Die Sonne (lat. "Sol"; gr. "Helios") ist der Stern im Zentrum unseres Planetensystems, das nach ihr auch Sonnensystem genannt wird. In der gehobenen Umgangssprache wird der Individualname unseres Zentralgestirns auch für andere Sterne verwendet ("Sonnen").

Die Sonne ist für das Leben auf der Erde von fundamentaler Bedeutung. Viele wichtige Prozesse auf der Erdoberfläche, wie das Klima und das Leben selbst, werden durch die Strahlungsenergie der Sonne angetrieben. So stammen etwa 99,98 % des gesamten Energiebeitrags zum Erdklima von der Sonne â?? der winzige Rest wird aus geothermalen Wärmequellen gespeist. Auch die Gezeiten gehen zu einem Drittel auf die Schwerkraft der Sonne zurück.

Innerhalb der Milchstra�e ist die Sonne ein "durchschnittlicher", zu den Gelben Zwergen gehöriger Stern. Ihr astronomisches Zeichen ist ein Kreis mit einem zentralen Punkt.

Allgemeines

Die Sonne ist der beherrschende Himmelskörper in unserem Planetensystem, zu dessen Gesamtmasse sie mit einem Anteil von knapp 99,9 % beiträgt. Ihr Durchmesser beträgt etwa 1,39 Millionen km (109-facher Erddurchmesser), was knapp unter dem geschätzten Mittelwert aller Sterne liegt.

Ihr durchschnittlicher Abstand von der Erde beträgt ungefähr 150 Millionen Kilometer. Die Erde kommt der Sonne bei ihrem Perihel-Durchgang um den 3. Januar (2. bis 4. Januar) bei 147,099 Mio. km am nächsten, die grö�te Entfernung hat sie bei ihrem Aphel-Durchgang um den 5. Juli (3. bis 6. Juli) bei 152,096 Millionen Kilometer.

Durch ihre Oberflächentemperatur von 5.778 K (siehe auch Schwarzkörperstrahlung) fällt die Sonne in die Spektralklasse G2 und hat die Leuchtkraftklasse V. Der G2V-Stern ist daher ein durchschnittlicher, gelb leuchtender â??Zwergsternâ??, der sich in der etwa 10 Milliarden Jahre dauernden Hauptphase seiner Entwicklung befindet. Die Sonne gehört im Hertzsprung-Russell-Diagramm der Hauptreihe an und ihr Alter wird auf etwa 4,57 Milliarden Jahre geschätzt.

Aufbau

Die Sonne besteht aus verschiedenen Zonen mit schalenförmigem Aufbau, wobei die �bergänge allerdings nicht streng voneinander abgegrenzt sind.

Zusammensetzung

Die Sonnenmasse beträgt etwa das Doppelte der geschätzten Durchschnittsmasse eines Sterns der Milchstra�e. Zählt man nur die Sterne mit Wasserstoffbrennen (schlie�t also die "Braunen Zwerge" aus), liegt ihre Masse im Durchschnitt. Ihre Masse setzt sich zu 73,5 % aus Wasserstoff und zu 25 % aus Helium zusammen. Die restlichen 1½ Prozent der Sonnenmasse setzen sich aus zahlreichen schwereren Elementen bis einschlie�lich Eisen (siehe Periodensystem) zusammen, vor allem Sauerstoff und Kohlenstoff. Hinsichtlich der Anzahl der Atome beträgt der Wasserstoffanteil 92,0 % und der Heliumanteil 7,9 %.

Kern

Sämtliche freiwerdende Energie stammt aus einer als "Kern" bezeichneten Zone im Innern der Sonne. Dieser Kern erstreckt sich vom Zentrum bis zu etwa einem Viertel des Radius der sichtbaren Sonnenoberfläche. Obwohl der Kern nur 1,6 % des Sonnenvolumens ausmacht, sind hier rund 50 % der Sonnenmasse konzentriert. Bei einer Temperatur von etwa 15,6 Millionen K liegt die Materie in Form eines Plasmas vor.

