Sonne

Die Sonne ist der zentrale Stern unseres Sonnensystems. Obwohl sie für unser Planetensystem von großer Bedeutung ist, handelt er sich, verglichen mit anderen Sternen im Weltall, um einen Stern von eher durchschnittlicher Größe und Helligkeit. Er ist ein normaler Stern der Klasse G2 V. Seine Entfernung zum Zentrum der Milchstraße beträgt 28.000 Lichtjahre. Die Sonne ist eine riesige Kugel aus Gas (hauptsächlich Wasserstoff und Helium), die sich in verschiedene Schichten unterteilen lässt.

Auf Grund von theoretischen Modellen sowie von Beobachtungen geht man heute davon aus, dass im Zentrum ein Kern liegt, wo durch Kernfusion Wasserstoff in Helium umgewandelt wird Dieser Kern ist von der Strahlungszone und der Konvektionszone umgeben. Die äußeren Schichten werden durch die Photosphäre, die Chromosphäre und die Korona gebildet.

Die Sonne, zumindest deren Oberfläche, dreht sich. So braucht eine Umdrehung in Äquatornähe 25,4 Erdentage und in Polnähe 35 Tage. das bedeutet, der Äquator dreht sich schneller als die Pole. Das kommt daher, dass die Sonne keinen festen Kern hat, sondern ein riesengroßer brennender Gas-Ball ist

Durch diese ungleiche Rotation des elektrisch geladenen Gases in der Sonne bildet sich ein starkes, komplexes und zum Teil verzerrtes Magnetfeld . Teile des Felds steigen durch die Photosphäre auf in die Korona und bilden verschlungene Bögen, die ständig reißen und sich wieder neu verbinden. Dieses Magnetfeld ist wohl für viele der spektakulärsten Phänomene auf der Sonne verantwortlich. Dort, wo es durch die Photosphäre stößt, tauchen dunkle, als Sonnenflecken bezeichnete Bereiche und helle Regionen auf; gewaltige Gasfontänen - Protuberanzen und Filamente - schießen heraus, von denen manche größer als die Erde sind; und manchmal ereignen sich gewaltige Explosionen, die Sonnen-Flares. Der Einflussbereich des Magnetfelds, die Heliosphäre, reicht bis an die Grenzen des Sonnensystems.

Der Kern

Obwohl sich der Kern der Sonne der Beobachtung entzieht, weiß man dennoch ziemlich genau über die Vorgänge im Inneren Bescheid. Im Kern herrschen extrem hohe Temperaturen und enorme Druckverhältnisse. (15 Mio Grad bei einem Druck von 100g/cm³). Auf Grund dieser Bedingungen kommt es zur Kernfusion, in der Wasserstoff in Helium umgewandelt wird. Bei diesem Vorgang werden riesige Mengen von Energie frei. In jeder Sekunde verbraucht die Sonne 564 Millionen Tonnen  Wasserstoff, um daraus 560 Millionen Tonnen Helium zu gewinnen. Die restlichen 4 Millionen Tonnen, also 0,7% des Brennstoffes werden in Sonnenenergie umgewandelt, die die Sonne zum Leuchten bringt und unser Leben erst ermöglicht.

Die bei der Kernfusion produzierte Energie verhindert, dass die Sonne auf Grund ihrer Masse in sich zusammenfällt. Somit befindet sich unser Stern seit ca. 4,5 Mrd. Jahren im Gleichgewicht zwischen diesen beiden Kräften. Man geht davon aus, dass die Menge des im Kern vorhandenen Wasserstoffs ausreicht, um die Sonne ungefähr noch einmal so lange stabil zu halten. Die einzigen durch die Kernfusion gebildeten Teilchen, die die Sonne ohne weitere Wechselwirkung mit der umgebenden Materie verlassen, sind die sogenannten Neutrinos. Mit ihrer Hilfe lassen sich deshalb Informationen „aus erster Hand“ über die Vorgänge im Inneren der Sonne gewinnen.

Die Strahlungszone

Durch die Kernreaktionen im Inneren der Sonne werden hauptsächlich Gammastrahlen produziert, die sofort an die Oberfläche dringen würden, wenn nicht weitere Schichten den Kern umschließen würden. Die Gammastrahlen werden von der nächstäußeren Sphäre, der so genannten Strahlungszone, absorbiert. Ihren Namen hat die Zone, weil die Photonen sich dort mittels Strahlung verbreiten.

