Aufbau der Sonne - Im Inneren eines Sterns
Unsere Sonne ist eine gewaltige glühende Gaskugel. Auch wenn sie astronomisch gesehen ein eher durchschnittlicher Stern ist, bleibt sie ein überdimensional großer Ofen, in dem ein unbändiges Feuer lodert. Von dessen innerem Aufbau hat die Wissenschaft klare Vorstellungen. So sind den Wissenschaftlern die einzelnen Zonen in der Sonne vom Kern bis zur äußeren Atmosphäre, von wo aus die enorme Hitze bis weit in den Weltraum ausgestrahlt wird, bestens bekannt.
Aufgrund theoretischer Modelle und durch Beobachtungen, geht man davon aus, dass sich im Zentrum (im Inneren der Sonne) ein Kern befindet. Obwohl sich der Kern der Beobachtung natürlich entzieht, weiß man doch ziemlich genau über die Vorgänge im Inneren der Sonne Bescheid. Dort wird durch Kernfusion Wasserstoff in Helium umgewandelt. Wasserstoff ist auch der größte Bestandsteil der Sonne.
Der innere Aufbau der Sonne ähnelt einer Zwiebel und besteht aus mehreren Schichten und Schalen und lässt sich in folgende Zonen bzw. Bestandteile unterteilen:
- Kern
- Strahlungszone
- Konvektionszone
- Photosphäre
- Chromosphäre
- Korona (nicht abgebildet)
Kern - Der größte Fusionsreaktor unseres Sonnensystems
Mit einem gigantischen Durchmesser von etwa 175.000 km ist der Kern der Sonne der wohl mit Abstand größte "Fusionsreaktor" in unserem Sonnensystem. Es ist also kein Wunder, dass dieser bereits 35% bis 50% der gesamten Sonnenmasse ausmacht. Dabei nimmt er nur ein Viertel des Sonnendurchmessers ein.
Im Kern herrschen extreme Temperaturen von etwa 15 Mio. °C bei einem Druck von 100 g/cm3. Hier herrscht die zehnfache Dichte von Blei! Aufgrund dieser extremen Bedingungen kommt es zur Kernfusion und somit letztendlich zur Produktion von enormen Energiemengen.
Bei der Kernfusion wird Wasserstoff in Helium umgewandelt. Pro Sekunde wandelt die Sonne hier vier bis fünf Mio. Tonnen Materie in Energie um. Die bei der Kernfusion produzierte Energie verhindert, dass die Sonne aufgrund ihrer Masse in sich zusammenfällt. Dadurch befindet sich unser Stern seit etwa 4,5 Mrd. Jahren im Gleichgewicht. Dafür verbraucht die Energieproduktion allerdings kontinuierlich Wasserstoff, der im Kern gelagert ist. Man geht davon aus, dass die vorhandene Wasserstoffmenge ausreicht un die Sonne ungefähr noch einmal für vier Mrd. Jahre stabil zu halten.
Im Prinzip ist es nur die abgestrahlte Energie und damit das Abfallprodukt aus diesem Kern, die für Wärme und Licht auf unserer Erde und auch auf den anderen Planeten verantwortlich ist.
Interessant: Die einzigen durch die Kernfusion gebildeten Teilchen, welche die Sonne ohne weitere Wechselwirkung verlassen, sind die sogenannten "Neutrinos". Diese bewegen sich nahezu mit Lichtgeschwindigkeit durch das Weltall. Sie sind so winzig, dass sie überall hindurchpassen. Pro Sekunde wird jeder Quadratzentimeter auf der Erde von geschätzt 70 Mrd. solcher Neutrinos "durchquert". Auch vor dem menschlichen Körper machen sie dabei keinen Halt. Spüren tut man davon zum Glück gar nichts. Durch sie lassen sich Informationen über die Vorgänge im Inneren der Sonne sammeln.
