Aufbau und Aktivität der Sonne

Die Sonne besteht aus heißen Gasen, doch wie genau ist ihr Inneres aufgebaut? Man weiß, dass im Zentrum der Sonne durch "Kernfusion" eine gewaltige Energie entsteht, die dann in Richtung Sonnenoberfläche wandert. Von dort aus wird sie ins ganze All abgestrahlt - auf der Erde ermöglicht sie das Leben. Und noch eine Frage stellt sich, nämlich die nach der Zukunft unserer Sonne.

Die Wissenschaft geht davon aus, dass die Sonne - wie alle anderen Sterne auch - nur eine begrenzte Lebenszeit hat. Demnach wird die Sonne eines Tages "ausbrennen", sich zu einem roten Riesenstern aufblähen und ganz zum Schluss zu einem erkalteten, inaktiven und unglaublich dichten "Weißen Zwerg" zusammen schrumpfen. Unsere Erde würde es dann schon lange nicht mehr geben. Doch noch ist unsere Sonne recht jung - bis zum "Sonnentod" soll es noch fünf Milliarden Jahre dauern.

In der "Atmosphäre", der äußeren Hülle der Sonne, unterscheidet man drei unterschiedliche Schichten: "Photosphäre", "Chromosphäre" und "Korona". (Das Wort "Atmosphäre" setzt sich aus zwei altgriechischen Begriffen zusammen - "atmós" bedeutet soviel wie "Dampf", "sphaira" bedeutet "Kugel".)

Die Atmosphäre wird nach außen hin immer dünner, bis sie fließend in den "interplanetaren Raum" übergeht ("interplanetar" bedeutet "zwischen den Planeten" - dieser Raum ist nicht leer, sondern immer noch geringfügig mit Gasen und Staub angereichert).

Was passiert in den äußeren Schichten der Sonne?

Die Photosphäre - auch "Lichtsphäre genannt - ist die für unser bloßes Auge sichtbare Sonnenoberfläche. Die Masse der Photosphäre besteht aus Wasserstoff (70 Prozent), Helium (28 Prozent) und schwereren Elementen (zwei Prozent). Sie ist etwa 200 Kilometer dick, die Temperaturen betragen hier im Durchschnitt cirka 6.000 Grad Celsius.

Die Photosphäre ist jedoch nicht überall gleich heiß - die Temperaturunterschiede sieht das menschliche Auge als Farb- beziehungsweise Helligkeitsunterschiede. Dadurch weist die sichtbare Sonnenoberfläche eine körnige Struktur auf, die man "Granulation" nennt. Die kornförmigen und besonders hellen Flecken sind heiße Materieströme, die aus dem Inneren der Sonne an die Oberfläche kommen. Jedes "Granulum" (Mehrzahl: "Granulen" oder "Granula") ist eine große Blase (bis zu 700 Kilometer im Durchmesser), die an die Oberfläche steigt, dort abkühlt und schließlich zerfällt.

Über der Photosphäre liegt die zweite Schicht der Sonnenatmosphäre, nämlich die Chromosphäre (auch "Farbsphäre" genannt). Die Chromosphäre ist rund 10.000 Kilometer dick, normalerweise kann man sie mit bloßem Auge nicht sehen. Einzige Ausnahme ist eine Sonnenfinsternis, wenn der Mond die viel hellere Photosphäre verdeckt - die Chromosphäre leuchtet dann für wenige Augenblicke in kräftigem Rot (daher rührt auch der Name - "Chromosphäre" bedeutet "Farbhülle"). Man kann die Chromosphäre aber auch sichtbar machen, indem man spezielle Filter verwendet, die für das Licht der Photosphäre undurchlässig sind. In der Chromosphäre werden die Temperaturen heißer (bis 10.000 Grad Celsius) - die aufsteigenden Sonnengranulen geben hier ihre Energie in Form von Wärme ab.

