Die Sonne

Innerhalb des Universums ist die Sonne nur Durchschnittsstern, Astronomen zählen sie zu den gelben Zwergen. Sie erscheint uns nur heller und größer, weil sie uns sehr viel näher steht als die anderen Sterne - 150 Millionen km ist sie entfernt, bis zum nächsten anderen Stern sind es dagegen 40 Billionen km. Für uns Erdenbewohner ist die Sonne Existenzgrundlage, denn sie allein versorgt uns letztlich mit Energie und Licht.

Ihre Energie-Abgabe erstreckt sich über die ganze Breite des elektromagnetischen Spektrums, von Gammastrahlen bis hin zu Radiowellen. Von der gesamten Sonnenenergie erreicht nur ein Bruchteil (etwa ein zweitausendmillionstel) die Erde. Es bringt Wärme, Licht und Leben an einen Platz, der sonst ein kalter, dunkler, lebloser Felsbrocken wäre. Ein großer Teil der Sonnenstrahlung wird von der Erdatmosphäre abgeblockt. Ein glücklicher Umstand, denn eine länger dauernde Einwirkung starker ultravioletter und anderer Strahlen ist tödlich.

Nahrung und Brennstoff verdanken wir der Sonne. Ihr Licht liefert Energie für den Photosynthese-Prozess, mit dem Pflanzen Nahrung gewinnen. Tiere ernähren sich von Pflanzen und wir leben von Tieren und Pflanzen. Fossile Brennstoffe wie Kohle, Öl und Erdgas sind Verwesungsrückstände lebender Organismen.

Verglichen mit der Erde ist die Sonne gigantisch. Und obgleich sie nur aus Gas besteht, enthält sie 750mal so viel Materie wie das restliche Sonnensystem zusammengenommen. Deshalb ist es so wichtig bei Berechnungen genau zu sein: Masse der Sonne 1,986 mal 10³⁰kg. Gesamtmasse des Sonnensystems aber 1,988mal10³⁰kg. Fast 99,9% der Masse entfallen auf die Sonne!

Wie alle Himmelskörper vollführt auch die Sonne zwei Bewegungen. Einmal wandert sie um die Milchstraße, die große Sterneninsel, deren Teil sie ist; eine vollständige Umrundung dauert 225 Millionen Jahre. Zum anderen rotiert sie um ihre eigene Achse. Die Rotationsperiode beträgt am Äquator etwa 25 Tage, an den Polen aber etwa 34 Tage. Die Sonne rotiert in der gleichen Richtung wie die Planeten.

Eigenartig ist, dass die Sonne zwar praktisch die ganze Masse des Sonnensystems in sich vereinigt, doch nur etwa 2% des Gesamtdrehimpulses besitzt. Die Planeten, deren Masseanteil unter 1% liegt, haben 98% des Drehimpulses. Manche Astronomen versuchen das aus der Entstehung des Sonnensystems zu erklären, wonach elektromagnetische Kräfte die anfänglich rasche Rotation der Sonne auf die Planeten übertragen haben. Die Sonne besitzt indes noch ein Magnetfeld.

Betrachtet man Sonnenlicht durch ein Spektroskop, erkennt man ein kontinuierliches Spektrum mit einer Reihe dunkler Linien, den sogenannten Fraunhofer-Linien. Sie werden durch Gase der Sonnenatmosphäre hervorgerufen, die Licht bestimmter Wellenlängen absorbieren. Aus der Lage dieser Linie erkannten Forscher, dass 70 der chemischen Elemente, die auf der Erde gefunden werden, auch auf der Sonne vorkommen. Führend sind die Linien von Kalzium, Eisen, Magnesium, Sodium und Wasserstoff. Auch Helium-Linien sind vorhanden. Das nach Wasserstoff häufigste Element, Helium, hatte man in der Sonne bereits aufgespürt, bevor man es auf der Erde entdeckt hatte.

