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Der Aufbau der Sonne

Man kann nur die Oberfläche der Sonne mit Teleskopen direkt beobachten, jedoch nicht in sie hineinsehen. Daher hielt man es lange für unmöglich, jemals etwas über den inneren Aufbau der Sonne zu erfahren. Vor einigen Jahrzehnten wurde jedoch mit sehr leistungsfähigen Sonnenteleskopen entdeckt, dass auf der Sonnenoberfläche Schallwellen beobachtet werden können, die durch Beben im Sonneninneren entstehen. Man fand heraus, dass die Schallwellen dieser Sonnenbeben durch den gesamten Sonnenkörper laufen, ganz ähnlich wie Erdbebenwellen durch die ganze Erde. An den Grenzflächen zwischen den inneren Schichten der Sonne werden diese Schallwellen teilweise reflektiert. Da es gelang, diese reflektierten Wellen auf der Oberfläche der Sonne erkennen und zu vermessen, konnte man die Tiefe ermitteln, in der diese Grenzschichten jeweils liegen. Dieser Forschungszweig wird Helioseismologie genannt.

Auf diese Weise gelang es, Schritt für Schritt den inneren Aufbau der Sonne zu entschlüsseln: Die Sonne besteht aus einem Kern und mehreren Schichten, die den Kern konzentrisch umgeben.

Der Sonnenkern

Der Sonnenkern liegt im Zentrum der Sonne. Er ist ca. 15,g Millionen Kelvin heiß. In ihm herrscht ein Druck von 200 Milliarden Bar. Die Dichte beträgt ca. 150 Gramm/cm³. Damit ist das Plasma im Sonnenkern 13-mal dichter als Blei oder 200-mal dichter als die durchschnittliche Dichter der irdischen Atmosphäre. Der Radius des solaren Kerns beträgt ca. 150.000 km.

Druck, Temperatur und Dichte der Kernzone sind so gewaltig, dass dort vier Wasserstoffkerne, Protonen, in mehrstufigen Prozessen zu einem Kern eines Heliumatoms fusioniert werden. Da die Masse dieses neu entstanden Kerns aber etwas geringer ist, als die Summe der Massen der vier ursprünglichen Protonen, wird diese Massendifferenz als Energie nach außen abgegeben. So verliert die Sonne pro Sekunde 4,26 Millionen Tonne pro Sekunde an Masse. Aber bei einer Kernmasse von ca. 7x1025 Tonnen, kann die Sonne sehr lange von ihrem Brennstoffvorrat zehren.

Der wichtigste Fusionsprozess in der Sonne ist der Proton-Proton-Zyklus. Im ersten Schritt fusionieren dabei zwei Protonen zu einem Deuteriumkern. Diese Reaktion ist sehr unwahrscheinlich, im Mittel benötigt ein Proton 1010 Jahre, um mit einem anderen Proton zu reagieren. Nur die große Anzahl der Protonene sorgt dennoch für die laufende Energieproduktion. Der Fusionsprozess hängt sehr stark von der Temperatur ab.

Dass die stark temperaturabhängige Fusionsreaktion nicht thermisch durchgeht und die Sonne explodiert (oder abschaltet), liegt daran, dass zusätzliche Wärmeleistung das Innere von Sternen nicht heißer macht, sondern kälter, denn die normale Wärmeausdehnung des Gases wird verstärkt, indem der gravitative Druck der angehobenen Schichten nachlässt.[20] Diese negative Rückkopplung wirkt sehr schnell, denn Kompressionswellen durchlaufen die Sonne in deutlich unter einer Stunde, siehe Helioseismologie.

Die Strahlungszone

Der Sonnenkern ist von einer mehrere hunderttausend Grad heißen und dichten Schicht umhüllt, die man als „Strahlungszone“ bezeichnet. Die Strahlungszone ist ca. 320000 km dick. In dieser Schicht wird die Energie vorwiegend durch Strahlung und Wärmeleitung nach außen transportiert. Allerdings ist die Materie immer noch so dicht, dass die Photonen nicht sehr weit kommen, bevor sie absorbiert oder gestreut werden. So dauert es rund 170.000 Jahre bis die Strahlngszone durchquert haben. Selbst wenn die Energieproduktion im Kern der Sonne jetzt schlagartig abbrechen würde, würde sich das erst nach langer Zeit auf der Erde bemerkbar machen.

Innerhalb der Strahlungszone fällt die Temperatur von rund 15 Millionen Kelvin auf 1,5 Millionen Kelven am Grund der Konvektionszone.