Diese Absorptions- und Emissionsprozesse wiederholen sich so oft, dass die in Form von Gammastrahlen emittierte Energie mehrere Millionen Jahre braucht, um an die Sonnenoberfläche zu gelangen. Das bedeutet, dass das Licht, das auf die Erde eintrifft, von einer Energie stammt, die vor Millionen von Jahren im Inneren der Sonne produziert worden ist.

Die Konvektionszone

Durch ständigen und heftigen Zusammenprall verlieren die Gammastrahlen ständig an Energie, sodass diese schließlich gleich hoch wie die Wärmeenergie der solaren Materie in dieser Zone ist. Unter diesen Bedingungen können die so genannten Konvektionsprozesse stattfinden. In dieser Konvektionszone wird das Gas durch die nach oben dringende Strahlung erwärmt und dehnt sich dadurch aus, sodass es an die Oberfläche hochsteigt und die absorbierte Energie wieder abgibt. Durch die dadurch eintretende Abkühlung und Verdichtung sinkt das Gas schließlich wieder ab und der Zyklus beginnt von neuem. Dieser Vorgang wird als Konvektion bezeichnet.

Photosphäre und Sonnenflecken

Die äußeren Schichten der Sonne werden von der Photosphäre und der Chromosphäre gebildet. Die Photosphäre, die als einzige Schicht auch sichtbar ist, hat eine Stärke von ca. 500 km und weist eine Temperatur von ca. 5.700°C auf. Sie ist nicht gleichmäßig hell, sondern setzt sich aus vielen kleinen Granula zusammen, die einem ständigen Wandel unterworfen sind.

In der Photosphäre gibt es Regionen, die etwas dunkler sind und in denen die Temperatur mit ca. 4000 °C unter den 5700 °C der übrigen Oberfläche liegt. Es handelt sich dabei um so genannte Sonnenflecken, die durch Magnetfelder erzeugt werden.

Sonnenflecken

Die Sonnenflecken erscheinen etwas dunkler als ihre Umgebung, da sie vergleichsweise kühler sind. Der Kern des Sonnenflecks, Umbra genannt, ist von der Penumbra (Halbschatten) umgeben. Die Temperatur in der Umbra beträgt rund 4000 °C (das sind bis zu 1700 °C kühler als in der Photosphäre), während in der Penumbra Temperaturen von über 5000 °C herrschen. Außerdem liegt die Helligkeit der Umbra bei etwa 32%, die der Penumbra bei 80% der umgebenden Photosphäre. Die niedrigeren Temperaturen im Inneren der Sonnenflecken sind auf die riesigen Magnetfelder in diesen Regionen zurückzuführen. Die Magnetfelder behindern die Konvektion, sodass die Sonnenenergie an diesen Stellen nicht vollständig nach außen dringen kann.

Die Sonnenflecken können Ausmaße von 7.000 bis 50.000 km erreichen und sind sogar mit bloßem Auge sichtbar, was jedoch nur unter Zuhilfenahme von entsprechenden Filtern geschehen sollte. Diese Flecken können einzeln auftreten, meist aber findet man sie in Gruppen. Für die Bewegung der Sonnenflecken auf der Sonnenoberfläche ist von Bedeutung, dass die Rotation der Sonne auf Grund ihrer gasförmigen Struktur mit unterschiedlicher Geschwindigkeit erfolgt. Die Rotationsperiode beträgt am Äquator 25 Tage, an den Polen 35 Tage.

Sonnenfleckenzyklus

Seit dem 18. Jahrhundert ist bekannt, dass die Sonnenaktivität, und damit das Auftreten und die Häufigkeit von Sonnenflecken, einem regelmäßigen Zyklus folgen. Im Laufe des Zyklus nimmt die Häufigkeit der Sonnenflecken beständig zu, bis sie ein so genanntes Maximum erreicht hat. Danach nimmt ihre Häufigkeit bis zum Ausgangspunkt, dem so genannten Minimum, wieder ab. Die durchschnittliche Dauer eines solchen Zyklus beträgt 11,07 Jahre; ein Zyklus kann aber auch zwischen 7 und 15 Jahre dauern.

Im Minimum des Zyklus kann es vorkommen, dass tage-, ja sogar wochenlang keine Sonnenflecken zu sehen sind, während im Maximum ein bis zwei Dutzend Sonnenfleckengruppen registriert werden kann.

