Die Sonne - das Zentralgestirn unseres Sonnensystems

Die Sonne ist der Zentralstern unseres Sonnensystems. Gemessen an anderen Sternen ist die Sonne nur ein Stern mittlerer Größe und durchschnittlich hell, obgleich die überwiegende Mehrheit der Sterne in ihrer Nachbarschaft noch kleiner und somit lichtschwächer sind.

Eigenschaften der Sonne

Die Sonne ist ein Zwergstern des Spektraltyps G2 mit einer Oberflächentemperatur von ungefähr 5.500° Celsius. Wie alle Sterne stellt sie eine Kugel aus heißem Gas dar, die ihre Energie durch die Kernfusion im Zentrum bei Temperaturen um 15 Millionen Grad Kelvin gewinnt. Jede Sekunde verliert die Sonne durch atomare Verschmelzung von Wasserstoff in Helium rund 4 Millionen Tonnen an Masse.

Zentrum oder Kern der Sonne

Die gesamte von der Sonne produzierte Energie stammt ausschließlich aus ihrem Kern, dem Sonnenzentrum. Beachtlich ist, daß der Kern der Sonne nur einen Anteil von etwa eineinhalb Prozent vom gesamten inneren Volumen der Sonne umfaßt,  jedoch gleichzeitig etwa die Hälfte der Sonnenmasse in sich konzentriert. Im Sonnenzentrum herrscht eine unvorstellbar hohe Temperatur. Sie beträgt etwa 15.000.000° Kelvin. Auch der im Kern vorhandene Druck ist enorm. Er erreicht etwa das dreihundertfache des Druck, der bei uns auf der Erde bei Normal Null vorhanden ist. Die Sonnenmasse besteht zu etwa neunundneunzig Prozent aus Wasserstoff und Helium. Erst die Summe all dieser Umstände ermöglicht es unserer Sonne in ihrem Zentrum fortwährend Energie zu gewinnen. Die Energiegewinnung im Sonnenkern läuft dabei in einem Kernfussionsprozeß ab, in dem  vier Wasserstoffkerne zu einem Heliumkern verschmelzen. Diesen Vorgang bezeichnet man auch als Proton-Proton-Prozeß.

Die Strahlungszone der Sonne

Rund um den Kern der Sonne erstreckt sich die etwa 5.000.000° Kelvin warme Strahlungszone, in der die Dichte wesentlich niedriger ist als im Sonnenzentrum. Daher können in dieser Zone auch keine Kernfussionsprozeße ablaufen. Im Gebiet der Strahlungszone stoßen hochenergetische, während der Fusion erzeugte Photonen mit Elektronen und Ionen zusammen, die als Licht und Hitze zurückgestrahlt werden. In der Strahlungszone wird also die Sonnenenergie als Gammastrahlung (Elektro-Magnetische Strahlung) über die Emissions- und Absorptionsvorgänge nach außen getragen. Dabei entsteht auch Strahlung im Bereich größerer Wellenlängen.

Die Konvektionszone der Sonne

Auf die Strahlungszone folgt die Konvektionszone, die direkt unterhalb der Sonnenoberfläche beginnt und bis zu 200.000 Kilometer ins Sonneninnere hineinragt. In der Konvektionszone herrscht eine Temperatur von etwa 2.000.000° Kelvin. Im Gebiet der Strahlungszone kommt es zu so genannten Rekombinationen der zuvor in der Strahlungszone ionisierten Atome. In der Konvektionszone steigen also Gasströme auf, in denen die freiwerdende Energie weiter nach außen an die Oberfläche transportiert wird, bevor das Gas wieder absinkt, um sich dann erneut aufzuheizen. Diese Zirkulationsströme sind die Ursache für die gesprenkelte Oberflächenstruktur der Sonne, die so genannte Granulation.

Die Photosphäre der Sonne

Die Oberflächenschicht der Sonne, die Photosphäre genannt wird, fungiert als Trennschicht zwischen den äußeren Sonnenschichten und inneren und von hier aus wird auch die Wärme- und Strahlungsenergie unserer Sonne in den Weltraum hinaus getragen. Da in der Photosphäre das für das menschliche Auge wahrnehmbare Licht erzeugt wird, kann man die Photosphäre von der Erde aus beobachten. Man kann aber nur auf die Photosphäre blicken, nicht aber durch sie hindurch sehen. Von dem im Gebiet der Photosphäre vorhandenen Gasen sind nur noch etwa 0,1 Prozent ionisiert. Die Photosphäre ist relativ dünn. Ihre Dicke beträgt nur etwa dreihundert bis vierhundert Kilometer. 

Die Chromosphäre der Sonne

Die Chromosphäre der Sonne liegt direkt über der Photosphäre. Sie kann nur mit optischen Hilfsmitteln betrachtet werden, die das direkte Sonnenlicht mittels einer runden Abdeckscheibe blockieren. Nur während einer totalen Sonnenfinsternis kann man die Chromosphäre als leuchtenden, rosafarbenen Kranz um die Sonne herum von der Erde aus betrachten. Es ist äußerst spannend, die Chromosphäre zu beobachten, denn aus ihr schießen Spiculen, Flares und Protuberanzen heraus. Die Chromosphäre ist bis zu einer Höhe von etwa tausend Kilometern von ziemlich gleicher Beschaffenheit. In größeren Höhen unterliegt sie aber gewissen Dichteschwankungen. Wirft man einen Blick auf die in der Chromosphäre herrschenden Temperaturen, stellt man fest, daß sie von innen nach außen immer mehr ansteigt. Innen beträgt sie etwa 6.000° Kelvin und an der Grenze zur Korona ist sie bis auf cirka 20.000° Kelvin angestiegen.

Die Korona der Sonne

Die Sonnenkorona befindet sich über der Chromosphäre und geht in den interstellaren Raum über. Man kann sie auch als die Atmosphäre der Sonne bezeichnen. Sie beginnt in etwas bei einer Höhe von 15.000 Kilometern über der Sonne. Die Korona ist gekennzeichnet durch eine sehr geringe Dichte und eine unvorstellbar hohe Temperatur von normalerweise etwa 2.000.000° Kelvin, die in aktiven Regionen jedoch bis auf 9.000.000° Kelvin ansteigen kann. Die Korona wird durch das Sonnenmagnetfeld geformt und besteht aus ionisiertem Gas. Ihr Durchmesser beträgt mehrere Sonnendurchmesser. Die Korona ändert ihre Form mit dem Sonnenzyklus. Sie ist im Maximum relativ symmetrisch sowie rund und im Minimum sieht sie asymmetrisch aus. Man kann die Sonnenkorona nur außerhalb der Erdatmosphäre beobachten. Es gibt einige, unter anderem von der NASA betriebene Projekte, mit deren Hilfe die Korona ständig überwacht wird. Im Rahmen dieser Sonnenprojekte werden auch Fotos aufgenommen, auf denen man die verschiedensten Phänomene innerhalb der Sonnenkorona erkennen kann. Dazu zählen beispielsweise Koronale Massenauswürfe, Coronal Loops und Koronale Löcher. Die aktuellen Bilder solcher Phänomene finden sie auf meiner Seite Sonne aktuell, auf der auch Verweise zu den Erklärungen dieser Vorgänge auf der Sonne angegeben sind.

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