können, entwickeln sich zumeist innerhalb weniger Tage aus einem kleinen Grüppchen. Während die kleinsten Flecken als Punkte erscheinen, zeigen größere einen dunklen Kern (Umbra) und darum einen weniger dunklen Hof (Penumbra); bei guten Sichtverhältnissen zeigt die Penumbra radiale Strukturen. Häufig schließen sich die Flecken zu großen Gruppen zusammen. Die größten haben eine Länge bis zu 200 000 oder 300 000 km. Im Verlauf mehrerer Tage wird deutlich, daß die Flecken infolge der Sonnenrotation von Ost nach West über die Sonnenscheibe hinwegziehen. Die Sonne ist jedoch gasförmig und rotiert am Äquator schneller als in polnahen Gebieten; die mittlere Periode liegt bei 27.27 Tagen. Die Sonne rotiert am Äquator in 25 Tagen, zu den Polen hin in bis zu über 30 Tagen. Der Weg der Flecken über die Sonnenscheibe wird durch die Neigung und Orientierung der Sonnenachse relativ zur Erde beeinflußt; am Sonnenrand erscheinen sie perspektivisch stark verkürzt. Sonnenflecken sehen dunkel aus, weil sie kühler als ihre Umgebung sind. In den Sonnenflecken liegt die Temperatur tiefer als auf der ungestörten Sonnenoberfläche, bei etwa 4000 Grad C. Während die ungestörte Sonnenoberfläche eine Temperatur von etwa 5850°C besitzt, ist das Gas in den Sonnenflecken ungefähr 1500 bis 2000 Grad kühler, aber immer noch ähnlich heiß wie an der Oberfläche eines roten Riesensterns. Die Flecken sind also eigentlich gar nicht völlig dunkel. Könnte man sie herausreißen und an den Nachthimmel versetzen, wären sie viel heller als der Mond. Es handelt sich um Gebiete mit außerordentlich starken Magnetfeldern, die oft enge Paare mit einander entgegengesetzter Polarität bilden. Einzelflecken sind meist sehr kurzlebig und verschwinden nach ein paar Tagen wieder, doch ausgedehnte, komplexe Fleckengruppen und Aktivitätszentren können über mehrere Wochen und Monate fortbestehen und bei aufeinanderfolgenden Rotationen beobachtet werden; ihre Entwicklung läßt sich während der 7 bis 10 Tage, die sie bei einer Umdrehung weitgehend ungehindert zu sehen sind, leicht verfolgen. Die Zählung der Sonnenflecken ist eine vergleichsweise einfache, aber sehr sinnvolle Beobachtung. Die Fleckenrelativzahl wird noch heute als Maß für die Fleckenaktivität benutzt.

Die Gesamtzahl der Flecken variiert im rund elfjährigen Fleckenzyklus; die Sonnenflecken sind jedoch nur der sichtbare Ausdruck einer viel umfangreicheren Sonnenaktivität. Ein Fleckenzyklus beginnt, wenn während des Fleckenminimums erste kleine Flecken in hohen solaren Breiten, aber meist unterhalb von 35 Grad, auftauchen. Die Aktivitätszentren wandern dann allmählich in Richtung Äquator und erreichen zum Zeitpunkt des Fleckenmaximums etwa 15 Grad Breite; danach nimmt die Zahl der Flecken wieder ab, während die aktiven Regionen immer näher zum Äquator auftreten, bis schließlich der neue Zyklus mit Flecken in hohen Breiten beginnt. In der Regel dauert der Abstieg vom Maximum zum Minimum etwas länger als der Anstieg zum Maximum. Die Sonnenfleckenkurve ist also etwas asymmetrisch. Die Höhe der einzelnen Maxima ist ebenfalls recht verschieden. Helle Gegenden in der Umgebung von Sonnenflecken werden als Fackeln (faculae) bezeichnet; besonders auffällig sind sie nahe dem Sonnenrand. Es gibt aber auch isolierte Fackelherde ohne Sonnenflecke. Sie besitzen eine Temperatur von fast 7000 Grad C.

