Die Sonne - Aufbau

Die Graphik zeigt einen Querschnitt der Sonne. Die einzelnen Bereiche von Kern (1) bis Korona (9) werden im nebenstehenden Text genauer erläutert. (Graphik: KIS)

Als einziger Stern, auf dem grundlegende Prozesse auf ihren charakteristische Skalen räumlich und zeitlich aufgelöst werden können, ist die Sonne ein begehrtes  Forschungsobjekt – natürlich auch deshalb, weil sie unser Leben maßgeblich bestimmt. Die Sonne ist ein riesiger zum größten Teil aus Wasserstoff und Helium bestehender Gasball mit einem Durchmesser, der ca. dem 109-fachen des Erddurchmessers entspricht und strahlt pro Sekunde die unvorstellbare Energiemenge von 4x1026 Joule von ihrer gesamten Oberfläche ab. Dies ist möglich, da in ihrem Kern (1) aufgrund sehr hoher Temperatur (15 Millionen Kelvin) und hohem Druck Kernfusionsprozesse von Wasserstoff zu Helium angeregt werden.

Die dabei frei werdende Energie wird zunächst durch Strahlung (2: Strahlungszone) und dann Konvektion (3: Konvektionszone) in die Photosphäre (4) transportiert. In der Photosphäre übernimmt die Strahlung wieder den Transport der Energie. Diese nur einige hundert Kilometer dünne Schicht ist die für uns sichtbare Oberfläche der Sonne, in der man die wabenartige Oberflächenstruktur – die Granulation (6) – und Sonnenflecken (5) beobachten kann.

Unter Verwendung von Filtern lässt sich auch die darüberliegende Schicht, die Chromosphäre (7) mit ihren Protuberanzen (8) beobachten. Die äußerste Schicht der Sonne, die Korona (9), welche kontinuierlich in die Heliosphäre übergeht, lässt sich bei einer Sonnenfinsternis mit dem bloßen Auge als Strahlenkranz um die Sonnenscheibe beobachten.

Graphische Darstellung der differentiellen Sonnenrotation. Der Äquator, welcher sich in der Graphik in dem rot eingefärbten Bereich befindet, hat eine Rotationsdauer von 26 Tagen. In Richtung der Pole geht die Farbcodierung schließlich ins Blaue über, was für eine Rotationsdauer von 38 Tagen steht. Am Äquator rotiert die Sonne also schneller als an den Polen. (Graphik: KIS)

Beim Übergang zwischen Strahlungs- und Konvektionszone kommt es zu einer starken Scherströmung, die sich in der differentiellen Rotation der Sonne bemerkbar macht. Das Diagramm zeigt einen Querschnitt durch das Sonneninnere, wobei R der Sonnenradius und r der Abstand vom Mittelpunkt ist. Bei r/R=1 befindet sich die Sonnenoberfläche. Die gestrichelte Linie gibt den Übergang zwischen Strahlungs- und Konvektionszone an. An der Farbcodierung ist gut zu erkennen, dass hier eine differentielle Rotation einsetzt. Auch die Oberfläche rotiert nicht überall gleich schnell: Am Äquator beträgt die Rotationsdauer 26 Tage (rot) und in Richtung der Pole rotiert die Oberfläche langsamer. An den Polen dauert eine Rotation 38 Tagen (blau).

Die differentielle Rotation hat weitreichende Auswirkungen. Sie spielt eine wesentliche Rolle bei der Erzeugung der solaren Magnetfelder, welche die Ursache sind für die vielen Aktivitätserscheinungen der Sonne. Als bekannteste Aktivitätserscheinung ist das solare Magnetfeld in Form von Sonnenflecken zu beobachten.

Man geht heute davon aus, dass das Magnetfeld am unteren Rand der Konvektionszone (gestrichelte Linie) durch die Scherströmung um die Sonne aufgewickelt und verstärkt wird, bevor es instabil wird und zur Oberfläche aufsteigt. An der Oberfläche und der darüberliegenden Chromosphäre und Korona verursacht es eine Vielzahl von magnetischen Phänomenen. Durch die Entladung von magnetischer Energie können magnetische Wolken in den interplanetaren Raum geschleudert werden, die dann z.B. auf der Erde für das Aufflackern der Polarlichter verantwortlich sind.