Die Sonne

Unser Sonnensystem besteht aus der Sonne und allen Gegenständen, die um sie herum kreisen: die Erde, die anderen acht Planeten, Planetoiden und Kometen. Die Sonne ist 150 Millionen Kilometer (93 Millionen Meilen) von der Erde entfernt (dieser Abstand schwankt etwas während des Jahres, weil die Bahn der Erde ein Ellipse und nicht ein vollkommener Kreis ist).

Durchschnittlicher Stern

Die Sonne ist ein durchschnittlicher Stern, das heißt, es gibt andere Sterne, die viel heißer oder viel kühler sind, und wesentlich heller oder lichtschwächer. Da sie jedoch bei weitem der nächste Stern von der Erde aus ist, sieht sie größer und heller an unserem Himmel aus als jeder andere Stern. Mit einem Durchmesser von ungefähr 1,4 Millionen Kilometern (860.000 Meilen) würde man 110 Erden nebeneinander aufreihen müssen, um dem Durchmesser der Sonne zu entsprechen.

Überwiegend aus Wasserstoff

Die Sonne besteht überwiegend aus Wasserstoff (ungefähr 92,1% der Zahl der Atome, 75% der Masse). Helium ist in der Sonne (7,8% der Zahl der Atome und 25% der Masse) ebenfalls vorhanden. Das restliche 0,1% besteht aus schwereren Elementen, hauptsächlich Kohlenstoff, Stickstoff, Sauerstoff, Neon, Magnesium, Silizium und Eisen. Die Sonne ist weder fest noch gasförmig, sondern hat den Zustand Plasma. Dieses Plasma ist nahe der Oberfläche dünn und gasförmig, aber wird dichter nach innen in Richtung zum Fusionskern der Sonne.

Sechs Schichten

Die Sonne besteht aus sechs Schichten. Von der Mitte ausgehend sind das folgende Schichten: das Solarinnere, das aus dem Kern besteht (der etwa das innerste Viertel des Sonnenradius misst), die Strahlungszone und darüber die Konvektionszone, dann folgen die sichtbare Oberfläche, bekannt als Photosphäre, die Chromosphäre und schließlich die äußerste Schicht, die Corona.

Fusion

Die Energie, die durch Fusion (Verschmelzung) im Kern der Sonne entsteht, treibt die Sonne an und produziert die Hitze und das Licht, die wir hier auf der Erde empfangen. Der Prozess, durch den Energie von der Sonne ausgeht, ist sehr kompliziert. Da wir nicht ins Innere der Sonne sehen können, stammt das meiste, was Astronomen über dieses Thema wissen, aus der Kombination der theoretischen Modelle zum Inneren der Sonne mit Beobachtungsdaten wie der Masse der Sonne, der Oberflächentemperatur und der Helligkeit (die Gesamtmenge der Energieabstrahlung von der Oberfläche).

Kernreaktionen

Alle Energie, die wir als Licht und Hitze feststellen, entsteht in den Kernreaktionen tief innerhalb des Hochtemperatur-'Kernes' der Sonne. Dieser Kern erstreckt sich über ungefähr ein Viertel der Strecke vom Zentrum der Sonne bis zur Oberfläche, wo eine Temperatur von etwa 15 Millionen Grad Kelvin (K) (oder 27 Millionen Grad Fahrenheit (F)) herrscht. Oberhalb dieses Kerns können wir uns das Innere der Sonne wie zwei kugelförmige Schalen vorstellen, die den Kern umgeben. In der innersten Schale, direkt über dem Kern, wird Energie durch Strahlung nach außen übertragen. Diese 'Strahlungszone' dehnt sich ungefähr über drei Viertel der Strecke bis zur Oberfläche aus. Die Strahlung gelangt nicht direkt nach außerhalb - in diesem Teil des Inneren der Sonne ist die Plasmadichte sehr hoch - sondern sie wird unzählige Male reflektiert, wodurch sie einem Zickzackkurs nach außerhalb folgt. Es dauert ungefähr 170.000 Jahre, bis die Strahlung ihren Weg vom Kern bis zur Oberseite der Strahlungszone überwunden hat!

Gewaltige Konvektionströme

In der äußeren der zwei Schalen, wo die Temperatur auf unter 2.000.000 Grad K (3,5 Million Grad F) fällt, ist das Plasma im Inneren der Sonne zu kühl und undurchlässig, um die Strahlung passieren zu lassen. Stattdessen bilden sich gewaltige Konvektionströme, und große Blasen von heißem Plasma steigen in Richtung Oberfläche hoch (ähnlich einem Topf mit kochendem Wasser, der an von unten durch einen Ofen geheizt wird). Verglichen mit der Zeit, die für den Weg durch die Strahlungszone erforderlich ist, wird die Energie sehr schnell durch die äußere Konvektionszone transportiert.

Photosphäre

Die sichtbare Oberfläche der Sonne, die Photosphäre, hat 'nur' ungefähr 5.800 Grad K (10.000 Grad F). Direkt über dem Photosphäre liegt eine dünne Schicht, die Cromosphäe genannt wird. Der Name Chromosphäre ist abgeleitet von dem Wort Chromos, das griechische Wort für Farbe. Sie kann in rotem Wasserstoff-Alpha Licht dargestellt werden, womit sie in hellem Rot erscheint. Über der Oberfläche befindet sich eine Deckschicht von heißem Plasma, genannt die Corona. Die Corona hat ungefähr 2 Millionen Grad K (3,6 Million Grad F), viel heißer als die sichtbare Oberfläche, und sie ist bei einem Ausbruch sogar noch heißer. Warum die Atmosphäre so heiß wird, ist ein Geheimnis für Jahrzehnte gewesen; Beobachtungen von SOHO helfen dabei, dieses Geheimnis zu lösen.

Magnetisches Feld

Die Sonne ist nicht nur eine große helle Kugel. Sie hat ein kompliziertes und wechselndes magnetisches Feld, das Erscheinungen wie Sonnenflecken und aktive Regionen bildet. Das magnetische Feld ändert sich manchmal explosionsartig und spuckt dabei Plasmawolken und Energieteilchen in den Weltraum und manchmal sogar in Richtung Erde aus.

Aktivitätszyklus

Das solare Magnetfeld ändert sich in einem elfjährigen Zyklus. Jeder Sonnenzyklus, die Zahl der Sonnenflecken, Ausbrüche und Sonnenstürme, steigt bis auf einen Spitzenwert, der als das Sonnenmaximum bekannt ist. Dann, nach einigen Jahren der hohen Aktivität, beruhigt sich die Sonne wieder auf einige Jahren der niedrigen Aktivität, bekannt als das Sonnenminimum. Dieses Muster wird der 'Sonnenfleckenzyklus', der ' Solarzyklus' oder der 'Aktivitätszyklus' genannt.

Roter Riese

Wir glauben, dass Sterne wie die Sonne neun bis zehn Milliarden Jahre leuchten. Die Sonne ist ungefähr 4,5 Milliarden Jahre alt, eine Schätzung aufgrund des Alters von Mondgestein. Auf der Basis dieser Informationen sagt die derzeitige astrophysikalische Theorie voraus, dass die Sonne in ungefähr fünf Milliarden (5.000.000.000) Jahren ein roter Riese wird.