Über die gesamte Sonnenscheibe hinweg erkennt man eine feine körnige Struktur, die Granulation. Jedes „Korn“ ist etwa so groß wie Mitteleuropa und hat nur eine Lebensdauer von wenigen Minuten. Die Granulation geht auf ein ständiges „Brodeln“ der Gasmassen an der Sonnenoberfäche zurück: Demgegenüber tritt die Granulation zur Mitte der Sonnenscheibe hin deutlicher hervor; dabei handelt es sich um kleine Zonen mit hellem Zentrum und dunklerem Rand, die der Sonnenfläche ein gekörntes Aussehen verleihen. Die Ränder der Sonne erscheinen stets dunkler (Randverdunklung), weil wir dort in kühlere, höhere Regionen als in der Sonnenmitte blicken. Diese Randverdunklung erklärt sich aus den optischen Eigenschaften eines heißen Gases: Je heißer und dichter ein Gas ist, desto weniger durchsichtig erscheint es. Mit anderen Worten kann das Licht der Sonne nur einen begrenzt langen Weg durch das Sonnengas nehmen. Da wir am Sonnenrand aber zunehmend „schräger“ auf die Sonne blicken, erreicht uns von dort nur das Licht aus einer größeren Höhe, wo das Gas bereits viel kälter ist und es entsprechend weniger Licht aussendet. Aus dem gleichen Grund erscheint die Sonne scharf begrenzt – bei einem Gasball eigentlich überraschend: Da das Sonnengas erst ab einer bestimmten Temperatur und Dichte „durchsichtig“ wird, sehen wir nur das Licht, das aus einer etwa 200 km dicken Übergangsschicht, der Photosphäre (= „Lichtsphäre“), stammt. Aus einer Entfernung von rund 150 Millionen km betrachtet, erscheint diese Photosphäre unter einem Winkel von nicht einmal 0,3´´ – zu wenig, um als „Schicht“ zu wirken.

Flecken, Fackeln und Granulationen sind Erscheinungen auf der Oberfläche der Sonne, die man besser Photosphäre nennen sollte, da es sich ja nicht um die Oberfläche eines festen Himmelskörpers handelt.

Über der Photosphäre liegt die Chromosphäre. Sie ist einige tausend km dick und geht mehr oder minder nahtlos in die äußere Sonnenatmosphäre über, die sogenannte Korona. Dort steigt die Temperatur wieder bis auf einige Millionen Grad an.

Am Sonnenrand zeigen sich Protuberanzen – Gaswolken, die sich meist längs magnetischer Feldlinien auf- und niederbewegen, oft aber auch eruptiv in die Höhe schießen. Dabei treten Geschwindigkeiten von mehreren hundert km/sec auf. Die Protuberanzen bewegen sich in die Sonnenkorona hinein, die äußerste Gashülle der Sonne, die während einer totalen Sonnenfinsternis auch mit freiem Auge sichtbar wird.

Mit Spezialfiltern sieht man auch zusätzliche Phänomene wie zum Beispiel helle Zonen (Plages, mitunter auch als chromosphärische Fackeln bezeichnet) in der Nähe von Sonnenflecken oder lange, oft geschwungene und dunkel erscheinende Bögen (Filamente) sowie vereinzelt auftretende, mehr oder minder lange Blitze (flares). Während die Filamente nichts anderes als Protuberanzen sind, die wegen ihrer niedrigeren Temperatur das Licht der darunterliegenden Photosphäre weitgehend verschlucken und daher vor der Sonnenscheibe dunkel erscheinen, sind Flares Anzeichen einer besonders heftigen Aktivität.

Sonnenbeobachtung

Man darf NIE direkt in die Sonne schauen, weder mit bloßem Auge noch mit irgendeinem optischen Instrument. Auf gar keinen Fall darf man mit einem optischen Gerät ungeschützt die Sonne betrachten – es wäre mit Sicherheit das letzte, was man gesehen hat!!! Beobachtungen der Sonne mit einem Fernrohr bedürfen daher besonderer Vorsicht!!!

Beobachtungsmethoden: Projektion – (Okularfilter=obsolet!!!) – Objektivfilter

Die Entstehung der Sterne ist kein einmaliger Vorgang, der nur am Anfang des Universums ablief und dann nie mehr.

Sterne entstehen aus massereichen Gas- und Staubwolken innerhalb unserer Galaxis. Sie stellen das Ausgangsmaterial für die Entstehung neuer Sterne zur Verfügung. Solche Wolken sind nicht gleichförmig, sondern enthalten knotenähnliche Verdichtungen, aus denen eines Tages neue Sterne entstehen. Was im Einzelfall die Kontraktion einer solchen Wolke auslöst, läßt sich nicht mit Sicherheit sagen. Wenn die Materie in einem solchen Knoten dicht genug ist, beginnt sie sich unter ihrer eigenen Anziehungskraft zusammenzuziehen und wird dabei dichter und heißer, bis im Inneren Temperatur und Druck ausreichen (etwa 10 Millionen Grad), um die Kernverschmelzung zu zünden. Aus der ursprünglichen Verdichtung ist ein Stern geworden, der über Millionen oder Milliarden von Jahren Licht und Wärme an den Weltraum abgibt. Einige dieser Sternentstehungsgebiete können auch von Amateurastronomen beobachtet werden. Die wichtigste Kenngröße eines Sterns ist seine Masse, denn von ihr hängen alle übrigen Eigenschaften ab: Temperatur, Helligkeit und Lebensdauer. Der Energievorrat eines Sterns ist begrenzt: Da die ausgesandte Energie aus der Umwandlung von Wasserstoff in Helium geschöpft wird, können auch Sterne nicht ewig leuchten.

