Jeder kennt sie, jeder braucht sie, unsere Sonne. Dieser Stern ist das schwerste und größte Objekt unseres Sonnensystems, um das alle Planeten kreisen. Diese Kreisbewegung beruht auf der enormen Masse dieses Himmelskörpers, welche eine Anziehungskraft bedingt, die die Planeten in eine Umlaufbahn zwingt. Doch auch die Sonne wird von einer noch viel größeren Gravitationskraft in eine Kreisbahn gezwungen, was den meisten Menschen nicht bewußt ist. Hier soll jedoch mehr zum Aufbau dieses typischen Sterns gesagt werden, wobei neben der Struktur, auch beobachtbare Merkmale, nebst ihrer Entstehung, beschrieben werden sollen. Der Aufbau unseres Zentralgestirns. Würde man die Sonne aufschneiden, so wären sechs Zonen erkennbar, wobei die drei äußeren nur einen Bruchteil der Stärke der drei inneren Zonen haben. Im Folgenden werde ich versuchen, ein paar grundlegende Informationen zu den einzelnen Zonen zu geben. Bei Wünschen nach genaueren Informationen wenden sie sich einfach an uns.

Die inneren Zonen

Der Kern

In diesem Teil, welcher etwa 1/5 des Sonnendurchmessers einnimmt (300.000 km), finden alle nuklearen Vorgänge statt, welche die gesamte Energie für das Planetensystem erzeugen. Bei extrem hohen Druck und Temperaturen von über 14 Millionen Grad Celsius stoßen hier 2 Teilchen Wasserstoff zusammen und verbinden sich zu einem Teilchen Helium. Die dabei frei werdende Energie wird in die äußeren Zonen in Form von Gamma - Strahlen abgegeben.

Die strahlende Zone

...ist die mächtigste Zone der Sonne, sie nimmt etwa 3/5 des Durchmessers für sich in Anspruch. Die sich hier ebenfalls unter hohem Druck befindlichen Gase haben noch eine Temperatur von 3 bis 10 Millionen Grad Celsius und "bremsen" die Strahlung auf dem Weg zur Oberfläche, was dazu führt, daß die Gamma ­ Strahlung in die viel energieärmere UV- und Röntgenstrahlung umgewandelt wird und erst nach etwa 10 Millionen Jahren diese Zone verläßt.

Die Konvektionszone

In dieser Zone sind die Gase kalt genug, um eine rotierende Bewegung durchzuführen, mit der die Gase in die Grenze der Photosphäre transportiert werden. Dort geben sie einen Großteil der Energie ab und die Gase fallen wieder in tiefere Bereiche der Konvektionszone zurück, um dort neue Energie aufnehmen zu können. Das Ganze beginnt von vorn. 

Die äußeren Zonen

Die Photosphäre

...ist die gasförmige, trübe Sonnenoberfläche, die wir beobachten können. Trotz ihrer Stärke von nur 160 km wird hier alle Energie an das Planetensystem abgegeben. Dies geschieht in den sogenannten Granulen. Diese überziehen die gesamte Sonnenoberfläche, wobei jede einzelne Granule nur einen Durchmesser von ca. 1.000 km hat. Vorstellen kann man sich diese Erscheinungen wie Vulkane, wobei in den Granulen sehr heiße Gase aus dem Sonnenkern aufsteigen. Diese Stellen sieht man als hellen Fleck im Zentrum der Granule. Da die Gase ihre Energie in Form von Licht und Wärme sehr schnell wieder abgeben und somit abkühlen, sinken sie rund um ihre Austrittsstelle wieder zurück und bilden so den dunkleren Rand. Die durchschnittliche Temperatur an der Oberfläche der Photosphäre beträgt ca. 6.000 Grad Celsius. Eine Besonderheit die auch für Amateurastronomen zu beobachten ist, sind die sogenannten Sonnenflecken, welche in der Photosphäre ihren Ursprung haben. Sie entstehen aus gewaltigen Magnetfeldern, welche bogenförmig aus der Sonne aus- und wieder eintreten. Dadurch wird die Hitzezufuhr aus dem Sonneninneren behindert und es entstehen kältere Flecken, die wir als schwarze Punkte beobachten können. Der Kern, der Umbra genannt wird, ist jedoch immer noch ca. 4.000 Grad Celsius heiß und wird von der etwa 5.200 Grad Celsius heißen Penumbra umgeben. Allein die Umbra eines Sonnenfleckes kann mit ca. 20.000 km Durchmesser schon größer als die gesamte Erde sein, auch wenn wir sie im Teleskop nur als kleinen Punkt sehen. Die schwarze Erscheinung der Flecken trügt jedoch; könnte man einen dieser Fleckenkerne an den Nachthimmel setzen, so wäre er immer noch hundertmal heller als das Leuchten eines Vollmondes. Sonnenflecken an sich treten fast immer in Gruppen auf, und in diesen durch den Ein- und Austrittspunkt der Magnetfelder immer paarweise, auch wenn wir manchmal nur einen Fleck sehen können. In einem durchschnittlich 11jährigen Zyklus, welcher von einem 80jährigen überlagert wird, durchläuft die Sonnenaktivität ein Maximum, in dem sehr viele große Fleckengruppen zu sehen sind und ein Minimum, in dem oft über Wochen hinweg gar keine dieser Flecken beobachtbar sind.