Die Atmosphäre der Sonne

Die helle sichtbare Sonnenscheibe nennt man Photosphäre (,Lichthülle'). Ihre Temperatur liegt bei 6000°C. Umhüllt wird die Photosphäre von der inneren Atmosphäre der Sonne, der Chromosphäre (,Farbhülle'). Sie verdankt diesen Namen der Tatsache, dass sie während einer totalen Sonnenfinsternis, wenn die Photosphäre völlig ausgeblendet ist, als rötliche Schicht erscheint.

Die Gase der Chromosphäre sind es, die die dunklen Linien im Sonnenspektrum hervorrufen. Denn sie absorbieren aus dem kontinuierlichen Spektrum der tiefer gelegenen Photosphäre Licht jener Wellenlängen, die sie selbst emittieren. Während einer totalen Sonnenfinsternis ist die Photosphäre indes vorübergehend abgedeckt. Die Chromosphäre wird plötzlich am Rand der dunklen Mondscheibe sichtbar. In diesem Augenblick wird aus dem dunkel-linigen Absorptionsspektrum ein hell-liniges Emissionsspektrum, das, weil es nur kurz auftaucht, auch ,Flash-Spektrum' heißt. Die Chromosphärentemperatur schwankt zwischen 5000°C und 500 000°C.

Um die Chromosphäre legt sich die Korona, die äußere Sonnenatmosphäre. Sie besteht aus Gasen, die mit wachsender Entfernung von der Sonne immer dünner werden und sich schließlich im interplanetarischen Raum irgendwo in der Nähe der Merkurbahn verlieren. Stellenweise steigt die Temperatur in der Korona auf 1 000 000°C. Sichtbar wird die äußere Hülle nur während einer totalen Sonnenfinsternis; sie erscheint dann als perlweißer Halo. Doch auch zu anderen Zeiten kann sie studiert werden, und zwar mittels eines Koronographen, mit dem eine künstliche Finsternis erzeugt werden kann.

Turbulente Oberfläche

Die Oberfläche der Photosphäre verrät ständige turbulente Bewegungen; von wirbelnden heißen Gasströmen wird sie dauernd aufgewühlt. Ein noch näherer Blick lässt die Oberfläche als körnige Struktur erscheinen. Helle Flächen, Granulen, entstehen und vergehen und bilden immer neue Muster. Man hält sie für heißere Gasströme, die aus dem Sonneninneren emporwallen.

Ähnliche Erscheinungen, nur heller und länger andauernd als Granulen, werden als Fackeln bezeichnet und können in der Nähe des Sonnenrandes beobachtet werden. Auch die sogenannten Flocculi, die über die ganze Sonnenscheibe verstreut auftreten, haben ein ähnliches Aussehen.

Die spektakulärsten Erscheinungen der Sonnenoberfläche sind die Sonnenflecken. Es sind dunkle, tintenklecksähnliche Muster, deren Größe und Form stark variiert. Die kleinsten, sogenannte Poren, von vielleicht 100 km Durchmesser, existieren nur wenige Stunden oder Tage. Eine gut entwickelte Fleckengruppe kann dagegen einen Durchmesser von 200 000 km und eine Lebensdauer von mehreren Monaten haben.

Ein typischer Sonnenfleck hat einen dunkleren Kern (Umbra) und einen helleren Hof (Penumbra). Er ist etwa 2000°C kühler als seine Umgebung. Häufig treten Sonnenflecken in Gruppen auf, die gewöhnlich zwei Hauptflecken besitzen. Aus irgendeinem Grund ereignen sie sich nur zwischen dem 5. und dem 35. Breitengrad nördlich und südlich des Sonnenäquators. Die Zahl der Sonnenflecken schwankt -von Jahr zu Jahr innerhalb eines regelmäßigen 11 jährigen Zyklus, des Fleckenzyklus. In Minima-Zeiten und wenn auch andere Sonnenaktivitäten schwach ausgeprägt sind, spricht man von einer "ruhigen" Sonne.