Strahlungszone

Um den Kern herum liegt die so genannte "Strahlungszone", die etwa 70 % des Sonnenradius ausmacht. Im Vakuum des Weltalls bewegen sich Gammaphotonen mit Lichtgeschwindigkeit durch den Raum. Im Innern der Sonne herrscht eine derart hohe Dichte, dass die Photonen immer wieder mit den Teilchen des Plasmas zusammensto�en, dabei absorbiert und wieder abgestrahlt werden. Sie bewegen sich auf einer völlig zufälligen Bahn und diffundieren dabei Richtung Sonnenoberfläche. Statistisch benötigt ein ständig absorbiertes und re-emittiertes Photon etwa 10.000 bis 170.000 Jahre, um die Sonne zu verlassen. Dies bedeutet, dass das Licht, welches wir heute von der Sonne erhalten, bereits vor entsprechend langer Zeit erzeugt wurde. Bei jedem Zusammensto� in der Strahlungszone nimmt die Strahlungsenergie des Photons ab und seine Wellenlänge nimmt zu. Die Gammastrahlung wird in Röntgenstrahlung umgewandelt.

Anders als die Photonen gelangen die Neutrinos nahezu ungehindert durch die Schichten der Sonne, da sie kaum mit Materie in Wechselwirkung treten. Die Neutrinos erreichen, da sie sich beinahe mit Lichtgeschwindigkeit bewegen, bereits nach acht Minuten die Erde, wobei sie den Planeten fast ungehindert durchqueren. In jeder Sekunde durchqueren etwa 70 Milliarden Neutrinos einen Quadratzentimeter der Erdoberfläche.

Konvektionszone

An die Strahlungszone schlie�t sich die "Konvektionszone" an. Sie ist 140.000 km dick und macht somit 20 % des Sonnenradius aus. Am Grenzbereich zur Strahlungszone beträgt die Temperatur noch etwa zwei Millionen Kelvin. Die Energie wird in dieser Zone nicht mehr durch Strahlung abgegeben, sondern durch eine Strömung (Konvektion) des Plasmas weiter nach au�en transportiert. Dabei steigt hei�e Materie in gewaltigen Strömen nach au�en, kühlt dort ab und sinkt wieder ins Sonneninnere hinab. Da das frisch aufgestiegene Plasma hei�er und damit heller ist als das absteigende, sind die Konvektionszellen mit einem Teleskop als Granulation der Sonnenoberfläche erkennbar.

Sonnenoberfläche und Umgebung

Photosphäre

Oberhalb der Konvektionszone liegt die Photosphäre, die wir als Quelle der Sonnenstrahlung wahrnehmen: eine "Kugelschale aus Licht" (griech.) als die für Menschen sichtbare Sonnenoberfläche. Sie ist aber nur eine 300 bis 400 km dicke Schicht, deren Temperatur an der Oberfläche rund 5800 Kelvin (5500 °C) beträgt. Die Photosphäre gilt allgemein als die eigentliche Sonnenoberfläche, obwohl unser Zentralgestirn, wie auch die meisten anderen Sterne, keine scharfe äu�ere Grenze besitzt.

Die Photosphäre gibt die gesamte vom Sonneninnern erzeugte und aufsteigende Energie als Strahlung ab, groÃ?teils im sichtbaren Licht, was auch ihr Name andeutet (griech. φoς = Licht). Erst hier hat die Energie der Strahlungsquanten soweit abgenommen, dass sie unschädlich und für das menschliche Auge sichtbar sind. Wegen ungeheurer Wirbel und variabler Magnetfelder (Quelle der Sonnenflecken) darf man sich die Oberfläche allerdings nicht als glatt vorstellen. Durch digitale Bildverarbeitung der Messungen von SOHO oder TRACE kann man sie so darstellen, dass sie wie hartes, aber dauernd bewegliches Material aussieht. Für die Turbulenzen ist auch die elektrische Leitfähigkeit der heiÃ?en Sonnenmaterie entscheidend.