Konvektionszone

Über der Strahlungszone liegt die Konvektionszone. Die Konvektionszone ist ca. 230.000 km dick und reicht  bis zur Oberfläche der Sonne. Ihre untere Grenze ist etwa 500.000 km vom Zentrum der Sonnen entfernt, ca. 230000 km unter der Oberfläche der Sonne. In dieser Schicht wird die Energie vorwiegend durch Konvektion weiter transportiert. Am Übergang zur Konvektionszone schafft es das heiße dichte Plasma, sich wegen des im Vergleich zur Strahlungszone niedrigeren Umgebungsdrucks etwas auszudehnen. Dadurch wird es leichter und steigt als Konvektionszelle durch das darüberliegende, geringfügig kühlere und daher dichtere Plasma der Konvektionszone auf. Blasen aus heißem Plasma steigen ähnlich wie bei kochendem Wasser nach oben. An der Oberfläche der Sonne, der Photosphäre sind sie als Granulation in größeren Teleskopen sichtbar. Wenn sich eine Plasmablase dort abgekühlt, sinkt sie wieder nach unten. Bis zur Oberfläche fällt die Temperatur auf 5.700 Kelvin und die Dichte beträgt nur noch 1/10.000 der irdischen Atmosphäre.

Die Menge des in einer Konvektionszelle strömenden Sonnenplasmas ist gewaltig, und das strömende Plasma transportiert gewaltige Energiemengen. Es steigen Zigtausende Konvektionszellen gleichzeitig auf, jede davon kann ein Volumen von mehreren hundert Millionen Kubikkilometern umfassen, und das Plasma strömt hier mit Geschwindigkeiten bis zu mehreren 100 m/s. Da das strömende Plasma aus elektrisch geladenen Teilchen besteht, stellt jede Strömung im Plasma einen gewaltigen elektrischen Strom dar. Dieser elektrische Strom verursacht riesige und sehr energiereiche Magnetfelder, deren Feldlinien in das umgebende Plasma eingebettet sind. Da das elektrische Leitvermögen des Sonnenplasma den von metallischem Kupfer entspricht, können sich Magnetfeldlinien nicht frei durch das Plasma bewegen, in das sie eingebettet sind, sondern müssen sich mit dem Plasma bewegen. Daher formt das strömende Plasma die Struktur und die Verteilung der in ihm eingebetteten magnetischen Feldlinien. Hierbei wird das Magnetfeld im Plasma in manchen Zonen dynamisch verdichtet und verstärkt, in anderen Zonen auseinandergezogen und abgeschwächt. Wenn das Plasma die Oberfläche der Sonne erreicht, können die Feldlinien der darin eingebetteten Magnetfelder in den Weltraum austreten.

Die Photosphäre

Die Oberfläche der Sonne ist keine „Fläche“, sondern eine ca. 200 km dicke Schicht, in der die heiße Sonnenmaterie von innen nach außen zunehmend durchsichtig wird, sodass Strahlungsenergie aus ihr entweichen kann. Man bezeichnet diese Oberflächenschicht als „Photosphäre“, weil hier das Licht aus derSonne in den Weltraum strahlt. Zugleich stellt die Photosphäre eine Übergangszone der Sonnenmaterie dar, vom Plasmazustand im Sonneninnern zum dem Gas der Sonnenatmosphäre, das aus Atomen besteht.

Die Chromosphäre

Über der Photosphäre liegt die ca. 2000 km dicke Chromosphäre. Sie ist ca. 4000° C heiß und hat eine sehr geringe Dichte. Die Chromosphäre besteht aus Atomen und ist daher durchsichtig. Ihre chemische Zusammensetzung entspricht der chemischen Zusammensetzung der äußeren Bereiche der Sonne. In der Chromosphäre absorbiert jedes darin enthaltene Atom gemäß seiner Elementeigenschaften bestimmte charakteristische Anteile aus dem Sonnenlicht, wodurch diese Anteile im Spektrum des Sonnenlichts fehlen und dadurch in diesem Spektrum als dunkle Linien erscheinen. Man nennt sie die „Fraunhoferschen Linien“. Durch die sorgfältige Analyse dieser Linien gelang es, die chemische Zusammensetzung der Sonne und die relative Häufigkeit der in ihr enthaltenen chemischen Elemente exakt zu bestimmen.

Die Korona

Über der Chromosphäre liegt die Korona. Die Dichte des Koronamaterials ist extrem niedrig und nimmt nach außen ab, ihre Temperatur beträgt jedoch mehrere Millionen Grad. Aus der Korona strömen beständig schnelle Atomkerne, Ionen und Elektronen von der Sonne weg und hinaus ins All. Diesen Strom aus geladenen Teilchen bezeichnet man als „Sonnenwind“.