Bestünde die gesamte Sonne nur aus Wasserstoff, den sie auf diese Weise vollständig in Helium umwandeln könnte, dann würde der Energievorrat für rund 100 Milliarden Jahre reichen. Damit aber diese Wasserstoff-Fusion (die Umwandlung in Helium) überhaupt ablaufen kann, müssen Druck und Temperatur des Gases bestimmte Mindestwerte erreichen, und die sind bei der Sonne und den übrigen Hauptreihensternen nur im inneren Kernbereich gegeben. Und selbst dort darf der Wasserstoffanteil nicht unter eine kritische Mindestmarke sinken, sonst reißen die Kernreaktionen ab. Alles zusammen beschränkt die Verweilzeit eines sonnenähnlichen Sterns auf der Hauptreihe auf etwa sieben bis acht Milliarden Jahre.

Hat sich genug Helium im Kern angesammelt, beginnt auch dieses zu brennen und es liegen nunmehr zwei Energiequellen des Sternes vor. Dabei bläht sich der Stern langsam auf. Dabei kühlt sich die äußere Hülle durch die Ausdehnung ab und der Stern leuchtet im rötlichen Licht: Ein Roter Riese ist entstanden.

Weitere Schritte bei sonnenähnlichen Sternen:

Kohlenstoffkern – Instabilität – Pulsation – Abblasen der äußeren Hülle – Planetarischer Nebel – Sternschrumpfung – Weißer Zwerg.

Weitere Schritte bei massereicheren Sternen:

Heliumbrennen – Roter Überriese – Kohlenstoffbrennen bis zum Eisenbrennen – Sternkollaps – Supernova – Weißer Zwerg oder Neutronenstern oder Schwarzes Loch (abhängig von der verbliebenen Masse des Kerns nach dem Kollaps und Materieverlust).

Im Gegensatz zu den Planeten zeigen die Sterne keine Bewegungen zueinander. Man nennt sie daher auch Fixsterne. Langfristig gesehen ist dies allerdings nicht richtig. Die Sterne zeigen dann sehr unterschiedliche Eigenbewegungen, die in Jahrzehntausenden oder Jahrhunderttausenden dazu führen, daß unsere heutigen Sternbilder ihre Gestalt verändern. Die Eigenbewegungen der Sterne wurden 1718 von E.Halley entdeckt. Sie zeigen zunächst nur die Projektion der tatsächlichen räumlichen Bewegung eines Stern gegen die Himmelssphäre. Um die wirkliche Raumbewegung eines Sterns zu erfahren, muß auch noch bekannt sein, ob sich ein Stern auf uns zu oder von uns weg bewegt.

Auch unsere Sonne bewegt sich mitsamt den Planeten durch den Raum, und zwar in Bezug auf die Nachbarsterne mit einer Geschwindigkeit von knapp 20 km/s in Richtung auf den östlichen Teil des Sternbilds Herkules.

Die Sterne sind Gaskugeln wie unsere Sonne, jedoch so weit entfernt, daß sie auch in großen Fernrohren nur als Punkte erscheinen. Man gibt die Entfernung in Lichtjahren an. Ein Lichtjahr ist die Strecke, die das Licht bei einer Geschwindigkeit von 300 000 km/s in einem Jahr zurücklegt. Das sind rund 9.5 Billionen km. Der nächste Stern ist Proxima Centauri, ein Begleiter von Alpha Centauri. Er ist 4.3 Lichtjahre entfernt.

Die verschiedenen Sterntypen

Unsere Sonne ist in jeder Hinsicht ein ziemlich durchschnittlicher Stern. Viele andere Sterne können sich deutlich davon unterscheiden:

Durchmesser: 2400facher Sonnendurchmesser (Roter Riese) bis Erdgröße (Weißer Zwerg), Neutronensterne (20 – 30 km Durchmesser) und Schwarze Löcher.

Masse: 100fache Sonnenmasse (Blauweiße Überriesen) bis 0,08 Sonnenmassen (Rote Zwerge), sog. Braune Zwerge (sind keine eigentlichen Sterne).