Chromosphäre

�ber der Photosphäre erstreckt sich die Chromosphäre. Sie wird von der Photosphäre zwar überstrahlt, ist aber bei Sonnenfinsternissen für einige Sekunden als rötliche Leuchterscheinung zu sehen. Die Temperatur nimmt hier auf über 10.000 K zu, während die Gasdichte um den Faktor 10 bis 4 auf 10 bis 15 g/cm3 abnimmt. Das Licht, das durch die Chromosphäre scheint, wird zu einem verschwindend geringen Anteil absorbiert. Die Chromosphäre sowie der oberste Teil der Photosphäre sind daher für die charakteristischen dunklen Linien des Sonnenspektrums, welche als Fraunhofersche Linien bekannt sind, verantwortlich.

Korona

�ber der Chromosphäre liegt die Korona, in der die Dichte nochmals um den Faktor 10-4 auf 10-19 g/cm3 abnimmt. Die innere Korona erstreckt sich, je nach dem aktuellen Fleckenzyklus, um ein bis zwei Sonnenradien nach au�en und stellt eine erste �bergangszone zum interplanetaren Raum dar. Durch Sonnenstrahlung, Sto�wellen und andere Wechselwirkungen mechanischer oder magnetischer Art wird die äu�erst verdünnte Koronamaterie allerdings auf Temperaturen bis zu zwei Millionen Kelvin aufgeheizt. Die genauen Ursachen dieser Heizmechanismen sind noch unklar. Eine mögliche Energiequelle wären akustische Wellen und Microflares, kleine Ausbrüche auf der Sonnenoberfläche.

Ein besonders hoher Temperaturgradient herrscht an der Untergrenze der Korona, wo ihre Dichte nach oben schneller abnimmt, als die Energie abtransportiert werden kann. Innerhalb einiger hundert Höhenkilometer steigt die kinetische Gastemperatur um eine Million Grad und "macht sich Luft", indem die zusätzliche Heizenergie als Sonnenwind entweicht. Die Korona kann nur aufgrund ihrer extrem geringen Dichte so hei� werden.

Der bei jeder totalen Sonnenfinsternis sichtbare Strahlenkranz (lat. Corona = Krone) hat schon vor Jahrtausenden die Menschen erstaunt. Er kann bis mehrere Millionen Kilometer reichen und zeigt eine strahlenförmige Struktur, die sich mit dem Zyklus der Sonnenflecken stark ändert. Im Sonnenflecken-Maximum verlaufen die Strahlen nach allen Seiten, im Minimum nur in der Nähe des Sonnenäquators.

Die Korona geht in den Sonnenwind über. Dieser erstreckt sich bis zur Heliopause, wo er auf das Interstellare Medium trifft.

Rotation

Die Sonne rotiert in rund vier Wochen um die eigene Achse. Diese Rotation dauert am �quator 25,4 Tage, in mittleren Breiten 27 bis 28 Tage und nahe den Polen 36 Tage. Dieser Unterschied in der Dauer eines Sonnentages wird als differenzielle Rotation bezeichnet und ist seit längerem durch Gas- und Hydrodynamik erklärbar. Anfang der 1990er erkannte man jedoch, dass die Sonne unterhalb der Konvektionszone gleichförmig mit einer Periode von knapp 27 Tagen rotiert. Der �bergangsbereich, die Tachocline, ist durch einen starken radialen Gradienten der differenziellen Rotation gekennzeichnet. Er ist auf wenige Prozent des Sonnenradius begrenzt und fällt in etwa mit dem unteren Ende der Konvektionszone zusammen. Der Verlauf der differenziellen Rotation innerhalb der Konvektionszone sowie die Lage und die Dicke der Tachocline sind theoretisch noch nicht verstanden.

Sonnenstrahlung

Die Sonne sendet ein Spektrum elektromagnetischer Wellen aus, beginnend bei langewlligen Radiowellen über sichtbares Licht bis hin zur Röntgenstrahlung. In weiten Bereichen entspricht es dem eines schwarzen Strahlers der Temperatur von 5800 K mit einem Maximum bei gelbgrünem Licht, überlagert von nichttermischen Emissionen und Absorptionen, beispielsweise den Fraunhoferlinien im sichtbaren Bereich.

