Die Sonne ist ein glühender Gasball, ein überdimensionaler Ofen, in dem unbändiges Feuer lodert und Hitze bis weit in den Weltraum abgestrahlt wird, sodass wir selbst hier auf der Erde in 150 Millionen Kilometern Entfernung zur Sonne noch die Kraft ihrer Strahlen spüren.
Doch die Macht der Sonne reicht noch viel weiter, bis zu den äußeren Planeten. Dort allerdings hat sie spürbar an Kraft verloren, ihre Strahlen schaffen es nicht mehr, die Himmelskörper so weit draußen noch zu erwärmen.
Auch wenn die Sonne für uns wie ein Feuerball erscheint, besteht sie doch aus unterschiedlichen Schichten, in denen sich ganz bestimmte Vorgänge abspielen, die für die jeweilige Schicht typisch sind.
Die Schichten sind nicht scharf voneinander abgegrenzt, sondern gehen allmählich ineinander über. Genaueres dazu erfährst du auf dieser Seite.
Die Erkenntnisse über den Aufbau der Sonne stammen aus Beobachtungsdaten von Sonden, die sich seit einigen Jahren im Weltall befinden und auf die Sonne ausgerichtet sind. Weitere Informationen zu SOHO, SDO und anderen gibt es auf der Seite 'Sonnenmissionen'.
Innerer Aufbau der Sonne
Der Kern
Im Kern der Sonne sind Druck und Temperatur (15 Mio Grad) so hoch, dass die Materie dort die Form von Plasma hat. Nur hier im tiefsten Inneren der Sonne findet die Kernschmelze statt. Wasserstoffkerne verschmelzen zu Heliumkernen.
Dabei wird Energie frei und in Form verschiedener Strahlungen (Licht- und Wärmestrahlung, Radiostrahlung, Röntgenstrahlung, Gammastrahlung) an die Strahlungszone abgegeben. Pro Sekunde wird eine gewaltige Energie von 370000000000000000000000000 Watt frei!
Die Strahlungszone
Die Strahlungszone umgibt den Kern und transportiert die dort entstehende Energie weiter nach außen. Bis aber ein Photon (Lichtteilchen) diese Schicht vollständig durchquereren kann, stößt es häufig mit den Plasmateilchen zusammen und wird von seinem Weg abgelenkt oder ganz und gar absorbiert.
Bis ein Lichtteilchen nach seiner Entstehung die Sonne verlässt, können bis zu 10 Millionen Jahre vergehen! Die Temperaturen der Strahlungszone liegen zwischen 2 und 15 Mio Grad. Die Strahlungszone nimmt ca. 70% des Sonnenradius ein.
Die Konvektionszone
Die Konvektionszone schließt sich an die Strahlungszone an und ist 140.000 km breit, das sind ca. 20% des Sonnenradius. In ihr wird die Strahlung durch Strömungen weitergegeben. Heiße Materie steigt auf, kühlt sich ab und sinkt wieder ins Innere der Sonne ab, wo sie wiederum erhitzt wird und aufsteigt.
Ist ein Teleskop mit einem geeigneten Filter ausgestattet, kann man die Plasmaströme direkt sehen. Heißes Plasma ist heller als kühles, so entsteht eine Granulation.
Die Photosphäre
Die Photosphäre ist die sichtbare Oberfläche der Sonne, also das, was wir als Sonne wahrnehmen. Diese Oberflächenschicht der Sonne ist rund 400 km dick. Von hier aus entweicht das sichtbare Licht der Sonne in den Weltraum. Die Temperatur beträgt hier an der Grenze zum kalten Weltall noch 5500 Grad. Die Photosphäre gibt die gesamte im Inneren erzeugte Energie nach außen ab. Manchmal schießt von hier aus ein gewaltiger Materiestrom hinaus, der Sonnenfackel oder Protuberanz genannt wird. Genaueres dazu folgt weiter unten.
Schon gewusst?
Bei der Kernschmelze in der Sonne werden winzige Teilchen frei, die Neutrinos. Sie bewegen sich fast mit Lichtgeschwindigkeit und sind so klein, dass sie überall hindurchpassen. Ein Neutrino kann die gesamte Erdkugel durchqueren, ohne einmal irgendwo anzuecken! Jeder Quadratzentimeter der Erde wird pro Sekunde von schätzungsweise 70 Milliarden Neutrinos durchquert! Das bedeutet, dass sie auch durch deinen Körper dringen, ohne dass du etwas davon bemerkst. Aber keine Angst, sie tun dir nichts.
