| |
Sonnensystem |
|
Unsere Sonnensystem besteht aus ganz vielen unterschiedlichen Himmelskörpern, die alle völlig verschieden aussehen. Im Zentrum steht natürlich die Sonne, ein faszinierender Stern, der aufgrund seiner Strahlung die Grundvoraussetzung für die Entwicklung von Leben auf unserer Erde ist. Umkreist wird die Sonne nicht nur von den Planeten und Zwergplaneten, auch Kleinkörper wie Kometen, Asteroiden und Meteroiden ziehen ihre kreisähnlichen Bahnen um die zentrale Sonne.
Betrachtet man die Abstände zwischen den einzelnen Himmelskörpern und der Sonne, so kann man sich die Entfernung am besten an Hand eines Gedankenexperiments klar machen. Angenommen, der Abstand zwischen der Erde und der Sonne entspräche einem Meter, dann wäre Merkur als sonnennächster Planet etwa 39 cm von der Sonne entfernt. Neptun hingegen als sonnenfernster Stern würde die Sonne mit einem Radius von etwa 30 Metern umkreisen. Proxima Centauri, der der Sonne nächstgelegene Planet hätte in diesem Modell etwa eine Entfernung von 270 km.
Etwa 99,9 % der Gesamtmasse unseres Sonnensystems befindet sich in der Sonne selber. Das heißt im Gegenzug, dass auf alle Himmelskörper zusammen nur etwa 0,3 % der Gesamtmasse fallen.
Auch vom Volumen der einzelnen Himmelskörper im Sonnensystem sticht die Sonne heraus. Angenommen, das Volumen der Erde entspräche einer Stadt mit einer Einwohnerzahl von 10 000 Menschen, so käme die Einwohnerzahl der Sonne auf etwa 13 Milliarden. Merkur ist der kleinste Planet, sein Volumen wäre vergleichbar mit einem Dorf von etwa 560 Einwohnern. Jupiter als größter Planet wäre mit einer Metropole von fast 13 Millionen Einwohnern vergleichbar.
Die Anziehungskraft ist auf den verschiedenen Planeten sehr unterschiedlich. Ein übliche Personenwaage würde bei einer Person mit 80 kg Masse auf Merkur und Mars nur 30 kg anzeigen, auf Jupiter hingegen wäre ganze 202 kg ablesbar. Rekordhalter ist wiederum die Sonne. Hier würde die Anzeige der Waage bei etwa 2200 kg stehen bleiben.
Astronomische Einheiten
Die Astronomie ist eine Wissenschaft von gewaltigen Dimensionen. Nicht selten benutzt man umgangssprachliche auch das Wort „astronomisch“ um unermessliche Größen zu betonen. Die üblichen Einheiten wie Zentimeter, Meter und Kilometer, zu denen wir ein natürliches Gefühl aufgebaut haben, kommen an ihre Grenzen. Aus diesem Grund verwendet man gerne neue Einheiten. Zwei wichtige Einheiten seien hier nun eingeführt:
Die Astronomische Einheit (AE) ist ein Längenmaß und entspricht dem mittleren Abstand zwischen Sonne und Erde. Laut Definition misst 1 AE exakt 149 597 870 700 Meter.
Das Lichtjahr ist ebenso ein Längenmaß und keine Zeiteinheit. Ein Lichtjahr entspricht der Strecke, die das Licht im Vakuum während eines Kalenderjahres zurücklegt. Das sind 9,46 ⋅ 1012 km. Ebenso sind die Begriffe Lichtminute, Lichtsekunde, etc. üblich.
Beispielsweise beträgt die mittlere Entfernung zwischen der Sonne und Neptun etwa 4,17 Lichtstunden. Das sind etwa 30 AE.
PlanetenSchon im Altertum stellte man durch Beobachtung der äußeren Planeten fest, dass sich ihre Position vor dem Hintergrund der Fixsterne verändert. Manchmal kommt es sogar vor, dass die Planeten ihre Bewegungsrichtung umkehren und scheinbar Schleifen durchlaufen. Demzufolge gab man diesen Himmelskörpern den Namen „Planeten“, was auf ein griechisches Wort für "Umherschweifender" zurückgeht.