Leuchtkraft (Absolute Helligkeit): 1Millionfache Sonnenleuchtkraft (Blauweiße Überriesen) bis 1/100.000 der Sonnenleuchtkraft (Rote Zwerge).

Temperatur und Farbe: 3000°C Oberfläche (Rote Sterne) bis 100 000°C (Blauweiße Sterne), 10 Millionen Grad Zentraltemperatur (Rote Zwerge) bis 1 Milliarden Grad (Rote Riesen).

Dichte: 1 t/cm3 bzw. 10 bis 100 Mill. t/cm3 (Weiße Zwerge und Neutronensterne), bei Schwarzen Löchern darüber, bis 10-7 g/cm3 (Roter Riese).

Die Farbe der Sterne ist ein ungefähres Maß für die Temperatur der Sternoberfläche, die von rund 40 000 °C bei bläulich weißen Sternen bis herunter zu 3 000 °C bei einem tiefroten Stern reichen kann; einige wenige Sterne liegen sogar noch jenseits dieser Grenzen. Das Erkennen der Farbe hängt stark von der benutzten Ausrüstung und dem Farbsehvermögen des Betrachters ab; bei geringen Helligkeiten sind Farben nicht einfach zu erkennen.

Spektralklassen

Von der Oberflächentemperatur (und der Zusammensetzung) eines Sterns hängt es ab, welche Elemente ihre Spuren in seinem Spektrum hinterlassen, und so ist die Angabe der Spektralklasse in Sternkatalogen eine wissenschaftlich exakte Beschreibung der Oberflächentemperatur. Die Spektralklassen reichen (von „heiß“ nach „kalt“) von O über B, A, F, G und K bis M; daneben gibt es noch Sonderklassen wie R, N, S, C, WN und WC. Jede Klasse wird in 10 Stufen unterteilt. Sterne unterscheiden sich auch hinsichtlich ihrer Größe und Energieabgabe.

Scheinbare Helligkeiten

Die Helligkeitsklassen der Sterne wurde vor etwa 2100 Jahren vom griechischen Astronomen Hipparchos eingeführt. Er teilte die Sterne in Größenklassen ein und zählte von der 1. Größe (den hellsten Sternen) bis zur 6. Größenklasse, deren Mitglieder am dunklen Himmel mit bloßem Auge gerade noch gesehen werden können; das Symbol für diese scheinbaren Größenklassen ist das hochgestellte „m“ für „magnitudo“.Dem Auge erscheint ein Stern erster Größe um den gleichen Wert heller als ein Stern zweiter Größe, den dieser heller ist als ein Stern dritter Größe, und so fort. In Wirklichkeit unterscheiden sich die Sternhelligkeiten jedoch nicht um konstante Stufen, sondern durch ein konstantes Verhältnis (2.512 zu 1), so daß wir von einem Stern erster Größe hundertmal soviel Licht empfangen wie von einem Stern sechster Größe.

Absolute Helligkeiten

Um die wahren Helligkeiten der Sterne miteinander vergleichen zu können, haben die Astronomen das System der absoluten Helligkeit eingeführt. Dazu rücken sie rein rechnerisch gleichsam alle Sterne in eine Einheitsentfernung von 10 parsec oder knapp 33 Lichtjahren und nennen die Helligkeit, mit der ein Stern dann erschiene, die „absolute“ Helligkeit; das entsprechende Symbol ist ein hochgestelltes „M“.

Auch heute noch sind Sternentfernungen schwierig zu bestimmen. Die Astronomen arbeiten mit Parsec (als Abkürzung für Parallaxen-Sekunde): ein Stern ist ein Parsec (1pc) entfernt, wenn von ihm aus gesehen der Erdbahnradius unter dem Winkel von einer Bogensekunde erscheint. Diese Strecke entspricht 3.26 Lichtjahren, 206 265 astronomischen Einheiten oder rund 31 Billionen Kilometern; galaktische und extragalaktische Distanzen belaufen sich auf Kiloparsec (kpc) uns Megaparsec (Mpc).

Bislang war die Rede von scheinbarer Helligkeit, ausgedrückt durch ein hochgestelltes m, die natürlich von der Entfernung des Sterns beeinflußt wird. Für direkte Vergleiche der wirklichen Leuchtkraft verwenden die Astronomen die absolute Helligkeit (M), die auf eine Standardentfernung von 10pc bezogen wird.

Sonderformen: Doppelsterne – Veränderliche Sterne

Lebenslauf eines Sterns: Wolke – Protostern – Stern – Roter Riese – Weißer Zwerg oder Neutronenstern oder Schwarzes Loch