Sonnensystem - Sonne

Bildquelle: NASA

Die Sonne, der Zentralstern unseres Planetensystems, ist nur ein Stern unter 200 Milliarden anderer Sonnen in unserer Galaxie, der Milchstraße. Allerdings, nicht zu groß und nicht zu klein, nicht zu heiß und nicht zu kalt, ermöglicht gerade dieser "durchschnittliche Stern" Leben auf unserem Heimatplaneten Erde. Als Energiespender bietet die Sonne die Grundlage für die Entstehung des Lebens überhaupt. Ohne Sonne gäbe es kein Leben in der bisher bekannten Art.

Die Sonne, eine riesige Kugel aus Gas, besteht aus einem Kern, einer Strahlungs- und einer Konvektionszone, einer inneren Atmosphäre (Photosphäre) und einer äußeren Atmosphäre (Chromosphäre). Der innere Aufbau der Sonne wird durch Kräfte wie Gasdruck, Strahlungs- oder Lichtdruck und Gravitation bestimmt. Dabei hat der Gasdruck für sich alleine genommen das Bestreben, die Sonne aufzublähen und die Gase in den Raum zu zerstreuen. Ebenso strebt der Strahlungs- oder Lichtdruck zur Expansion der Sonne. Diesen Kräften gegenüber wirkt jedoch die Gravitationskraft der Sonne, also das Gewicht der über einer bestimmten Fläche im Sonneninneren lastenden Gasschichten. Somit entsteht ein mechanisches Gleichgewicht im Innern der Sonne.

Bildquelle (Sonnenmodell): Kiepenheuer-Institut für Sonnenphysik

Kern

Im Kernbereich der Sonne findet bei einer Temperatur von ca. 15 Millionen Grad Celsius, einem Druck von ca. 22.100 Billionen Pascal und einer Dichte von ca. 134 Gramm pro Kubikzentimeter die Umwandlung von Materie in Sonnenenergie statt. Bei diesen extremen physikalischen Bedingungen erfolgt die Verschmelzung, also die Kernfusion von Wasserstoff zu Helium. Diese Energie wird aus dem Kernbereich nach außen fast vollständig durch Strahlung und Konvektion transportiert. Bis sich die Strahlung nach einer Reihe von Reaktionen zur Sonnenoberfläche durchgearbeitet hat, entsteht eine hochenergetische Gammastrahlung, die schließlich die Erde als Licht erreicht.

Die durch die Kernfusion umgewandelte Energie wird durch eine ca. 380.000 Kilometer dicke Strahlungszone in die Konvektionszone geleitet.

Direkt unterhalb der sichtbaren Oberfläche, der Photosphäre, erstreckt sich bis in einer Tiefe von etwa 200.000 Kilometer in Richtung Sonnenmittelpunkt die Konvektionszone. In ihr erfolgt der Energietransport in Richtung Sonnenoberfläche durch Gasströmungen. Wegen der im unteren Bereich der Konvektionsschicht herrschenden Temperaturen von ca. 2 Millionen Grad Celsius werden in der darunter liegenden Strahlenschicht die Photonen stark gehindert, die Konvektionszone zu durchdringen. Die daraus resultierenden Hitzestaus zwischen Strahlungszone und Konvektionszone lassen die Gase in der Konvektionsschicht instabil werden, sie beginnen zu "kochen". Heiße Gasballen steigen an die Oberfläche, abgekühlte Bereiche sinken wieder ab. Die Strahlung kann alleine den Energietransport nicht mehr bewältigen, Konvektionszellen innerhalb der Konvektionszone übernehmen den weiteren Energietransport. Innerhalb der Konvektionsschicht entstehen dabei Riesenzellen mit einem Durchmesser von ca. 200.000 Kilometern. Darüber befinden sich die Supergranulen mit einem Durchmesser von ca. 30.000 Kilometern, welche wiederum von darüber liegende, ca. 1.000 Kilometern im Durchmesser große, Granulen bedeckt werden. Die Konvektionszone erstreckt sich bis an die Photosphäre der Sonne.

Die Photosphäre ist ca. 5500 Grad Celsius heiß und etwa 400km dick.
Das meiste sichtbare Licht stammt aus der Photosphäre.
Die auffälligsten Strukturen der Photosphäre sind Sonnenflecken.

Über der Photosphäre befindet sich die Chromosphäre der Sonne mit einer Dicke von ca. 8.000 Kilometern. Die kompliziert aufgebaute Struktur der Chromosphäre zeigt sich im Lichte einer bestimmten Spektrallinie als stark gesprenkelt. Diese körnige Struktur verändert sich bei einer Temperatur von etwa 10.000 Grad Celsius sehr rasch und wird Granulation genannt. Aus dieser Schicht entstehen borstenartige Gasströme, die von der Sonne mit einer Geschwindigkeit von 20 bis 50 Kilometern pro Sekunde wegkatapultiert werden und im Durchmesser von etwa 1.000 Kilometern eine Höhe von bis zu 10.000 Kilometern erreichen. Nach wenigen Minuten fallen sie wieder in sich zusammen.  Diese zahlreichen Spitzen werden Spiculen genannt.