TERRA-Online / Gymnasium

Infoblatt Sonne

Aufbau und Erscheinungsformen der Sonne





Grundlagen

Die Sonne ist ein Stern, d. h. sie ist eine selbstleuchtende Gaskugel mit großer Masse und hoher Temperatur, die durch Gravitation zusammengehalten wird. Sie ist der Mittelpunkt unseres Sonnensystems und rund 4,6 Mrd. Jahre alt. Wie die Planeten rotiert auch die Sonne, um sich selbst. Eine Drehung dauert im Mittel 25,4 Tage. Dabei bewegen sich die Äquatorbereiche schneller als die Polbereiche.
Die Sonne hat eine Masse von 2*10³⁰ kg. Chemisch setzt sie sich dabei zu 75 % Masseanteil aus Wasserstoff und zu 24 % aus Helium zusammen. 1 % entfällt auf schwerere Elemente wie Sauerstoff oder Kohlenstoff.
Im Zentrum der Sonne ist die Materie sehr stark konzentriert. Hier kommt es durch großen Druck und hohe Temperaturen zu Kernreaktionen. Dabei treten jeweils 4 Wasserstoffatome zu 1 Heliumatom zusammen. Als Abfallprodukt entsteht Energie, die durch Strahlung und Konvektion (Durchmischung der Materie) an die Oberfläche gelangt. Der Transport dauert ca. 1 Mio. Jahre. An der Oberfläche wird die Energie in Form von elektromagnetischer Strahlung (z. B. Gammastrahlung, sichtbares Licht, Röntgenstrahlung, Ultraviolette Strahlung) und Teilchen (Protonen, Elektronen, selten auch Heliumatome) in den Weltraum abgestrahlt. Noch rund 5 Mrd. Jahre kann die Sonne ihre gegenwärtige Strahlung aufrechterhalten. Danach ist der Wasserstoffvorrat verbraucht. Die Sonne wird als Stern absterben, abkühlen und sich in einen weißen Zwerg umwandeln.


Aufbau der Sonne

Die Sonne ist mehrschichtig aufgebaut. Im Inneren befindet sich ein Kern. Nach außen folgen die Strahlungszone, die Konvektionszone und die Sonnenatmosphäre, welche sich aus Photosphäre, Chromosphäre und Korona zusammensetzt.
Im Sonnenkern findet bei einem Druck von 2*10¹⁶ Pa und einer unwahrscheinlich hohen Temperatur von 15 Mio. °C die Kernfusion statt. Die entstehende Energie gelangt in Form von Strahlung durch die 380.000 km mächtige Strahlungszone zur Konvektionszone. Hier kommt es zur kräftigen Durchmischung der Materie, wobei heiße Gase an die Sonnenoberfläche transportiert werden. Die folgende Photosphäre bildet den Übergang zwischen dem Sonneninneren und der Sonnenatmosphäre. Das aus der Konvektionszone ankommende glühende Gas wird hier zu Sonnenlicht umgewandelt. Die Photosphäre hat eine Stärke von nur 300 km mit einer Durchschnittstemperatur von 5.500 °C.
Die sich außen anschließende Chromosphäre (innere Atmosphäre) ist bis zu 10.000 km mächtig. Sie leuchtet schwach rötlich und liegt wie eine Haut aus Flammen auf der Photosphäre. Sichtbar wird die Chromosphäre nur, wenn die Photosphäre verdeckt wird, z. B. bei einer totalen Sonnenfinsternis.
Die äußerste Schicht der Sonne ist die Korona, auch äußere Atmosphäre genannt. Sie besitzt eine extrem geringe Dichte und eine hohe Temperatur von ca. 1 Mio. °C. Die Korona besteht aus einer gewaltigen weißen Gaswolke, die sich ohne scharfe Begrenzung mehrere Millionen Kilometer in das Weltall erstreckt. Wegen ihrer geringen Helligkeit ist die Korona, ebenso wie die Chromosphäre, nur bei totaler Sonnenfinsternis sichtbar. In Abhängigkeit von der Sonnenaktivität verändert die Korona ihre Form und ihre Struktur.