Strahlungszone der Sonne
Die Strahlungs- und die Konvektionszone umgeben den Kern im Inneren der Sonne. Durch die Kernreaktionen im Inneren 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 sogenannten Strahlungszone, absorbiert. Ihren Namen hat diese Zone, weil die Protonen sich dort mittels Strahlung verbreiten. Die freigesetzten Photonen (Lichtteilchen) haben einen langen Weg vor sich, denn diese Zone ist sehr dicht und undurchdringlich. Die Oberfläche der Sonne erreichen diese Photonen somit nicht direkt. Stattdessen müssen sie durch Streuprozesse im Sonneninneren immer wieder von Plasmateilchen absorbiert und wieder neu abgestrahlt werden.
Diese Absorptions- und Emissionsprozesse wiederholen sich so oft, dass die in Form von Gammastrahlung emittierte Energie immer weiter abnimmt und mehrere Millionen Jahre braucht, um an die Sonnenoberfläche zu gelangen. Von der Sonnenoberfläche aus sind es aber dann nur acht Minuten bis zur Erde in Lichtgeschwindigkeit! Das bedeutet, dass das Licht, welches auf der Erde eintrifft von einer Energie stammt, die vor Millionen von Jahren im Inneren der Sonne produziert wurde.
Die Energie der Photonen nimmt dadurch auch immer weiter ab. Wenn diese Teilchen die Oberfläche erreichen sind sie bereits 100.000 Jahre alt.
Konvektionszone der Sonne
Die Konvektionszone schließt sich an die Strahlungszone an. Hier sinkt die Temperatur auf "lediglich" noch drei Mio. °C ab. 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. Die Energie kann wegen der hier "niedrigen" Temperatur nicht mehr als Strahlung an die Oberfläche abgegeben werden.
Unter diesen Bedingungen können die sogenannten Konvektionsprozesse stattfinden. Hierbei erfolgt der Energietransport in die höhere Schicht maßgeblich durch das Aufsteigen heißen Wasserstoffes in Blasen.
In dieser Konvektionszone wird also das Gas durch die nach oben dringende Strahlung erwärmt und dehnt sich dadurch aus. So steigt es als glühende Materiebrocken, auch als "Granulen" bezeichnet, an die Oberfläche hoch und gibt die absorbierte Energie wieder frei. Die Strömungsgeschwindigkeit beträgt wenige Millisekunden. Durch die dadurch eintretende Abkühlung und Verdichtung sinkt das Gas schließlich wieder ab. Der Zyklus beginnt von neuem. Dieser Vorgang wird als Konvektion bezeichnet.
Nach der Konvektionszone folgt die dreigeteilte Atmosphäre der Sonne.
Photosphäre der Sonne - Die hellste Schicht
Die sichtbare Oberfläche der Sonne, die Photosphäre, ist 400 km dick und besteht aus wirbelnder und explosiver Masse, heißen Gasen und kraftvollen Magnetfeldern. Sie ist nicht fest aber undurchdringlich. Auf der Photosphäre herrscht eine durchschnittliche Temperatur von 6000 °C. Es ist also eher "kalt" im Vergleich zu den vorherigen Zonen.
Durch die starken vertikalen Strömungen der Konvektion, bei der heiße Gasblasen bzw. die Granulen aufsteigen, die sich in der Höhe abkühlen und wieder absinken, entsteht eine körnige Struktur. Man spricht auch von der "Granulation" der Photosphäre.
Das uns bekannte Sonnenlicht stammt größtenteils von dieser Oberfläche. Denn in der Photosphäre wird die Energie letztendlich als sichtbare Strahlung ins Weltall abgegeben. Man nennt sie deshalb auch "die hellste Schicht" der Sonne.
Die nachfolgenden Schichten, die Chromosphäre und die Korona, bilden gemeinsam die Sonnenatmosphäre.
Chromosphäre der Sonne - Die selten sichtbare Schicht
Die Chromosphäre befindet sich zwischen der Photosphäre und der Korona. Sie wird vom gleißenden Licht der Photosphäre überdeckt und ist deswegen nur kurz während einer Sonnenfinsternis mit den eigenen Augen zu beobachten. In diesem Fall erkennt man sie als einen farbigen Saum. Wegen der rötlichen bzw. rosarot leuchtenden Farbe nennt man sie auch "Farbsphäre". Das ist aber auch kein Wunder, da Chromosphäre wörtlich übersetzt "Farbkugel" bedeutet.