Nur bei Sonnenfinsternissen zu sehen: Die Korona

Über der Chromosphäre erhebt sich die äußerste Schicht der Sonnenatmosphäre, nämlich die Korona. Das Wort "Korona" ist ebenfalls altgriechisch und bedeutet "Krone" - gemeint ist in diesem Fall der "Strahlenkranz" der Sonne. Die Korona ist extrem heiß, da die Sonnenenergie hier nach außen abgestrahlt wird - die Temperaturen schwanken hier und steigen bis zu zwei Millionen Grad Celsius an. Die Korona hat keine scharfe äußere Grenze - nach mehreren Millionen Kilometern geht sie allmählich in den interplanetaren Raum über.

Die Korona ist für das menschliche Auge selbst mit Hilfsmitteln so gut wie unsichtbar (außer bei einer Sonnenfinsternis), weil ihr Licht von der Photosphäre völlig überstrahlt wird. Die Wissenschaft kann aber die Strahlung messen, die von der Sonnenkorona zur Erde gelangt. Das sichtbare Licht macht überhaupt nur einen ganz kleinen Teil der gesamten Sonnenstrahlung aus - die meiste Strahlung kann nur mit speziellen Geräten in "Sonnen-Oberservatorien" bestimmt werden. (Ein "Observatorium" ist ein Ort, an dem mit Unterstützung von wissenschaftlichen Instrumenten Beobachtungen gemacht werden.)

Aktivität im Inneren der Sonne

Im Inneren der Sonne entsteht Energie durch "Kernfusion" - einfach ausgedrückt ist eine Kernfusion eine Reaktion, bei der zwei Atomkerne miteinander verschmelzen ("Fusion" bedeutet "Verschmelzung"). Bei dieser Reaktion kann entweder Energie verbraucht oder aber freigesetzt werden - im ersten Fall spricht man von einer "endothermen", im zweiten Fall von einer "exothermen" Reaktion.

Im Fall der Sonne haben wir es natürlich mit einer exothermen Reaktion zu tun, bei der eine gewaltige Menge an Energie freigesetzt wird - man spricht von der "Proton-Proton-Reaktion". Die hauptsächlich beteiligten chemischen Bausteine sind Wasserstoff (chemisches Symbol "H") und Helium (chemisches Symbol "He"). Im Inneren der Sonne, wo die Proton-Proton-Reaktionen stattfinden, herrschen Temperaturen von mehr als hundert Millionen Grad Celsius vor.

Strahlungsenergie aus dem Kern

Einfach ausgedrückt sind es bei der Proton-Proton-Reaktion je vier Wasserstoffatomkerne, die über Zwischenschritte miteinander zu einem schwereren Heliumkern verschmelzen. Der neu entstandene Heliumkern ist etwas leichter als die vier Wasserstoffkerne - aus der verlorenen Masse entsteht die Energie. In der Sonne verschmelzen jede Sekunde 567 Millionen Tonnen Wasserstoff zu 562,8 Millionen Tonnen Helium - die Sonne wird in jeder Sekunde 4,2 Millionen Tonnen leichter. (Eine Tonne - das Abkürzungszeichen ist "t" - entspricht 1.000 Kilogramm.)

Der Brennstoff der Sonne ist also Wasserstoff, der zu Helium umgewandelt wird - das Helium verbleibt im Inneren der Sonne, die entstandene Strahlungsenergie hingegen wandert langsam an die Oberfläche, wo sie erst Millionen Jahre später ankommt. Die Oberfläche der Sonne strahlt, weil sie unablässig mit den Energieströmen aus dem Sonneninneren versorgt wird. Der Brennstoff der Sonne ist begrenzt - wenn der Wasserstoff vollständig zu Helium umgebaut worden ist, dann wird auch die Sonne aufhören zu brennen (man geht davon aus, dass dies in etwa 5 Milliarden Jahren der Fall sein wird).

