Kurz-Info
Die Sonne ist der zentrale Stern unseres Sonnensystems. Obwohl sie für unser Planetensystem von großer Bedeutung ist, handelt es sich, verglichen mit anderen Sternen im Weltall, um einen Stern von eher durchschnittlicher Größe und Helligkeit. Die Sonne ist eine riesige Kugel aus Gas (hauptsächlich Wasserstoff und Helium), die sich in verschiedene Schichten unterteilen lässt. [ Sonnenaufgang Slide-Show ]

Aufgrund 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 wurden durch die Photosphäre, die Chromosphäre und die Korona gebildet. Die nächstgelegenen Fixsterne im Umkreis unseres Heimatplaneten. [ Sterne ]

Der Sonnenkern
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 Druckverhältnisse (15 Mio.°C). Aufgrund dieser Bedingungen kommt es zur Kernfusion, in der Wasserstoff in Helium umgewandelt wird. Bei diesem Vorgang werden riesige Mengen von Energie frei. So werden in jeder Sekunde 4 Mio. t Materie in Energie umgewandelt.

Die bei der Kernfusion produzierte Energie verhindert, dass die Sonne aufgrund 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. Das Sonnenlicht erhellt u.a. die Planeten [ Gedanken-Expirement ]

Die Strahlungs-Zone
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 diese Zone, weil die Photonen sich dort mittels Strahlung verbreiten. Diese Absorptions- und Emissionsprozesse wiederholen sich so oft, dass die in Form von Gammastrahlung emittierte Energie mehrere Millionen Jahre braucht, um an die Sonnenoberfläche zu gelangen, Das bedeutet, dass das Licht, das auf der Erde eintrifft, von einer Energie stammt, die vor Millionen von Jahren im Inneren der Sonne produziert worden ist.

Die Konvektions-Zone
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 Gas schließlich wieder ab und der Zyklus beginnt von neuem. Dieser Vorgang wird als Konvektion bezeichnet.

Photosphäre und Sonnenflecken
Die äußersten 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. 5700 °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. Sie wurden bereits in der Antike beobachtet, ohne dass jedoch ihre Wirkungsweise bekannt war. Im Mittelalter war es Galileo Galilei, der die Sonnenflecken wiederentdeckte. Die Beobachtung der Sonnenflecken führte unter anderem dazu, dass das aristotelisch/ptolemäische Weltbild angezweifelt wurde, da nach diesem Modell die Sterne als "vollkommene Körper" galten. Systematische Beobachtungen des Phänomens der Sonnenflecken wurden ab 1750 angestellt.

Die 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 Heiligkeit 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 von George Ellery Haie 1908 entdeckt wurden. Die Magnetfelder behindern die Konvektion, sodass die Sonnenenergie an diesen Stellen nicht nach außen dringen kann. [ Sonnenfleck Umbra ]

Größe der Sonnenflecken
Die Sonnenflecken können Ausmaße von 7000 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 aufgrund ihrer gasförmigen Struktur mit unterschiedlicher Geschwindigkeit erfolgt. Die Rotationsperiode beträgt am Äquator 27 Tage, an den Polen jedoch 31 Tage.

Der Sonnenflecken-Zyklus
Seit dem 18. Jahrhundert ist bekannt, dass die Sonnenaktivität, und damit das Auftreten und die Häufigkeit von Sonnenflecken, einem regelmäßigen Zyklus folgen. Im Laufe dieses 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 können. Das nächste Maximum wurde für den Beginn des Jahres 2001 erwartet.

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 H-alpha-Linien des Wasserstoffs, voran. Neben diesen Emissionen werden auch große Mengen 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. [ Protuberanzen 1 ] [ Protuberanzen 2 ]

Chromosphäre und Korona
An die Photosphäre schließt die Chromosphäre an, wo Temperaturen von bis zu 10.000 °C herrschen. Bei einer totalen Sonnenfinsternis ist die Chromosphäre als rötliche Sichel oder Ring erkennbar. Wenn man das Licht, das von der Chromosphäre produziert wird, mit adäquaten Instrumenten betrachtet, sieht man flammenähnliche Gebilde an der Oberfläche, die 1000 km dick und über 10.000 km hoch werden können. Diese so genannten Spikulen sind Gaseruptionen, die meist nur wenige Minuten andauern. [ Korona ]

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.° C herrschen. Die Form der Korona variiert entsprechend des 11 jährigen Sonnenfleckenzyklus. Während sie im Maximum ein symmetrisches Äußeres zeigt, ist sie im Minimum nur am Äquator zu erkennen. Die Korona konnte früher nur während einer totalen Sonnenfinsternis beobachtet werden; heute behilft man sich mit zu diesem Zweck mit sogenannten Koronografen. Das Gas der Korona hat keine sehr hohe Leuchtkraft, gibt aber beträchtliche Energiemengen in Form von Röntgenstrahlen ab, die mit entsprechenden Teleskopen wahrgenommen werden können.

Der 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 kleinen Beimengung von schweren Ionen. In der Umgebung der Erde erreicht der Sonnenwind Gschwindigkeiten von ca. 500 km/s und hat eine Dichte von lediglich ca. 10 Teilchen pro Kubikzentimeter. 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 grandiosen Naturschauspiel, dem Polarlicht Dieses entsteht dadurch, dass die Teilchen des Sonnenwinds mit den Atomen der Lufthülle zusammentreffen und diese zum Leuchten anregen. [ Polarlicht ]

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