Für dieses Phänomen der Planetenschleifen fanden die Griechen, die von einem geozentrischen Weltbild ausgingen, ein erstaunlich gutes Modell: Sie gingen davon aus, dass sich die Planeten auf großen Kreisbahnen um die Erde bewegen und dann um einen festen Punkt auf dieser Kreisbahn rotieren (sogenannte "Hilfskreise" oder "Epizykel"). Bei passenden Rotationsgeschwindigkeiten ergeben sich tatsächlich Schleifen.
Johannes Kepler war es dann, der die Sonne in den Mittelpunkt stellte. Auch in diesem heliozentrischen Weltbild lassen sich die Planetenschleifen geometrisch erklären. Durch unterschiedliche Bahngeschwindigkeiten scheinen die Planeten in der Projektion auf den Fixsternhimmel Schleifen zu durchlaufen.
Mit Hilfe von Raumsonden war es seit der Mitte des vergangenen Jahrhunderts möglich, die einzelnen Planeten genauer zu untersuchen. Sie dringen in Bereiche vor, die noch nie zuvor ein Mensch gesehen hat. Ihre Messdaten werden dabei häufig per Funk an die Erde zurückgesendet. Selbst Gesteinsproben konnten bereits von verschiedenen Planeten auf die Erde zurückgebracht werden. So war es möglich, die genaue Zusammensetzung der Planeten zu erforschen und Karten der Oberfläche zu zeichnen. All diese unbemannten Erkundungsflüge haben ein völlig neues un genaues Bild des Sonnensystems entwickelt und Fotos aus fernsten Welten aufgezeichnet.
Nach unseren Vorstellung ist Wasser in flüssiger Form eine der wichtigsten Grundlagen für biologisches Leben. Der Abstandsbereich, in dem sich nun allgemein ein Planet von seinem Zentralgestirn befinden muss, sodass die richtige Temperatur herrscht, nennt sich "habitable Zone". Bei unserem Sonnensystem befindet sich diese habitable Zone etwa zwischen 0,95 AE und 1,4 AE. Nur die Erde befindet sich in diesem Bereich, Venus (zu heiß) und Mars (zu kalt) liegen an ihren Rändern. Im Lauf der Jahrmillionen wird sich die habitable Zone aufgrund des Wachstums der Sonne nach außen verschieben.
Auch andere Sterne haben umkreisende Planeten, sogenannte Exoplaneten. 2019 erhielten die beiden Astronomen Michel Mayor und Didier Queloz von der Universität Genf den Nobelpreis für Physik für die Entdeckung des ersten Exoplaneten. Auf der Suche nach außerirdischen Leben sollte man also Exoplanenten in den jeweiligen habitablen Zonen suchen. Wo genau diese liegt hängt natürlich von der Energieabstrahlung des Zentralgestirns ab. Bei kleineren schwächeren Sterne liegt sie näher am Stern selber, bei aktiveren Sterne weiter entfernt.
SonneDie Sonne ist als Zentrum unseres Sonnensystems der Ursprung und Quell allen Lebens auf der Erde. Sie erwärmt Ozeane und Kontinente und steuert Wind und Wetter. Sie ist zwar nur ein Stern unter vielen, für unser Sonnensystem ist sie jedoch bei weitem der wichtigste Himmelskörper.
Von einem weit entfernten Punkt im Weltall findet man die Sonne eher im Randbereich der Galaxie der Milchstraße, einem flachen scheibenähnlichen Sternenhaufen, der eine spiralförmige Struktur hat. Über 100 Milliarden weitere Sterne befinden sich in der Milchstraße, die alle um ein gemeinsames Zentrum inmitten der Galaxie wandern. Berechnungen haben ergeben, dass unsere Sonne etwa 240 Millionen Jahre benötigt um dieses Zentrum zu umkreisen.
Man geht davon aus, dass die Sonne ein Alter von etwa 4,6 Milliarden Jahre hat. Sie hat einen Radius von etwa 700 000 km und besitzt eine Masse von circa 1,9 ⋅ 1030 kg. Das ist nichts ungewöhnliches für einen Stern sondern eher Durchschnitt. Auch die Leuchtkraft ist nicht größer als bei anderen Sternen.
Die Sonne besteht hauptsächlich aus Wasserstoff und Helium. In ihrem Inneren verschmilzt dieser Wasserstoff in einer Kettenreaktion zu Helium. Dadurch entsteht die enorme Hitze, die im Kern 15 Millionen Grad erreicht. Selbst an der Sonnenoberfläche beträgt die Temperatur immer noch etwa 5800 K.
