Die Sonne

Die Sonne (lat. "Sol"; gr. "Helios") ist der Stern im Zentrum unseres Planetensystems,das nach ihr als Sonnensystem bezeichnet wird. In der gehobenen Umgangssprache wird der Individualname unseres Zentralgestirns auch für andere Sterne verwendet ("Sonnen"). Die Sonne ist für das Leben auf der Erde von fundamentaler Bedeutung. Viele wichtige Prozesse auf der Erdoberfläche, wie das Klima und das Leben selbst, werden durch die Strahlungsenergie der Sonne angetrieben. So stammen etwa 99,98 % des gesamten Energiebeitrags zum Erdklima von der Sonne - der winzige Rest wird aus geothermalen Wärmequellen gespeist. Auch die Gezeiten gehen zu einem Drittel auf die Schwerkraft der Sonne zurück.

Die Sonne

Allgemeines über die Sonne

Die Sonne ist der beherrschende Himmelskörper in unserem Planetensystem, zu dessen Gesamtmasse sie mit einem Anteil von 99,9 % beiträgt. Ihr Durchmesser beträgt etwa 1,39 Millionen km (109-facher Erddurchmesser), was knapp unter dem geschätzten Mittelwert aller Sterne liegt. Ihr durchschnittlicher Abstand von der Erde beträgt ungefähr 150 Millionen Kilometer. Die Erde kommt der Sonne bei ihrem Perihel-Durchgang um den 3. Januar (2.-4. Januar) bei 147,099 Mio. km am nächsten, die größte Entfernung hat sie bei ihrem Aphel-Durchgang um den 5. Juli (3.-6. Juli) bei 152,096 Mio. km. Durch ihre Oberflächentemperatur von 5.778 K (siehe auch Schwarzkörperstrahlung) fällt die Sonne in die Spektralklasse G2 und hat die Leuchtkraftklasse V. Der G2V Stern ist daher ein durchschnittlicher, gelb leuchtender "Zwergstern", der sich in der etwa 10 Milliarden Jahre dauernden Hauptphase seiner Entwicklung befindet. Die Sonne gehört im Hertzsprung-Russell-Diagramm der Hauptreihe an und ihr Alter wird auf etwa 4,57 Milliarden Jahre geschätzt.

Rotation der Sonne

Die Sonne rotiert in rund vier Wochen um die eigene Achse. Diese Rotation dauert am Äquator 25,4 Tage, in mittleren Breiten 27 bis 28 Tage und nahe den Polen 36 Tage. Dieser Unterschied in der Dauer eines Sonnentages wird als differenzielle Rotation bezeichnet und ist seit längerem durch Gas- und Hydrodynamik erklärbar. Anfang der 1990er erkannte man jedoch, dass die Sonne unterhalb der Konvektionszone gleichförmig mit einer Periode von knapp 27 Tagen rotiert. Der Übergangsbereich, die Tachocline, ist durch einen starken radialen Gradienten der differenziellen Rotation gekennzeichnet. Er ist auf wenige Prozent des Sonnenradius begrenzt und fällt in etwa mit dem unteren Ende der Konvektionszone zusammen. Der Verlauf der differenziellen Rotation innerhalb der Konvektionszone sowie die Lage und die Dicke der Tachocline sind theoretisch noch nicht verstanden.

Der Aufbau der Sonne

Die Sonne besteht aus verschiedenen Zonen mit schalenförmigem Aufbau, wobei die Übergänge allerdings nicht streng voneinander abgegrenzt sind.

Die Sonnenmasse beträgt etwa das Doppelte der geschätzten Durchschnittsmasse eines Sterns der Milchstraße. Zählt man nur die Sterne mit Wasserstoffbrennen (schließt also die "Braunen Zwerge" aus), liegt ihre Masse im Durchschnitt. Ihre Masse setzt sich zu 73,5 % aus Wasserstoff und zu 25 % aus Helium zusammen. Die restlichen 1½ Prozent der Sonnenmasse setzen sich aus zahlreichen schwereren Elementen bis einschließlich Eisen (siehe Periodensystem) zusammen, vor allem Sauerstoff und Kohlenstoff. Hinsichtlich der Anzahl der Atome beträgt der Wasserstoffanteil 92,0 % und der Heliumanteil 7,9 %.