Erscheinungen an der Oberfläche der Sonne (Photosphäre)
Die Granulation
In der Photosphäre, die als Oberfläche der Sonne gilt, lässt sich die Granulation beobachten. Die Sonne ist nicht gleichmäßig hell, sondern eher körnig mit hellen und dunklen (heißen und kühlen) Stellen.
Die Granulation wird durch die in der Konvektionszone aufsteigenden Wasserstoffgasblasen gebildet.
Die einzelnen Granulen (innen aufsteigend sind sie heiß und hell, außen absteigend sind sie dunkler und um 500 K kälter) haben einen Durchmesser bis zu 1000 km und eine Lebensdauer von wenigen Minuten.
Protuberanzen
Von Zeit zu Zeit schießen glühende Gasströme von der Sonne in den Weltraum. Sie werden Protuberanzen genannt.
Auf dem Bild sehen wir die Protuberanzen vom 21. Oktober 2011.
Die Sonne selbst ist durch die rote Scheibe abgedeckt, da sie sonst alles überstrahlen würde. Zur Verdeutlichung der Größe der Sonne ist ein weißer Kreis eingezeichnet. Dessen Rand entspricht dem Sonnenrand.
Wer Protuberanzen in Aktion sehen möchte, kann auf das Bild klicken. Es wird eine Animation gestartet, die eine Eruption am 18. Oktober 2011 zeigt.
Wir sehen, dass die Protuberanzen weit in das Weltall hinausschießen. Sie können enorme Ausdehnungen haben, besonders heftige Protuberanzen können bis zu 1 Million Kilometer über die Sonne hinausragen.
Gewöhnliche Protuberanzen haben eine Ausdehnung von etwa 40 000 km. Darin könnten drei Planeten in der Größe der Erde aufgestapelt werden.
Protuberanzen können auch Bögen bilden. Dabei richten sie sich an den Magnetfeldlinien der Sonne aus, folgen ihnen und treten wieder in die Sonne ein.
Sonnenflecken
Von Zeit zu Zeit erscheinen auf der Sonnenoberfläche dunkle Flecken. Sie treten einzeln oder in Gruppen auf und wandern, wenn man sie über mehrere Tage hinweg beobachtet, über die Sonnenscheibe. Wenn sie sich nicht vorher aufgelöst haben, verschwinden sie an einem Rand der Sonne und tauchen nach einigen Tagen am anderen Rand wieder auf.
Sonnenflecken treten zyklisch auf. Nach langjährigen Beobachtungsreihen wurde ein Sonnenzyklus von 22 Jahren festgestellt. Alle 11 Jahre gibt es auffällig viele Sonnenflecken, ihre Anzahl steigt auf ein Maximum. Zwischendurch gibt es sehr wenige Flecken, dann haben wir ein Sonnenfleckenminimum.
Daraus kann man ableiten, dass sich die Sonne am Äquator in etwa 25 Tagen einmal um sich selbst dreht. In den Außenbereichen (Polnähe) dauert die Drehung bis zu 30 Tage (die Oberfläche wandert unterschiedlich schnell herum, da die Sonne kein fester Körper ist). Ein Klick auf das Bild führt zu einer Animation der Wanderung der Sonnenflecken vom 14. bis 19. Oktober 2011.
Die Temperatur der Sonnenflecken ist um bis zu 2000 Grad niedriger als die der Umgebung, dadurch erscheinen sie uns so dunkel. In Wirklichkeit sind die Flecken immer noch 5000mal so hell wie der Vollmond.
Manche Flecken lösen sich schnell wieder auf, andere können wochen- oder sogar monatelang beobachtet werden. Die Flecken wirken auf der Sonnenoberfläche winzig, dabei sind sie aber häufig so groß, dass die gesamte Erdkugel darin Platz finden könnte! Mehr zum Thema gibt es auf der Seite 'Sonnenflecken'.
Die Chromosphäre
Die Chromosphäre umgibt als 12 000 km dicke Schicht die Photosphäre. Sie ist nur schwer beobachtbar, bei einer Sonnenfinsternis aber wird sie als rötlicher Saum sichtbar, der die Sonne umschließt. In dieser Späre steigt die Temperatur wieder an, auf etwa 10000 Grad.
Das Licht der Sonne wird in dieser Schicht gefiltert, es entstehen die für das Sonnenlicht charakteristischen Fraunhoferschen Linien im Spektrum.
Fraunhofersche Linien sind dunkle Linien, die sichtbar werden, wenn Sonnenlicht durch ein Prisma in seine Spektralfarben zerlegt wird. An manchen Stellen fehlt die Farbe, sie wurde absorbiert.
