Abenteuer Astronomie

Die Sonne ist wahrhaft der Stern unseres Lebens. Ohne sie würde es auf der Erde keine Wärme und kein Licht geben – und damit auch kein Leben in der Form von Menschen, Tieren und Pflanzen. Kein Wunder, dass unser Zentralgestirn schon seit Urzeiten verehrt und vergöttert wurde. Dabei leuchtet die Sonne schon seit etwa 4,5 Milliarden Jahren mit unerschütterlicher Beständigkeit.

Kraft aus dem Inneren

Das Geheimnis dieser Strahlkraft liegt im Inneren verborgen. Die Sonne ist ein riesiger selbstleuchtender Gasball aus 73% Wasserstoff, 25% Helium und 2% anderen Elementen mit einem Durchmesser von 1,4 Millionen Kilometern. Die Dichte nimmt dabei von innen nach außen ab. Die dichteste Region befindet sich im Kern. Weiter außen schließen sich die Strahlungszone, die Konvektionszone, die Photosphäre, die Chromosphäre und die Korona an. Obwohl die Sonne keine feste Oberfläche besitzt, wird die Photosphäre als Oberfläche bezeichnet, da aus dieser Gasschicht das sichtbare Licht zu uns gelangt

Unter Druck

Im Kern sind Druck und Temperatur so hoch, dass Reaktionen auf atomarer Ebene in Gang kommen. Bei einer Temperatur von 15 Millionen Grad können Atomkerne derart stark aufeinanderprallen, dass sie miteinander verschmelzen. Dieser Vorgang wird als Kernfusion bezeichnet und sie ist der Motor unserer Sonne und aller anderen Sterne. Bei dieser Fusion entstehen aus vier Wasserstoffkernen ein Heliumkern, der allerdings ein wenig leichter ist als die vier ursprünglichen Wasserstoffkerne. Dieser Masseverlust wird in Energie umgewandelt.
In jeder Sekunde werden im Inneren der Sonne 564 Millionen Tonnen Wasserstoff zu 560 Millionen Tonnen Helium. Diese gewaltigen Mengen stellen jedoch nur einen winzigen Bruchteil der Gesamtmasse der Sonne dar: Diese beträgt nämlich fast zwei Quadrilliarden Tonnen. Eine Quadrilliarde ist eine 1 mit 27 Nullen. Trotz der Energieerzeugung im Inneren und des damit verbundenen Drucks dehnt sich die Sonne nicht etwa explosionsartig aus. Dem Druck entgegen wirkt die eigene Schwerkraft, die die Sonne kontrahieren lässt. Die befindet sich genau im Gleichgewicht zwischen Expansion und Kontraktion.

Schicht auf Schicht

An den Kern schließt sich die sogenannte Strahlungszone an. Dort wird die Energie als Strahlung weiter nach außen in die Konvektionszone transportiert. Hier wird die Strahlung absorbiert und die Energie durch gewaltige Gasströme, die auf- und absteigen weiter nach außen transportiert. Dieser Kreislauf wird durch die Energie aus der Strahlungszone beständig in Gang gehalten, ähnlich einem kochenden Topf voller Wasser auf einer heißen Herdplatte. Die Energie erreicht schließlich die Photosphäre, wo sie in Form von Licht und Wärme abgestrahlt wird. Die Temperatur beträgt hier noch etwa 6000 Grad Celsius. Über der Photosphäre befindet sich die heißere Schicht der Chromosphäre, in der sich besonders aktive Phänomene wie Gasfontänen (Protuberanzen) und Explosionen (Flares) abspielen. In der Korona steigt die Temperatur wieder auf einige Millionen Grad Celsius an. Die Korona ist die schließlich äußerste Schicht der Sonne, die wie eine Atmosphäre in den Weltraum übergeht. Lambert Spix

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