Sämtliche freiwerdende Energie stammt aus einer als "Kern" bezeichneten Zone im Innern der Sonne. Dieser Kern erstreckt sich vom Zentrum bis zu etwa einem Viertel des Radius der sichtbaren Sonnenoberfläche. Obwohl der Kern nur 1,6 % des Sonnenvolumens ausmacht, sind hier rund 50 % der Sonnenmasse konzentriert. Bei einer Temperatur von etwa 15,6 Millionen K liegt die Materie in Form eines Plasmas vor.

Strahlungszone

Um den Kern herum liegt die so genannte "Strahlungszone", die etwa 70 % des Sonnenradius ausmacht. Im Vakuum des Weltalls bewegen sich Gammaphotonen mit Lichtgeschwindigkeit durch den Raum. Im Innern der Sonne herrscht eine derart hohe Dichte, dass die Photonen immer wieder mit den Teilchen des Plasmas zusammenstoßen, dabei absorbiert und wieder abgestrahlt werden. Sie bewegen sich auf einer völlig zufälligen Bahn und diffundieren dabei Richtung Sonnenoberfläche. Statistisch benötigt ein ständig absorbiertes und re-emittiertes Photon etwa 10.000 bis 170.000 Jahre, um die Sonne zu verlassen. Dies bedeutet, dass das Licht, welches wir heute von der Sonne erhalten, bereits vor entsprechend langer Zeit erzeugt wurde. Bei jedem Zusammenstoß in der Strahlungszone nimmt die Strahlungsenergie des Photons ab und seine Wellenlänge nimmt zu. Die Gammastrahlung wird in Röntgenstrahlung umgewandelt. Anders als die Photonen gelangen die Neutrinos nahezu ungehindert durch die Schichten der Sonne,da sie kaum mit Materie in Wechselwirkung treten. Die Neutrinos erreichen, da sie sich beinahe mit Lichtgeschwindigkeit bewegen, bereits nach acht Minuten die Erde, wobei sie den Planeten fast ungehindert durchqueren. In jeder Sekunde durchqueren etwa 70 Milliarden Neutrinos einen Quadratzentimeter der Erdoberfläche.

Konvektionszone

An die Strahlungszone schließt sich die "Konvektionszone" an. Sie ist 140.000 km dick und macht somit 20 % des Sonnenradius aus. Am Grenzbereich zur Strahlungszone beträgt die Temperatur noch etwa zwei Millionen Kelvin. Die Energie wird in dieser Zone nicht mehr durch Strahlung abgegeben, sondern durch eine Strömung (Konvektion) des Plasmas weiter nach außen transportiert. Dabei steigt heiße Materie in gewaltigen Strömen nach außen, kühlt dort ab und sinkt wieder ins Sonneninnere hinab. Da das frisch aufgestiegene Plasma heißer und damit heller ist als das absteigende, sind die Konvektionszellen mit einem Teleskop als Granulation der Sonnenoberfläche erkennbar.

Sonnenoberfläche und Umgebung

Die Sonne im roten Licht der H-alpha-Spektrallinie. Oberhalb der Konvektionszone liegt die Photosphäre, die wir als Quelle der Sonnenstrahlung wahrnehmen: eine "Kugelschale aus Licht" als die für Menschen sichtbare Sonnenoberfläche. Sie ist aber nur eine 300 bis 400 km dicke Schicht, deren Temperatur an der Oberfläche rund 5800 Kelvin (5500 °C) beträgt. Die Photosphäre gilt allgemein als die eigentliche Sonnenoberfläche, obwohl unser Zentralgestirn - wie auch die meisten anderen Sterne - keine scharfe äußere Grenze besitzt. Die Photosphäre gibt die gesamte vom Sonneninnern erzeugte und aufsteigende Energie als Strahlung ab - großteils im sichtbaren Licht, was auch ihr Name andeutet (griech. ?o? = Licht). Erst hier hat die Energie der Strahlungsquanten soweit abgenommen, dass sie unschädlich und für das menschliche Auge sichtbar sind. Wegen ungeheurer Wirbel und variabler Magnetfelder (Quelle der Sonnenflecken) darf man sich die Oberfläche allerdings nicht als glatt vorstellen. Durch digitale Bildverarbeitung der Messungen von SOHO oder TRACE kann man sie so darstellen, dass sie wie hartes, aber dauernd bewegliches Material aussieht. Für die Turbulenzen ist auch die elektrische Leitfähigkeit der heißen Sonnenmaterie entscheidend.