Wer die Linien lesen und verstehen kann, erkennt, aus welchen chemischen Elementen die Sonne zusammengesetzt ist.
Die Korona
Die Korona (auf deutsch 'Krone') wird für uns nur bei einer totalen Sonnenfinsternis sichtbar. Dabei deckt der Mond die Sonnenscheibe und damit die extrem hellen Sonnenstrahlen vollständig ab. So können wir die zarten Strahlen der Korona erst erkennen.
Der Anblick der Korona ist sehr beeindruckend. Ihre Strahlen erstrecken sich einige Millionen Kilometer weit in den Weltraum. Erstaunlicherweise sind diese Strahlen sehr heiß (1-2 Mio Grad), viel heißer als die Sonnenoberfläche. Warum das so ist, weiß man noch nicht so genau.
Die Korona verändert sich ständig, ist mal größer und mal kleiner, je nach Stadium des Sonnenfleckenzyklus. Wie stark sie sich innerhalb kurzer Zeit verändern kann, sieht man in diesem Film, der aus Fotos der Sonnensonde SDO zusammengesetzt ist.
Das Magnetfeld der Sonne
Das Magnetfeld ist eine unsichtbare Komponente der Sonne, aber es lässt sich trotzdem messen und beobachten. Die Sonne besitzt das größte und zugleich auch eigenartigste Magnetfeld im ganzen Sonnensystem. Wie es im Einzelnen funktioniert, ist bis heute noch nicht so ganz verstanden.
Ein Magnetfeld besitzt Kraftlinien, an denen entlang der Magnetismus wirkt. Die Sonne ist eine Art riesiger Magnetstab mit einem Pluspol und einem Minuspol. Diese befinden sich am Nordpol und Südpol der Sonne.
Etwa alle 11 Jahre kehrt sich die Polarität um. Befand sich der Pluspol bislang am Nordpol der Sonne, ist er nun plötzlich am Südpol zu finden. Eine wichtige Rolle bei der Umkehrung des Magnetfeldes spielen die Sonnenflecken. Wie beobachtet werden konnte, treten Magnetfeldlinien aus den Flecken aus und in benachbarte Flecken wieder ein.
Image Credit: Courtesy of NASA/SDO and the AIA, EVE, and HMI science teams.
Kurz nach dem Urknall entstanden gleich die ersten Sterne. Damals war der Raum kleiner und alles war noch enger beisammen. So konnten sich hauptsächlich sehr massereiche Sterne herausbilden.
Diese wurden bei der Explosion ins 
Am Beginn eines Sternenlebens steht eine riesige Gas- und Staubwolke. Das wissen wir spätestens seit den spektakulären Bildern, die das Weltraumteleskop Hubble im 
Oder aber die ursprüngliche Gaswolke wird durch eine nahe Supernova-Explosion gestört. Die Schockwelle, die daraufhin die Gaswolke durchläuft, sorgt für eine Verdichtung, aus der sich massearme Sterne wie unsere Sonne herausbilden können. Gleichzeitig wird die Gaswolke mit neuen chemischen Elementen angereichert, aus denen sich später feste Körper wie z.B. 
Durch die Masseansammlung steigt die Dichte immer weiter, und mit ihr erhöht sich auch die Temperatur im Inneren. Das Gas verdichtet und erhitzt sich unaufhörlich. Nun haben wir bald (das heißt nach einigen Millionen Jahren!) einen Protostern.
Die Lebensdauer der Sonne lässt sich vorherberechnen. Wir kennen ihre Größe und Masse (in Kilogramm eine 2 mit 30 Nullen hintendran) und ihren Brennstoffvorrat (73% Wasserstoff).
Die Sonne wird nicht 9 Milliarden Jahre lang gleich hell und heiß leuchten. In jungen Jahren war sie kühler als heute. Sie steigert im Verlauf ihres Daseins allmählich ihre Leuchtkraft. Das wird leider dazu führen, dass es bereits in etwa 100 Millionen Jahren auf der 
In etwa 4 Milliarden Jahren geht der Sonne endgültig der Wasserstoff aus. Die Kernfusion kommt zum Erliegen. Die Sonne wird ihre äußeren Schichten abstoßen. Dabei dehnt sie sich gewaltig aus und verschluckt dabei 
Dann werden die äußeren Schichten wieder auf den Kern zurückstürzen und erneut expandieren (sich aufblähen). Dieses Zusammenziehen und Ausdehnen kann durchaus mehrere Male hintereinander geschehen, in immer kürzeren Abständen.
Die Sonne selbst endet als Weißer Zwerg. Sie wird dann etwa so groß sein wie die Erde und nur noch schwach vor sich hin glimmen.