Bislang konnten die Flecken nicht befriedigend erklärt werden. Doch man weiß, dass sie mit starken magnetischen Feldern einhergehen. Häufig werden sie auch von gewaltigen Eruptionen, sogenannten ,Flares' begleitet, die sich plötzlich zu den hellsten Erscheinungen der Sonnenoberfläche entwickeln, um dann nach wenigen Minuten wieder zu verschwinden; es handelt sich um starke Strahlungsstürme und den Ausstoß geladener Teilchen. Erreichen sie die Erde, treten sie mit Partikeln der lonosphäre in Wechselwirkung und verursachen sogenannte Magnetstürme. Es kommt zu Aurora-Erscheinungen; Funkverbindungen brechen zusammen.

Protuberanzen sind ein weiteres sichtbares Zeichen der Sonnenaktivität. Häufig können sie während einer totalen Sonnenfinsternis beobachtet werden, wenn sie über den Sonnenrand hinausragen. Es sind lodernde Riesenfackeln aus Wasserstoffgas, die sich durch die Chromosphäre wölben. Oft erreichen sie eine Höhe von mehreren hunderttausend Kilometern, ehe sie sich wieder der Oberfläche entgegen winden. Kleine Protuberanzen (Spiculen) ragen gewöhnlich spitzenförmig aus der Chromosphäre; diese sehr kurzlebigen Erscheinungen sieht man vor allem in den Polgegenden der Sonne.

Im Innern der Sonne

Die Dicke der Photosphäre wird auf 300 km geschätzt. Darunter liegt eine sehr ausgedehnte Konvektionszone, die die Energie aus dem Innern nach außen transportiert. Erzeugt wird die Energie in der Kernzone, deren Radius vom Sonnenmittelpunkt aus etwa 200 000 km beträgt. Die Temperatur wächst zum Zentrum hin.

In der Kernzone dürfte die Temperatur bei 15 000 000°C liegen, der Druck etwa 400 000 Millionen Atmosphären entsprechen. Unter diesen Bedingungen kommt es zu Kernfusionsprozessen, die die Sonnenenergie liefern. Wasserstoffatome verschmelzen (fusionieren) miteinander, so dass Helium entsteht. Nach dem gleichen Prinzip arbeitet auch die Wasserstoffbombe. Die aus der Fusion hervorgehende Helium-Masse ist etwas kleiner als die des verschmerzenden Wasserstoffs. Die verschwundene Masse taucht als Energie wieder auf, deren Größe sich aus Einsteins berühmter Gleichung E = mc² berechnen lässt.

Im Mittelpunkt des Umwandlungsprozesses steht bei der Sonne die sogenannte Proton-Proton- Reaktion. Zunächst verschmelzen zwei Protonen zu einem Deuteriumkern (schwerer Wasserstoff); dabei werden ein Positron (positiv geladenes Elektron) und ein Neutrino abgegeben. (Neutrinos sind seltsame Teilchen: sie haben zwar Energie, doch besitzen sie weder Masse noch Ladung.) Dann verschmilzt Deuterium mit einem weiteren Proton zu einem leichten Heliumkern, wobei Gammastrahlen entstehen. Schließlich verschmelzen zwei leichte Heliumkerne unter Abgabe zweier Protonen zu einem normalen Heliumkern. In einem anderen Kernfusionsprozess spielt Kohlenstoff die Rolle eines Katalysators, um Wasserstoff in Helium umzuwandeln. Pro Sekunde verbraucht die Sonne an die 600 Millionen Tonnen Wasserstoff.

So hell wie die Sonne heute strahlt, strahlt sie bereits seit mindestens 5000 Millionen Jahren. Und sie sollte es noch weitere 5000 Millionen Jahre schaffen. Dann wird ihr Wasserstoffvorrat erschöpft sein und sie wird zu sterben beginnen. Sie wird sich zu einem Roten Riesen aufblähen, der alle Planeten bis hin zum Mars verschlingen wird. Dann wird sie wieder zu schrumpfen beginnen, ein superdichter Weißer Zwerg werden, abkühlen und verblassen.

Die Sonne in Zahlen