Protuberanzen und Flares

Ein ebenfalls häufig auftretendes Phänomen sind jene hellen Lichtausbrüche, die mit dem englischen Ausdruck flare (=helles, flackerndes Licht) bezeichnet werden. Diese erscheinen meist in unmittelbarer Nähe von Sonnenflecken und bedecken relativ große Regionen. Ein solcher Lichtausbruch kann zwischen einigen Minuten und einigen Stunden dauern. Die Phase, wo am meisten Energie ausgestoßen wird, ist auch gleichzeitig die hellste und dauert nur wenige Minuten an. Diesem heftigen Lichtausbruch geht ein wachsender Ausstoß von Röntgenstrahlen, UV-Strahlen und den so genannten Halpha-Linien des Wasserstoffs, voran. Neben diesen Emissionen werden auch große Menge von Radiowellen erzeugt, die auf der Erde mühelos empfangen werden können.

Ein weiteres auffälliges Phänomen an der Sonnenoberfläche sind die Protuberanzen, die sich allerdings weniger heftig bemerkbar machen. Es handelt sich dabei um vergleichsweise kühlere Gaswolken in der heißen Korona, die bis über 100.000 km emporsteigen können. Dabei bilden sie oft spektakuläre Bögen, die den Linien des Magnetfeldes der Sonne folgen. Die Dauer solcher Protuberanzen kann zwischen mehreren Minuten und einigen Tagen betragen.

Chromosphäre und Korona

An die Photosphäre schließt die Chromosphäre  an. In dieser Schicht der Sonnenatmosphären finden viele Sonnenaktivitäten statt. Feurige Gasströme schießen bis in 10.000 km Höhe auf; es kommt auch zu starken Energie- und Strahlungsausbrüchen (Eruptionen, Flares), und strahlend helle Protuberanzen erheben sich über die Sonne. Ursache hierfür Unregelmäßigkeiten im Magnetfeld der Sonne.

Die Temperatur dieser 8.000 km dicken Schicht steigt mit zunehmender Entfernung von der Sonne von etwa 4.000 Grad auf 500.000 Grad an.

Bei einer totalen Sonnenfinsternis ist die Chromosphäre als rötliche Sichel oder Ring erkennbar. Wenn man das Licht, das von der Chromsphäre produziert wird, mit geeigneten Instrumenten betrachtet, sieht man flammenähnliche Gebilde an der Oberfläche, die 1.000 km dick und über 10.000 km hoch werden können. Diese so genannten Spikulen sind Gaseruptionen, die meist nur wenige Minuten andauern.

Die äußerste Schicht der Sonne wird von der Korona gebildet, in der der Wasserstoff bereits extrem dünn ist, wo aber Temperaturen von über 1 Mio. Grad herrschen. Die Form der Korona variiert entsprechend des 11-jährigen Sonnenfleckenzyklus. Die Korona konnte früher nur während einer totalen Sonnenfinsternis beobachtet werden. Heute behilft man sich mit einem so genannten Koronografen. Das Gas der Korona hat keine sehr hohe Leuchtkraft, gibt aber beträchtliche Energiemengen in Form von Röntgenstrahlen ab.

Sonnenwind

Die Sonne emittiert große Mengen an geladenen Teilchen, die wie ein unablässiger Strom von der Sonne fortgetragen werden. Dieser Materiestrom wird Sonnenwind genannt und besteht aus Protonen, Elektronen und einer kleine Beimengung von schweren Ionen. In der Umgebung der Erde erreicht der Sonnenwind eine Geschwindigkeit von ca. 500 km/s und hat eine Dichte von lediglich 10 Teilchen pro cm³, wobei die Dichte aber auch bis zum 10fachen  ansteigen kann.

Der Sonnenwind strömt nicht unendlich in den Raum hinaus, sondern verliert seine kinetische Energie, weil die Teilchen früher oder später in Kontakt mit dem interplanetaren Gas kommen.

Wenn die elektrisch geladenen Teilchen des Sonnenwinds in die äußeren Schichten der Erdatmosphäre eindringen, kommt es zu einem spektakulären Naturschauspiel, dem Polarlicht. Dieses entsteht dadurch, dass die Teilchen des Sonnenwinds mit den Atomen der Lufthülle zusammentreffen und diese zum Leuchten anregen.

Quelle der Bilder: Wikipedia