Die Chromosphäre

...ist eine zwischen 9.600 und 16.000 km dicke halbdurchsichtige Gasschicht mit sehr niedriger Dichte, wobei eine Temperatur von ca. 5.000 Grad Celsius vorherrscht. Hier befinden sich die sogenannten Protuberanzen und Sonnenflares, sowie die Spikulen. Protuberanzen sind in dieser Zone für die Astronomen sehr interessant. Sie sind bis zu 25.000 Grad Celsius heiße Gasausbrüche und können bis zu 100.000 km über die Sonnenoberfläche hinaufsteigen und bis zu 200.000 km breit werden, wobei sie durch die Magnetfelder gestützt werden. Eingeteilt werden diese Fackeln in zwei Gruppen. Die Erste umfaßt die stationären Protuberanzen, welche über Monate hinweg beobachtet werden können. Die Zweite bilden die aktiven Protuberanzen, welche nur einige Stunden lang beobachtet werden können. Leider benötigt man hierfür sehr teure Technik und Spezialfilter.

Die Korona

... ist die oberste Atmosphärenschicht unseres Sternes. Diese Zone unseres Lebensspenders ist nie ganz rund, da sich in ihr riesige Gasströme, die eine Länge von über zehn Sonnenradien erreichen können, bewegen. Sie leuchtet ebenfalls nur sehr schwach. Durch Löcher in dieser Schicht entweicht der sogenannte Sonnenwind, in welchem Teilchen der Sonne ins Weltall geschleudert werden. Ein Geheimnis der Korona ist noch die Temperatur, welche von ca. 600.000 bis zu mehreren Millionen Grad Celsius beträgt. Die Ursache dieser Koronaheizung ist derzeit noch ungeklärt. Das schwache Leuchten dieser Schicht können Amateurastronomen normalerweise nicht beobachten, da die darunterliegende Photosphäre das entstehende Licht überstrahlt. Die einzige Möglichkeit an teuren Spezialfiltern vorbeizukommen, ist eine Sonnenfinsternis, da hier der helle Kern durch den Mond abgedeckt wird, leider finden diese jedoch nur selten in Reisereichweite statt.

Daten:

Äquatordurchmesser 1,4 Millionen Kilometer (= 109 facher Erddurchmesser)
Volumen 1,4*1018 Kubikkilometer (= 1,3 Millionen Erdvolumen)
Oberfläche 6*1012 Quadratkilometer (= 12.000 Erdoberflächen)
Masse 2*1027 Tonnen (= 330.000 Erdmassen)
Massenanteil an unserem Sonnensystem 99,87 %
Mittlerer Erdabstand 150 Millionen Kilometer
Laufzeit des Lichts zur Erde etwa 500 Sekunden /
Rotationsdauer 25,4 Tage durchschnittlich
Abstand vom Milchstraßenzentrum 27.000 Lichtjahre (1 Lichtjahr = 9,5*1012 km)
Umlaufgeschwindigkeit 220 Kilometer/Sekunde
Umlaufzeit ca. 200 Millionen Jahre
Mittlere Dichte 1,4 Gramm/Kubikzentimeter(= 0,26 fache Erddichte)
Anteil Wasserstoff 73 %
Anteil Helium 25 %
Anteil Sauerstoff 0,8 %
Anteil Kohlenstoff 0,3 %
Anteil sonstige Elemente < 1 %

Bilder unserer Vereinsmitglieder von der Sonne