Aufbau
Die Sonne setzt sich einer Zwiebel ähnlich aus unterschiedlichen Schalen zusammen, die sich oft scharf gegeneinander abgrenzen lassen.
Ganz im Inneren der Sonne befindet sich der Kern, der bis zu 40 % der Sonnenmasse einnimmt. Unter hohem Druck, großer Dichte und bei extrem heißen Temperaturen fusionieren hier Wasserstoffkern zu Helium und setzen Energie frei. Die Kernzone ist also der Ursprung der Energiefreisetzung. In der anschließenden Strahlungszone wird die Energie in Form von Licht nach außen transportiert. Für die Lichtteilchen ist diese Schicht aber sehr dicht, sodass die Lichtteilchen durch ständiges Absorbieren, Streuen und Emittieren mehrere Millionen Jahre zur Durchdringung benötigen. Nach außen hin kommt dann ein weiterer Effekt des Energietransportes hinzu. Durch Konvektion steigen nun heiße Wasserstoffblasen auf und transportieren so in der Konvektionszone die Wärme aus dem Inneren weiter nach außen. Die abgekühlte Materie sinkt dann wieder in das Innere der Sonne ab, wo sie aufs Neue erhitzt wird. Die Fotosphäre ist die sichtbare Oberfläche der Erde und hat eine Temperatur von etwa 5800K. Die gesamte Energie aus dem Sonneninneren wird hier in sichtbares Licht umgewandelt und anschließend ins kalte Weltall ausgesendet. Die Chromosphäre und die Korona bilden die Sonnenatmosphäre. In der Chromosphäre steigt die Temperatur erneut an. Hier kommt es auch zur Absorption einzelner Farben wodurch charakteristische Spektren entstehen. Bei einer Sonnenfinsternis ist diese Schicht als rötlicher Saum erkennbar. Ebenso ist die anschließende Korona nur bei Sonnenabdeckung als helle zackige "Krone" sichtbar. Sie besteht aus einem sehr dünnen Gas, das bis zu mehreren Millionen Grad Celsius heiß werden kann. Ihre Lichtstrahlen können sich etliche Kilometer in den Weltraum ausdehnen. Außerordentlich beeindruckend ist der Anblick der sich ständig ändernden Korona bei einer totalen Sonnenfinsternis.
Energie
Pro Sekunde strahlt die Sonne die unvorstellbare Energiemenge von 3,85 ⋅ 1026 J ab. Ein Teil davon erreicht unsere Erde und kurbelt das Klima und das Wachstum der Biomasse an. Die enorme Energieerzeugung wird dabei auf eine Kernreaktion in der Sonne zurückgeführt, bei welcher Wasserstoff zu Helium verschmilzt. Diese Kernfusionen von leichten zu schweren Kernen finden unter sehr hohen Temperaturen von über 10 Millionen Kelvin und bei unvorstellbarem Druck von über 100 Milliarden Bar statt.
Die Fusion in der Sonne erfolgt in drei Etappen: In einem ersten Schritt verschmelzen zwei Protonen zu sogenanntem Deuterium, einem Kern aus einem Proton und einem Neutron. Dabei wird Energie freigesetzt. Allerdings ist diese Fusion sehr unwahrscheinlich, sie tritt also nur sehr selten auf. Normalerweise stoßen sich die Protonen nämlich wegen ihrer gleichnamigen positiven Ladung ab. Nur aufgrund der extremen Bedingungen im Sonneninneren kann es vorkommen, dass es zu einer Kolliosion und Verschmelzung kommt. Anschließend können Deuteriumkerne mit einem weiteren Proton zu Helium 3 fusionieren. Wiederum wird dabei Energie frei. Am meisten Energie entsteht jedoch im dritten Schritt: Dabei fusionieren zwei Helium 3 Kerne zu Helium (2 Protonen und 2 Neutronen). Außerdem werden 2 Protonen freigesetzt.
Insgesamt dauert der Fusionsvorgang vom Wasserstoff zum Helium etwa 1010 Jahre. Die lange Lebensdauer der Sonne lässt sich so erklären. Bei der Fusion von einem einzigen Gramm Wasserstoff wird etwa die gleiche Menge Energie freigesetzt wie bei der Verbrennung von elf Tonnen Kohle.
Aufgaben zu den Planeten:
Aufgabe 1: Sonnensystem in ZahlenAufgaben zur Sonne:
Aufgabe 6: Kernfusion