Sonnenflecken und Sonnenwind

Die kühleren Stellen der Photosphäre sehen dunkler aus als die Umgebung - das sind die "Sonnenflecken". Die Sonnenflecken sind zwischen 4.000 und 5.000 Grad Celsius heiß, aus Kontrastgründen sehen sie durch ein Fernrohr tiefschwarz aus. (Vorsicht: Man darf niemals mit einem normalen Fernrohr oder Fernglas in die Sonne blicken, denn dabei kann es zu schweren Augenschäden und Verbrennungen kommen. Die Spezialfernrohre für die Sonnenbeobachtung besitzen deswegen so genannte "Sonnenfilter". Mit einer anderen Methode lenkt man das Sonnenlicht durch das Fernrohr hindurch auf eine weiße Fläche, um es dort zu beobachten.)

Durch die Beobachtung der Sonnenflecken stellte der berühmte italienische Wissenschaftler Galileo Galilei im 17. Jahrhundert fest, dass die Sonne sich um sich selbst dreht - die Sonnenflecken tauchen nämlich nach jeder Umdrehung wieder auf. Die meisten Sonnenflecken erscheinen in Gruppen, manche Flecken sind größer als der Umfang der Erde. Man nimmt an, dass die Flecken aufgrund von sehr starken Magnetfeldern entstehen, die den heißen Materiestrom aus dem Inneren der Sonne behindern. Wie die kornförmigen Granulen lösen sich auch die Sonnenflecken wieder auf, allerdings sehr viel langsamer - die großen Sonnenflecken haben eine Lebensdauer von mehreren Monaten.

Die Sonne hat nicht immer gleich viele Sonnenflecken - in regelmäßigen zeitlichen Abständen zeigt sie mal mehr und mal weniger Flecken. Man spricht deshalb auch vom "Sonnenfleckenzyklus". (Das Wort "Zyklus" ist griechischer Abstammung und bedeutet "Kreis" - gemeint sind immer wiederkehrende gleichartige Ereignisse in der Natur.) Etwa aller elf Jahre kann man besonders viele Sonnenflecken beobachten, man hat es dann mit einem "Sonnenfleckenmaximum" zu tun. Die Phase mit besonders wenigen Sonnenflecken nennt man hingegen "Sonnenfleckenminimum". Wenn sich die Sonne im Sonnenfleckenmaximum befindet, ist ihre Aktivität und Strahlung besonders stark und ungleichmäßig - auf der Erde kann es dann zu Störungen des Funknetzes kommen.

Teilchenstrahlung auf der Erde

Der "Sonnenwind" ist die Ausströmung von Sonnenmaterie ins All. Das Licht und andere Strahlung der Sonne nennt man auch "Wellenstrahlung", beim Sonnenwind hingegen handelt es sich um "Teilchenstrahlung". Diese Teilchen blasen auch auf die Erde, und können dort verschiedene Störungen auslösen - so zum Beispiel bei Telefonverbindungen und Radarsystemen. Astronauten außerhalb der schützenden Hülle der Erdatmosphäre müssen sich mit Spezialanzügen gegen den Sonnenwind schützen.

Sichtbar wird der Sonnenwind bei den "Kometen" - das sind kleinere Himmelskörper, die auf sehr lang gezogenen Umlaufbahnen um die Sonne kreisen. Der Teilchenstrom der Sonne bläst Bestandteile des Kometenkörpers weg, die dann das Sonnenlicht reflektieren - der leuchtende Kometenschweif zeigt immer in die sonnenabgewandte Richtung. Auf der Erde schützt sowohl die Atmosphäre, als auch das Magnetfeld gegen den Sonnenwind - die Sonnenwindteilchen werden größtenteils um die Erde herumgelenkt. Manche Sonnenwindteilchen können jedoch in das irdische Magnetfeld eindringen - dort sind sie Ursache für das Naturphänomen der "Polarlichter".