Sonnenmasse
Die Sonnenmasse (Symbol M☉) ist die Masse unserer Sonne und dient in der Astronomie als Maßeinheit für Sterne, Schwarze Löcher und Galaxien. Eine Sonnenmasse beträgt rund 1,988 × 10³⁰ kg, also etwa 1,988 × 10²⁷ Tonnen (1,988 Quadrilliarden Tonnen). Das entspricht rund 333.000 Erdmassen.
Wie groß ist eine Sonnenmasse?
Der heute verwendete Wert liegt bei 1,9884 × 10³⁰ kg. Häufig liest man auch den älteren, gerundeten Wert 1,989 × 10³⁰ kg. Weil eine Zahl mit 31 Stellen kaum vorstellbar ist, geben Astronomen Massen von Himmelskörpern lieber als Vielfache der Sonnenmasse an: Ein Stern mit „2 M☉“ ist doppelt so schwer wie die Sonne.
Zum Vergleich mit anderen Objekten im Sonnensystem:
- Erde: Die Sonne ist rund 333.000-mal so schwer wie die Erde.
- Jupiter: Der Planet mit der meisten Masse hat etwa 1/1.047 Sonnenmasse, also rund 318 Erdmassen.
- Sonnensystem: Die Sonne vereint etwa 99,86 Prozent der gesamten Masse des Sonnensystems. Planeten, Monde, Asteroiden und Kometen teilen sich den Rest.
Auch das Volumen ist gewaltig: Mit einem Radius von rund 696.000 Kilometern passt die Erde etwa 1,3 Millionen Mal in die Sonne. Die mittlere Dichte liegt trotzdem nur bei etwa 1,4 g/cm³, weil die Sonne ein Gasball aus rund drei Vierteln Wasserstoff und einem Viertel Helium ist.
Wie wird die Masse der Sonne bestimmt?
Die Sonnenmasse ergibt sich aus der Bewegung der Planeten. Nach dem dritten Keplerschen Gesetz in der Form von Newton hängen Umlaufzeit und Bahngröße direkt von der Masse des Zentralkörpers ab:
G · M☉ = 4π² · a³ / T²
Setzt man für a die Astronomische Einheit (rund 149,6 Millionen Kilometer) und für T ein Jahr ein, erhält man das Produkt aus Gravitationskonstante G und Sonnenmasse. Dieses Produkt, die heliozentrische Gravitationskonstante, ist aus der Bahnverfolgung von Planeten und Raumsonden extrem genau bekannt. Die Internationale Astronomische Union (IAU) hat 2015 dafür den Nennwert GM☉ = 1,3271244 × 10²⁰ m³/s² festgelegt.
Die Masse selbst kennt man dagegen nur so genau wie G. Die Gravitationskonstante (6,674 × 10⁻¹¹ m³ kg⁻¹ s⁻²) ist im Labor schwer zu messen und gehört zu den am ungenauesten bekannten Naturkonstanten. Deshalb ist G der begrenzende Faktor: Die Sonnenmasse ist nur auf etwa vier bis fünf Stellen sicher, während GM☉ um viele Größenordnungen genauer bekannt ist. Die erste Labormessung, mit der sich die Masse von Erde und Sonne in Kilogramm angeben ließ, gelang Henry Cavendish 1798 mit einer Drehwaage.
Warum leuchtet die Sonne, und verliert sie dabei Masse?
Im Inneren der Sonne herrscht ein enormer Druck bei rund 15 Millionen Kelvin. Dort verwandelt Kernfusion Wasserstoff in Helium. Dabei geht ein kleiner Teil der Masse verloren und wird nach Albert Einsteins E = mc² als Energie in Form von Strahlung abgegeben. Aus der Leuchtkraft der Sonne (3,828 × 10²⁶ Watt) folgt ein Massenverlust von rund 4,3 Millionen Tonnen pro Sekunde. Hinzu kommt Materie, die der Sonnenwind fortträgt. Seit der Entstehung der Sonne vor rund 4,6 Milliarden Jahren hat die Strahlung trotzdem nur etwa 0,03 Prozent ihrer Masse aufgezehrt.
Wie entsteht ein Stern wie die Sonne?
Sterne bilden sich in kalten Wolken aus Gas- und Staubteilchen. Verdichtet sich ein Teil einer solchen Molekülwolke, zieht ihn die eigene Schwerkraft weiter zusammen. Im Zentrum entsteht ein Protostern, der sich aufheizt, bis im Kern die Wasserstofffusion zündet. Die Sonne entstand auf diese Weise vor rund 4,6 Milliarden Jahren, aus dem Rest der umgebenden Scheibe formten sich die Planeten. Die Masse, die ein Stern bei seiner Entstehung sammelt, legt fast seinen ganzen Lebensweg fest: Massereiche Sterne verbrauchen ihren Brennstoff viel schneller, die Sonne bleibt insgesamt rund 10 Milliarden Jahre auf der Hauptreihe. Mit ihrer Masse ist sie ein ganz normaler Stern der Spektralklasse G2, die meisten Sterne der Milchstraße sind sogar leichter.
Sterne und andere Objekte in Sonnenmassen
Die Masse bestimmt, wie ein Stern lebt und endet. Typische Größenordnungen:
| Objekt | Masse |
|---|---|
| Untergrenze für Wasserstofffusion (Rote Zwerge) | rund 0,08 M☉ |
| Weißer Zwerg, Obergrenze (Chandrasekhar-Grenze) | rund 1,4 M☉ |
| schwerster vermessener Neutronenstern (PSR J0740+6620) | rund 2,1 M☉ |
| Beteigeuze | Schätzungen rund 15 bis 20 M☉ |
| massereichste bekannte Sterne (R136a1) | Schätzungen um 200 M☉ |
| Sagittarius A*, Schwarzes Loch im Zentrum der Milchstraße | rund 4,3 Millionen M☉ |
| M87*, erstes abgebildetes Schwarzes Loch | rund 6,5 Milliarden M☉ |
| Milchstraße einschließlich Dunkler Materie | rund 1 bis 1,5 Billionen M☉ |
Unterhalb von etwa 0,08 Sonnenmassen zündet keine dauerhafte Wasserstofffusion; solche Objekte heißen Braune Zwerge. Sterne mit mindestens etwa 8 Sonnenmassen Anfangsmasse enden in einer Kernkollaps-Supernova. Supernovae vom Typ Ia folgen dagegen einem anderen Mechanismus: Dort explodiert ein Weißer Zwerg in einem Doppelsternsystem, wenn er sich der Chandrasekhar-Grenze nähert.
Häufige Fragen
Was ist die Sonnenmasse in kg?
Rund 1,988 × 10³⁰ kg, ausgeschrieben 1.988.000.000.000.000.000.000.000.000.000 kg.
Wie viele Sonnenmassen hat die Milchstraße?
Einschließlich der Dunklen Materie im Halo schätzt man rund 1 bis 1,5 Billionen Sonnenmassen. Die Sterne allein machen nur einen kleinen Teil davon aus.
Ab welcher Sonnenmasse entsteht ein Schwarzes Loch?
Eine scharfe Grenze gibt es nicht. Sterne mit mehr als etwa 20 bis 25 Sonnenmassen Anfangsmasse hinterlassen nach heutigem Verständnis häufig ein Schwarzes Loch, leichtere Kernkollaps-Sterne meist einen Neutronenstern.