Aufbau der Sonne

Grob kann man die Sonne in Sonneninneres und Sonnenatmosphäre unterteilen, wobei man unter letzterem jenen Anteil der Sonne versteht, der elektromagnetische Strahlung aussendet, der also sichtbar ist.

Sonneninneres

Die Abbildung zeigt den Aufbau der Sonne. Kern (Energiezeugung) Strahlungszone (Energietransport durch Strahlung) Konvektionszone (Energietransport durch Konvektion) Photosphäre (sichtbare Oberfläche) Sonnenflecken Granulation Chromosphäre Protuberanzen Korona (Grafik: Kiepenheuer Institut Freiburg)

Das Sonneninnere besteht, von innen nach außen, aus dem Kern, der Strahlungszone und der Konvektionszone. Im Kern findet die Energieerzeugung statt, indem vier Wasserstoffkerne zu einem Heliumkern verschmelzen. Dabei tritt der sogenannte Massendefekt auf, das heißt die vier Wasserstoffkerne haben zusammen mehr Masse als der Heliumkern. Wohin geht nun die Masse? Nach Einsteins Formel

E = Δm c²

wird die Differenzmasse Δm in Energie (γ-Strahlung) umgewandelt. In der Formel stehen E für die Energie Δm für die Diffenzmasse und und c für die Lichtgeschwindigkeit. Pro Sekunde verliert die Sonne dabei ungefähr 4 Million Tonnen.

In der Strahlungszone wird Energie durch Absorption und Reemission nach außen transportiert, das heißt die Atome in der Strahlungszone nehmen die vom Kern kommende Strahlung auf und geben sie anschließend wieder ab. Dabei braucht die Strahlung nicht nur ungefähr 170 000 Jahre um diese Zone zu passieren, sondern auch ihre Energie wird von Prozess zu Prozess abgeschwächt, was wiederum bedeutet, dass die Wellenlänge zunimmmt. So geht die, bei der Kernfusion erzeugte γ-Strahlung, im Laufe der Absorption und Emission in Röntgenstrahlung, UV und schließlich in sichtbares Licht über.

In der Konvektionszone ändert sich der Mechanismus des Energietransports. Unten befindliche Gasmassen erwärmen sich, dehnen sich aus, erhalten dadurch eine geringere Dichte als ihre Umgebung und erfahren einen Auftrieb. Wenn sie sich am oberen Rand der Konvektionszone abkühlen, steigt ihre Dichte wieder und sie sinken ab.

Sonnenatmosphäre

Von innen nach außen kann man die Sonnenatmosphäre unterteilen in Photosphäre, Chromosphäre, Übergangszone und Korona.

Betrachtet man die Sonne ohne ensprechendem Filter sieht man die Photosphäre, die als Oberfläche der Sonne angesehen wird. Es ist jedoch zu erwähnen, dass die Photosphäre keineswegs fest ist, sondern wie auch die übrige Sonne aus Plasma besteht. Das bekannteste Phänomen dieser Schicht sind wohl die Sonnenflecken. Sie sind ungefähr 1000 K kühler als die restliche Photosphäre und erscheinen daher dunkler. Im Gegensatz dazu findet man aber auch Fackeln, hellere bzw. heißerer Gebiete der Sonnenoberfläche. Betrachtet man die Photosphäre etwas genauer so erkennt man auch die Granulation, ein zellförmiges Muster, dessen Zellen die oben beschriebenen Konvektionsprozesse darstellen.

Die Abbildung zeigt die Photosphäre, die sichtbare "Oberfläche" der Sonne mit einigen Sonnenflecken am 22. Juni 2000. In der vergrößerten Detailansicht sieht man die dunkle Umbra und die strukturierte Penumbra eines größeren Sonnenflecks. Daneben sichtbar ist die Granulation, ein konvektives Bewegungsmuster, das heiße Sonnenmaterie aus dem Inneren nach außen bringt. Die Gesamtansicht wurde von Precision Solar Photometric Telescope (PSPT) in Rom im blauen Spektralbereich aufgenommen, das Detail mit dem Vakuum-Turm-Teleskop in Teneriffa, das vom Kiepenheuer Institut für Sonnenphysik in Freiburg im Breisgau betrieben wird.

In der Chromosphäre, die man nur mit entsprechenden Filtern beobachten kann, erkennt man ähnliche Phänomene. Auch hier findet man Flecken und hell leuchtende Gebiete, sogenannte Plages. Ebenfalls zeigt sich hier ein chromosphärisches Netzwerk. Interessant zu beobachten sind in dieser Schicht aber Flares, die energiereichsten Erruptionen unserer Sonne. Die Abbildung zeigt die Chromosphäre aufgenommen in der Spektrallinie Hα am Observatorium Kanzelhöhe (2005-01-18).

Copyright: Alson Wong

Die Korona ist die äußerste Atmosphärenschicht. Früher konnte man sie nur während einer Sonnenfinsternis beobachten, wenn die Mondscheibe die hell leuchtende Photosphäre verdeckt. Heute kann diese Schicht aber mittels Koronographen auch ohne Sonnenfinsternis beobachtet werden. Die Korona zeichnet sich vor allem durch ihre enorme Temperatur aus (einige Millionen K). In der Korona beobachtet man: helle bogenförmige Gebilde: koronale Loops weit in den Weltraum reichende offene Strukturen: streamers dunklere Gebiete, geringerer Dichte: koronale Löcher dünne langgestreckte Gebiete kühleren Plasmas:     Protuberanzen bzw. Filamente