Sonnenaktivität

Sonnenaktivität ist ein Sammelbegriff für die veränderlichen, kurzlebigen Erscheinungen in bestimmten Gebieten auf der Sonne. Hierzu gehören Sonnenflecken, Fackeln, Proturberanzen und Eruptionen. Die Erscheinungen treten in einem 11-Jahres-Rhythmus auf und werden durch Veränderungen des Magnetfeldes der Sonne verursacht.
Sonnenflecken sind unregelmäßige Störgebiete in der Photosphäre. Sie erscheinen dunkler, da sie bis zu 2.000 °C kälter sind als ihre Umgebung. Sie entstehen an Stellen, wo Magnetfeldstörungen den Transport der heißen Gase an die Oberfläche verhindern. Sonnenflecken treten oft in Gruppen auf. Sie sind nur einige Tage beständig und können ihre Form ändern.
Plötzliche Energiefreisetzungen Richtung Weltall werden als Sonnenfackeln bezeichnet. Sie sind als fadenförmige helle Gebilde sichtbar und haben meist eine um 1.000 °C höhere Temperatur als ihre Umgebung. Verursacht werden sie durch Störungen in der Photosphäre und der Chromosphäre. Fackeln sind oft an Sonnenflecken gekoppelt, haben jedoch eine längere Lebensdauer als diese.
Sehr gut bei einer Sonnenfinsternis sichtbar sind die Proturberanzen. Hierbei handelt es sich um Gaswolken unterschiedlicher Größe und Gestalt, die aus der Chromosphäre und der Korona ragen. Sie besitzen leuchtende bogen- und brückenartige Strukturen und können tagelang unverändert bleiben.
Die Eruptionen sind die kürzesten Phänomene. Sie dauern nur wenige Minuten bis max. 1,5 Stunden und sind als schnelle Helligkeitsausbrüche in der Photo- und Chromosphäre sichtbar. Bei Eruptionen werden große Mengen Energie freigesetzt. Folglich erhöht sich die Abstrahlung von UV- und Röntgenstrahlung.
Viele Sonnenaktivitäten sind von der Erde aus gut zu beobachten. Große Flecken sieht man schon mit dem bloßen Auge. Allerdings sollte man nie direkt in die Sonne sehen, da dabei die Augennetzhaut geschädigt wird. Zur Beobachtung der Sonne werden deshalb Teleskope verwendet, die mit besonderen Filtern ausgestattet sind.


Sonnenfinsternis

Um die Erde kreist ein natürlicher Satellit – der Mond. Trifft sein Schatten auf die Erde, so erleben diejenigen, die sich im Mondschatten befinden, eine Sonnenfinsternis. Der Mond schiebt sich also vor die Sonne und schirmt das Sonnenlicht ab. Eine Sonnenfinsternis kann nur bei Neumond eintreten. Doch nicht bei jedem Neumond findet eine Sonnenfinsternis statt. Die Ursache liegt in der geneigten Umlaufbahn des Mondes. Zur Sonnenfinsternis müssen Sonne, Mond und Erde auf einer Geraden liegen. Da die Umlaufbahn des Mondes aber um 5° gegen die Ekliptik (Umlaufbahn Erde um Sonne) geneigt ist, kann er sich bis zu 40.000 km oberhalb oder unterhalb dieser Ebene aufhalten und somit keinen Schatten auf die Erde werfen.
Je nachdem, ob die Sonne vom Mond vollständig oder nur teilweise verdeckt wird, unterscheidet man zwischen totaler und partieller Sonnenfinsternis. Eine totale Sonnenfinsternis ist recht selten und dauert max. 7,6 Minuten. Die nächste wird am 13. November 2012 über dem Nordosten Australiens und dem Pazifik zu beobachten sein.