Chromosphäre

Über der Photosphäre erstreckt sich die Chromosphäre. Sie wird von der Photosphäre zwar überstrahlt, ist aber bei Sonnenfinsternissen für einige Sekunden als rötliche Leuchterscheinung zu sehen. Die Temperatur nimmt hier auf über 10.000 K zu, während die Gasdichte um den Faktor 10-4 auf 10-15 g/cm3 abnimmt. Das Licht, das durch die Chromosphäre scheint, wird zu einem verschwindend geringen Anteil absorbiert. Die Chromosphäre sowie der oberste Teil der Photosphäre sind daher für die charakteristischen dunklen Linien des Sonnenspektrums, welche als Fraunhofersche Linien bekannt sind, verantwortlich.

Korona

Die Korona der Sonne während der Sonnenfinsternis im Jahre 1999, kurz vor dem Sonnenfleckenmaximum. Die Strahlen verlaufen nach allen Seiten.

Die Korona der Sonne während der Sonnenfinsternis im Jahre 1999, kurz vor dem Sonnenfleckenmaximum. Die Strahlen verlaufen nach allen Seiten. Über der Chromosphäre liegt die Korona, in der die Dichte nochmals um den Faktor 10-4 auf 10-19 g/cm3 abnimmt. Die innere Korona erstreckt sich - je nach dem aktuellen Fleckenzyklus - um ein bin zwei Sonnenradien nach außen und stellt eine erste Übergangszone zum interplanetaren Raum dar. Durch Sonnenstrahlung, Stoßwellen und andere Wechselwirkungen mechanischer oder magnetischer Art wird die äußerst verdünnte Koronamaterie allerdings auf Temperaturen bis zu zwei Millionen Kelvin aufgeheizt. Die genauen Ursachen dieser Heizmechanismen sind noch unklar. Eine mögliche Energiequelle wären akustische Wellen und Microflares - kleine Ausbrüche auf der Sonnenoberfläche. Ein besonders hoher Temperaturgradient herrscht an der Untergrenze der Korona, wo ihre Dichte nach oben schneller abnimmt, als die Energie abtransportiert werden kann. Innerhalb einiger hundert Höhenkilometer steigt die kinetische Gastemperatur um eine Million Grad und "macht sich Luft", indem die zusätzliche Heizenergie als Sonnenwind entweicht. Die Korona kann nur aufgrund ihrer extrem geringen Dichte so heiß werden. Der bei jeder totalen Sonnenfinsternis sichtbare Strahlenkranz (lat. Corona = Krone) hat schon vor Jahrtausenden die Menschen erstaunt. Er kann bis mehrere Millionen Kilometer reichen und zeigt eine strahlenförmige Struktur, die sich mit dem Zyklus der Sonnenflecken stark ändert. Im Sonnenflecken-Maximum verlaufen die Strahlen nach allen Seiten, im Minimum nur in der Nähe des Sonnenäquators. Die Korona geht in den Sonnenwind über. Dieser erstreckt sich bis zur Heliopause, wo er auf das Interstellare Medium trifft.

Energieerzeugung

Strahlungsleistung

Die Sonne sendet ein extrem breites Spektrum elektromagnetischer Wellen aus, das an vielen Stellen kleinere Unterbrechungen aufweist. Dieses Spektrum beginnt bei den Radiowellen, erreicht sein Strahlungsmaximum im Bereich des sichtbaren Lichts bei den Spektralfarben von Gelb bis Grün und geht über die ultravioletten Wellen bis zur Röntgenstrahlung. Im Laufe der biologischen Evolution passte sich der Sehsinn des Menschen und vieler Tierarten an das Sonnenspektrum an und der Spektralbereich um das Strahlungsmaximum herum wurde für uns wahrnehmbar - also sichtbar. Im Abstand der Erde führt die Abstrahlung dieses Spektrums zu einer Einstrahlung von knapp 1,4 Kilowatt pro Quadratmeter (Solarkonstante). Rechnet man diesen Energiefluß auf die gesamte Sonne um, so lässt sich für die über alle Wellenlängen hinweg insgesamt abgestrahlte elektromagnetische Leistung (Leuchtkraft) ein Wert von rund 3,8 × 1026 Watt ermitteln. Die Sonne gibt davon 44,2% in Infrarotstrahlung, 51,8% in Licht, 3,6% in UV-A und 0,4% in UV-B ab.