Die Stabilität der Sonne

Wenn man einem Gas Wärme zuführt und das Volumen konstant hält, nimmt die Temperatur zu. Wird während der Wärmezufuhr das Volumen vergrö�ert, so erhöht sich die Temperatur weniger oder sie kann, bei hinreichend gro�er Volumenzunahme, sogar abnehmen. Ein System, dessen Temperatur bei Wärmezufuhr abnimmt, hat eine negative Wärmekapazität. Das ist bei der Sonne der Fall. Der Grund dafür ist das Gravitationsgesetz: Je weiter sich ein gravitativ zusammengehaltener Gasball ausgedehnt hat, desto leichter ist es für ihn, sich noch weiter auszudehnen. Man nehme nun eine Abweichung der Kernfusionsreaktion vom stationären Zustand an: Es werde mehr Wärme produziert als nach au�en abgeführt wird. Dabei nimmt, wegen der negativen Wärmekapazität, die Temperatur ab, und damit vermindern sich auch der Reaktionsumsatz und die Wärmeproduktion, d. h. die überhöhte Wärmeproduktionsrate wird korrigiert. Das System stabilisiert sich selbst, es liegt demgemä� eine negative Rückkopplung vor.

Magnetfeld

Das Magnetfeld der ruhigen Sonne lässt sich näherungsweise durch ein Dipolfeld beschreiben. Alle 11 Jahre findet eine Umpolung statt (11-Jahre-Zyklus der Sonne), sodass die ursprüngliche Ausrichtung nach 22 Jahren wieder erreicht wird. Das Magnetfeld auf der Sonnenoberfläche ist etwa doppelt so stark wie das Magnetfeld auf der Erde, es beträgt ca. 100 µT (1 Gau�). Es beruht auf den in einer Grö�enordnung von 1012 Ampere in der Sonne zirkulieren elektrischen Strömen, begünstigt von der hohen Leitfähigkeit des Plasmas im Sonneninnern, die dem von Kupfer bei Zimmertemperatur entspricht. So wirkt das Innere der Sonne wie ein gigantischer Dynamo, der die Bewegungsenergie eines elektrischen Leiters in elektrische Energie und in ein Magnetfeld umwandelt. Man geht derzeit davon aus, dass dieser Dynamoeffekt nur in einer dünnen Schicht am Boden der Konvektionszone wirksam ist.

Die Stärke des Magnetfeldes fällt gemä� der Dipolformel mit ~ 1/(Abstand)³ ab; in Erdnähe wirkt sie sich daher nur mit einer Stärke von 0,01 nT aus. Das tatsächlich gemessene interplanetare Magnetfeld liegt dagegen bei einigen nT. Ursache dafür ist der Sonnenwind, der durch au�erordentlich starke lokale Magnetfelder von der Strömung von Gasen hervorgerufen wird, die infolge Ionisation die Elektrizität gut leiten.

Sonnenflecken

Wechselwirkung der Sonne mit ihrer Umgebung

Die Sonne beeinflusst ihre Umgebung nicht nur durch Strahlung und Gravitation, sondern auch den interplanetaren Raum mit ihrem Magnetfeld und vor allem mit der Teilchenemission, dem Sonnenwind. Dieser Teilchenstrom kann die Sonne mit mehreren 100 km/s verlassen und verdrängt das Interstellare Medium bis zu einer Entfernung von circa 22,5 Milliarden Kilometern (150 Astronomische Einheiten). Dieser Bereich, der durch den Sonnenwind weitgehend vom interstellaren Gas befreit wurde, hei�t Heliosphäre.

Bei Sonneneruptionen können sowohl Geschwindigkeit als auch Dichte des Sonnenwindes stark zunehmen und auf der Erde neben Polarlichtern auch Störungen in elektronischen Systemen und im Funkverkehr verursachen.

Weitere Informationen erhalten Sie unter anderem auf Wikipedia .