Wie ist die Sonne aufgebaut?

Die Sonne: Ein Blick in den inneren Aufbau unseres Sterns

Unsere Sonne, der zentrale Stern unseres Sonnensystems, ist ein gigantischer, leuchtender Plasmaball, dessen Aufbau komplex und faszinierend ist. Sie ist keine feste, sondern eine gasförmige Kugel, deren Struktur in verschiedene Schichten gegliedert ist. Jede Schicht zeichnet sich durch spezifische physikalische Eigenschaften und Prozesse aus, die gemeinsam die enorme Energieproduktion und das beeindruckende Erscheinungsbild unseres Sterns bestimmen.

Im Herzen der Sonne befindet sich der Kern, eine Region mit einem Durchmesser von etwa 150.000 Kilometern – etwa ein Viertel des Sonnendurchmessers. Hier herrschen extreme Bedingungen: Temperaturen um die 15 Millionen Grad Celsius und ein Druck, der das Milliardenfache des irdischen Luftdrucks beträgt. In diesem extremen Umfeld findet die Kernfusion statt: Wasserstoffatome verschmelzen unter dem enormen Druck und den hohen Temperaturen zu Helium. Dieser Prozess setzt gewaltige Energiemengen frei, die in Form von Strahlung langsam nach außen wandern. Die Kernfusion ist die Energiequelle, die die Sonne seit Milliarden von Jahren am Leuchten hält und die Grundlage allen Lebens auf der Erde darstellt.

Die Energie, die im Kern freigesetzt wird, gelangt zunächst in die Strahlungzone. Diese erstreckt sich von der Kern-Oberfläche bis etwa zu 70% des Sonnendurchmessers. Hier wird die Energie nicht durch Konvektion, sondern durch Strahlung transportiert. Die hochenergetischen Photonen, die im Kern erzeugt werden, durchlaufen einen komplexen Prozess der Absorption und Wiederemission, wobei sie ihre Energie schrittweise an die umgebende Materie abgeben und ihre Wellenlänge erhöhen. Dieser Transportprozess ist äußerst langsam und kann Zehntausende von Jahren dauern.

Jenseits der Strahlungzone befindet sich die Konvektionszone. Hier ist die Temperatur und der Druck so weit gesunken, dass die Energie nicht mehr effektiv durch Strahlung transportiert werden kann. Stattdessen bildet sich konvektive Bewegung: Heißes Plasma steigt nach außen, kühlt ab und sinkt wieder nach innen, wodurch eine Art “Siedebewegung” entsteht. Diese Konvektionsströme sind für die Granulation auf der Sonnenoberfläche verantwortlich, die man mit leistungsstarken Teleskopen als körnige Struktur beobachten kann.

Die sichtbare Oberfläche der Sonne ist die Photosphäre. Ihre Temperatur beträgt etwa 5.500 Grad Celsius. Von hier aus wird die Sonnenstrahlung ins Weltall abgestrahlt, was uns das bekannte Sonnenlicht liefert. Sonnenflecken, dunklere, kühlere Regionen auf der Photosphäre, entstehen durch lokale Störungen des Magnetfelds der Sonne.

Über der Photosphäre liegt die Atmosphäre der Sonne. Zunächst die Chromosphäre, eine relativ dünne Schicht, die nur während einer Sonnenfinsternis als rötlicher Ring um den Mond sichtbar wird. Hier erreichen die Temperaturen bereits einige Zehntausend Grad Celsius. Die äußerste Schicht ist die Korona, eine riesige, extrem heiße und dünne Plasmawolke, die sich millionen Kilometer weit ins All erstreckt. Ihre Temperatur erreicht mehrere Millionen Grad Celsius. Die Korona ist die Quelle des Sonnenwinds, eines kontinuierlichen Stroms geladener Teilchen, der sich durch das Sonnensystem ausbreitet.

Das Verständnis des komplexen Aufbaus der Sonne ist essentiell für unser Verständnis der stellaren Entwicklung, der Energieproduktion in Sternen und der Einflüsse der Sonne auf unser Sonnensystem. Die Forschung zur Sonne ist und bleibt ein aktives und spannendes Gebiet der Astronomie.