Aufbau der Sonne

Die Graphik zeigt einen Querschnitt der Sonne. Die einzelnen Bereiche von Kern (1) bis Korona (9) werden im nebenstehenden Text genauer erläutert. (Graphik: KIS)
Die Graphik zeigt einen Querschnitt der Sonne. Die einzelnen Bereiche von Kern (1) bis Korona (9) werden im nebenstehenden Text genauer erläutert. (Graphik: KIS)

Kern 1

Im Kern herrschen extreme Temperaturen von etwa 15 Mio. °C bei einem Druck von 100 g/cm3. Aufgrund dieser Bildungen kommt es zur Kernfusion. Bei der Kernfusion wird Wasserstoff in Helium umgewandelt. Es werden pro Sekunde 4 Mio. Tonnen Materie in Energie umgewandelt. Die von 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. Man geht davon aus, dass die im Kern vorhandene Wasserstoffmenge dafür ausreicht die Sonne ungefähr noch einmal so lange stabil zu halten. Die einzigen durch die Kernfusion gebildeten Teilchen, welche die Sonne ohne weitere Wechselwirkung verlassen, sind die sogenannten Neutrinos. Durch sie lassen sich Informationen über die Vorgänge im Inneren der Sonne sammeln.

 


Strahlungszone 2

Die Strahlungszone 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. 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, welches auf der Erde eintrifft von einer Energie stammt, die vor Millionen von Jahren im Inneren der Sonne produziert wurde.

 


Konvektionszone 3

Die Konvektionszone schließt sich an die Strahlungszone an. 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 sogenannten 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 das Gas schließlich wieder ab, der Zyklus beginnt von neuem. Dieser Vorgang wird als Konvektion bezeichnet.

 


Photosphäre 4

Die sichtbare Oberfläche der Sonne, die Photosphäre, ist 300 km dick und besteht aus wirbelnder und explosiver Masse, heißen Gasen und kraftvollen Magnetfeldern. Auf der Photosphäre herrscht eine durchschnittliche Temperatur von 6000 °C. Das uns bekannte Sonnenlicht stammt größtenteils von dieser Oberfläche. Durch die starken vertikalen Strömungen der Konvektion, bei der heiße Gasblasen aufsteigen, die sich in der Höhe abkühlen und wieder absinken, entsteht eine körnige Struktur. Die Photosphäre ist die für uns sichtbare Oberfläche der Sonne, in der man die wabenartige Oberflächenstruktur – die Granulation   (6) – und Sonnenflecken (5) beobachten kann.

 


Chromosphäre 7

Die Chromosphäre befindet sich zwischen der Photosphäre und der Korona. Sie wird vom gleißenden Licht der Photosphäre überdeckt und ist deswegen nur während einer Sonnenfinsternis mit den eigenen Auge zu beobachten. Sie ist bis zu 10.000 km dick und dort herrschen Temperaturen von bis zu 1 Mio. °C.

In der Chromosphäre setzen Eruptionen, sogenannte Flares, aufgestaute magnetische Energie frei. Sie schleudern Partikel zur Korona und nach außen. Am Rand lassen sich oft Sonnenprotuberanzen (8) als hell leuchtende Bögen beobachten.

 


Korona 9
Die äußere Schicht der Sonne nennt man Korona, sie breitet sich im interplanetaren Raum aus, in den der Sonnenwind die atomaren Teilchen 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. Die Teilchendichte der äußeren Korona ist wesentlich geringer und besteht vorwiegend aus Elektronen. Bereits dort ist der Wasserstoff dünn, wo aber über 1 Mio. °C herrschen. Früher konnte man die Korona nur bei einer totalen Sonnenfinsternis erkennen. Heute benutzt man einen sogenannte Koronographen. Das Gas der Korona gibt beträchtliche Energiemengen in Form von Röntgenstrahlen ab.