Die Stabilität der Sonne

Wenn man einem Gas Wärme zuführt und das Volumen konstant hält, nimmt die Temperatur zu. Wird während der Wärmezufuhr das Volumen vergrößert, so erhöht sich die Temperatur weniger oder sie kann, bei hinreichend großer Volumenzunahme, sogar abnehmen. Ein System, dessen Temperatur bei Wärmezufuhr abnimmt, hat eine negative Wärmekapazität. Das ist bei der Sonne der Fall. Der Grund dafür ist das Gravitationsgesetz: Je weiter sich ein gravitativ zusammengehaltener Gasball ausgedehnt hat, desto leichter ist es für ihn, sich noch weiter auszudehnen. Man nehme nun eine Abweichung der Kernfusionsreaktion vom stationären Zustand an: Es werde mehr Wärme produziert als nach außen abgeführt wird. Dabei nimmt, wegen der negativen Wärmekapazität, die Temperatur ab, und damit vermindern sich auch der Reaktionsumsatz und die Wärmeproduktion, d. h. die überhöhte Wärmeproduktionsrate wird korrigiert. Das System stabilisiert sich selbst, es liegt demgemäß eine negative Rückkopplung vor.

Magnetfeld

Das Magnetfeld der ruhigen Sonne lässt sich durch ein Dipolfeld nähern. Alle 11 Jahre findet eine Umpolung statt, sodass die ursprüngliche Ausrichtung wieder nach 22 Jahren erreicht ist. Dies ist auch die Ursache für den 11-Jahre-Zyklus der Sonne. Auf der Sonnenoberfläche ist das Magnetfeld etwa doppelt so stark wie das Magnetfeld auf der Erde. Es beträgt ca. 100 µT (1 Gauß). Gemäß der Dipolformel fällt es ~ 1/(Abstand)³ ab. In Erdnähe wirkt es sich nur mit einer Stärke von 0,01 nT aus. Das tatsächlich gemessene interplanetare Magnetfeld liegt aber bei einigen nT. Ursache dafür ist der Sonnenwind. Er entsteht durch außerordentlich starke lokale Magnetfelder auf der Sonne, die durch die Strömung der elektrisch leitenden Gase hervorgerufen werden. Die Leitfähigkeit des Plasmas im Sonneninnern entspricht dem von Kupfer bei Zimmertemperatur. In der Sonne zirkulieren elektrische Ströme in einer Größenordnung von 1012 Ampere. Das Innere der Sonne wirkt somit wie ein gigantischer Dynamo, der die Bewegungsenergie eines elektrischen Leiters in elektrische Energie und ein Magnetfeld umwandelt. Man geht derzeit davon aus, dass dieser Dynamoeffekt nur in einer dünnen Schicht am Boden der Konvektionszone wirksam ist.

Sonnenflecken

Sichtbare Auswirkungen der lokalen Magnetfelder sind die Sonnenflecken und die koronalen Masseauswürfe. Sonnenflecken sind relativ kühle Bereiche der Sonnenatmosphäre. Ihre Temperatur liegt zwischen 3700 und 4500 K. Durch spektroskopische Untersuchungen konnte festgestellt werden, dass im Bereich der Sonnenflecken starke Magnetfelder vorherrschen. Die Spektrallinien von Elementen, die normalerweise bei einer Wellenlänge liegen, erscheinen bei Anwesenheit eines Magnetfeldes dreigeteilt (Zeeman-Effekt), wobei der Abstand der Linien proportional zur Stärke des Feldes ist. Die Magnetfeldstärke im Umfeld der Sonnenflecken kann bis zu 0,4 Tesla (4000 Gauß) betragen und ist somit tausendmal stärker als das irdische Magnetfeld an der Erdoberfläche. In der Sonne bewirken die Magnetfelder eine Hemmung der Konvektionsströmungen, so dass weniger Energie nach außen transportiert wird. Die dunkelsten und kühlsten Zonen auf der Sonne sind somit die Orte mit den stärksten Magnetfeldern. Sonnenflecken treten in Gruppen auf, wobei meistens zwei auffällige Flecken dominieren, die eine entgegengesetzte magnetische Ausrichtung aufweisen (ein Fleck ist sozusagen ein "magnetischer Nordpol", der andere ein "Südpol"). Solche bipolaren Flecken sind meist in Ost-West-Richtung, parallel zum Sonnenäquator, ausgerichtet.

Protuberanzen

Zwischen den Flecken bilden sich Magnetfeldlinien in Form von Schleifen aus. Längs dieser Linien wird ionisiertes Gas festgehalten, das in Form von Protuberanzen oder Filamenten sichtbar wird (Protuberanzen sind Erscheinungen am Rand, Filamente auf der "Sonnenscheibe"). Protuberanzen sind Materieströme auf der Sonne, die am Rand der Sonnenscheibe als matt leuchtende Bögen beobachtet werden können, die weit ins All hinausragen. Oft haben sie eine Länge von einigen hunderttausend Kilometern, 40.000 km Höhe und 5.000 km Dicke. Man unterscheidet dabei zwischen ruhenden und eruptive Protuberanzen.