In der Chromosphäre setzen Eruptionen, sogenannte Flares, aufgestaute magnetische Energie frei. Sie schleudern Partikel zur Korona und nach außen. Man glaubt, dass solche Erscheinungen mit dem Magnetfeld in Verbindung stehen. Ebenfalls entstehen hier durch starke Turbulenzen auch Spikulen und Protuberanzen, Aufgrund der geringen Dichte dieser Sphäre trägt sie kaum zur Strahlung der Sonne bei.
Sie ist bis zu 10.000 km dick, besteht überwiegend aus Wasserstoff und Helium und es herrschen dort Temperaturen von 4000 bis zu 10.000 °C.
Zwischen der Chromosphäre und der Korona folgt noch eine unbetitelte Übergangsschicht, über die es keine weiteren Informationen gibt.
Korona - Die äußere Gashülle der Sonne
Die äußere Schicht der Sonne oberhalb der Chromosphäre nennt man "Korona" (alternative Schreibweise: "Corona"). Sie breitet sich im interplanetaren Raum aus, in den der sogenannte Sonnenwind die atomaren Teilchen (Ionen und Elektronen) bis an die Grenzen des Systems weht. Sie besteht aus zwei sehr unterschiedlichen Schichten: der inneren Korona, die sich aus Strömungen atomarer Teilchen zusammensetzt, die den Linien des Magnetfeldes der Sonne folgen, und der äußeren Korona. Mit unter einer Mrd. Teilchen pro Kubikzentimeterist die Dichte der Corona kleiner als im besten auf der Erde herstellbaren Hochvakuum.
Die Teilchendichte der äußeren Korona ist wesentlich geringer und besteht vorwiegend aus Elektronen. Das Gas der Korona gibt beträchtliche Energiemengen in Form von Röntgenstrahlen ab. Bereits dort ist der Wasserstoff dünn. Die Korona hat verschiedene Helligkeitsstufen.
Die Form der Korona variiert mit dem Sonnenfleckenzyklus. Im Maximum zeigt sie ein symmetrisches Äußeres und im Minimum kann man sie nur am Äquator erkennen. Früher konnte man die Korona nur bei einer totalen Sonnenfinsternis mit bloßem Auge als Strahlenkranz erkennen. Heute benutzt man dafür einen sogenannten "Koronographen".
Hier wird es aus bisher ungeklärten Gründen bis zu zwei Mio. °C heiß! Es wird also wieder deutlich heißer als in der Photosphäre. Vermutlich ist dies nur möglich, weil diverse magnetische Prozesse Energie vom Sonneninneren bis weit in die Korona hinein transportieren.
Man kann in der Korona sogenannte Protuberanzen beobachten, dies sind heiße Gaswolken, die oberhalb der Photosphäre auftreten. Manche Protuberanzen schießen mehrere Millionen km aus der Sonne heraus. Sie werden durch den Magnetismus der Sonne verursacht.
Magnetfeld der Sonne
Es ist eigentlich keine Zone und auch nicht sichtbar, aber die Sonne verfügt auch über ein Magnetfeld das bereits bei den einzelnen Zonen erwähnt wurde. Dieses lässt sich zwar nicht sehen aber messen. Es ist das größte Magnetfeld im gesamten Sonnensystem. Eine besondere Erwähnung hat es verdient, weil es aber auch zugleich das merkwürdigste der Magnetfelder im System ist.
Die genaue Funktionsweise ist bis heute noch nicht verstanden worden. Die Sonne scheint eine Art riesiger Magnetstab mit einem Plus- und einem Minuspol am Nord- und Südpol zu sein. Interessanterweise wechselt diese Polarität ca. alle 11 Jahre. Ausgelöst wird dies vermutlich durch die Sonnenflecken aus denen Magnetfeldlinien aus- und wieder eintreten. Ein Magnetfeld besitzt normalerweise Kraftlinien an denen entlang der Magnetismus wirkt.