Die Gesamtzahl der Sonnenflecken unterliegt einem Zyklus von rund elf Jahren. Während eines Fleckenminimums sind kaum Sonnenflecken sichtbar. Mit der Zeit bilden sich zunehmend Flecken in einem Bereich von 30° nördlicher und südlicher Breite aus. Diese aktiven Fleckengürtel bewegen sich zunehmend in Richtung Äquator. Nach etwa fünfeinhalb Jahren ist das Maximum erreicht und die Zahl der Flecken nimmt langsam wieder ab. Nach einem Zyklus hat sich das globale Magnetfeld der Sonne umgepolt. Der vorher magnetische Nordpol ist jetzt der magnetische Südpol. Die genauen Ursachen für den elfjährigen Zyklus sind noch nicht vollständig erforscht. Derzeit geht man von folgendem Modell aus: Zu Beginn eines Zyklus, im Minimum, ist das globale Magnetfeld der Sonne bipolar ausgerichtet. Die Magnetfeldlinien verlaufen geradlinig über den Äquator von Pol zu Pol. Durch die differenzielle Rotation werden die elektrisch geladenen Gasschichten gegeneinander verschoben, wobei die Magnetfelder zunehmend gestaucht, verdreht und verdrillt werden. Die Magnetfeldlinien ragen zunehmend aus der sichtbaren Oberfläche heraus und verursachen die Bildung von Flecken und Protuberanzen. Nach dem Fleckenmaximum richtet sich das Magnetfeld wieder neu aus.

Pulsation

Die gesamte Sonne pulsiert in unterschiedlichen Frequenzen. Sie schwingt gleichsam wie eine riesige Glocke. Allerdings können wir die Schallwellen auf der Erde nicht "hören", da das Vakuum des Weltraums diese nicht weiterleitet. Mit speziellen Methoden kann man die Schwingungen jedoch sichtbar machen. Schwingungen aus dem Sonneninnern bewegen die Photosphäre auf und ab. Aufgrund des Dopplereffekts werden die Absorptionslinien des Sonnenspektrums, je nach Bewegungsrichtung der Gase, verschoben. Die hauptsächlich vorherrschende Schwingung hat eine Periodendauer von etwa fünf Minuten (293 Sekunden ± 3 Sekunden). Innerhalb der Konvektionszone herrschen heftige Turbulenzen, wobei aufsteigende Konvektionszellen bei der Strömung durch die umliegenden Gase Schallwellen erzeugen. Nach außen laufende Schallwellen erreichen die Grenzschicht zur Photosphäre. Da dort die Dichte stark abnimmt, können die Wellen sich dort nicht ausbreiten sondern werden reflektiert und laufen wieder ins Sonneninnere. Mit zunehmender Tiefe nehmen die Dichte der Materie und die Schallgeschwindigkeit zu, so dass die Wellenfront gekrümmt und wieder nach außen geleitet wird. Durch wiederholte Reflexion und Überlagerung können Schallwellen verstärkt werden, es bilden sich Resonanzen aus. Die Konvektionszone wirkt somit wie ein riesiger Resonanzkörper, der die darüber liegende Photosphäre in Schwingung versetzt. Die Auswertung der Schwingungen erlaubt eine Aussage über den inneren Aufbau der Sonne. So konnte die Ausdehnung der Konvektionszone bestimmt werden. Analog zur Erforschung von seismischen Wellen auf der Erde, spricht man bei dem solaren Wissenschaftszweig von der Helioseismologie.

Wechselwirkung der Sonne mit ihrer Umgebung

Die Sonne beeinflusst auch den interplanetaren Raum mit ihrem Magnetfeld und vor allem mit der Teilchenemission, dem Sonnenwind. Dieser Teilchenstrom kann die Sonne mit mehreren 100 km/s verlassen und verdrängt das Interstellare Medium bis zu einer Entfernung von circa 22,5 Milliarden Kilometern (150 Astronomische Einheiten). Dieser Bereich, der durch den Sonnenwind weitgehend vom interstellaren Gas befreit wurde, heißt Heliosphäre. Bei Sonneneruptionen können sowohl Geschwindigkeit als auch Dichte des Sonnenwindes stark zunehmen und auf der Erde neben Polarlichtern auch Störungen in elektronischen Systemen und im Funkverkehr verursachen.