Aufbau der Sonne
Die Sonne ist der Mittelpunkt von unserem Sonnensystem; sie spendet Licht und Leben seit nun schon an die 4 Milliarden Jahre und wird
es auch noch weiterhin tun. Man kann sich diesen Himmelskörper als einen riesigen Gasball vorstellen mit verschiedenen
Schichten, die jedoch nicht klar voneinander getrennt sind.
Der Aufbau
Sämtliche von der Sonne produzierte Energie stammt aus dem Kern. Dieser nimmt ca 1.5% des inneren Volumens ein, konzentriert
aber die Hälfte der solaren Masse in sich. Zudem herrscht im Kern eine ungeheure Temperatur von 15 Millionen °K und ein
enormer Druck (300facher Druck auf NN). Und nur unter diesen Umständen kann es im Kern zur Energiegewinnung, d.h. zu
Kernfusionen von Wasserstoff- und Heliumkernen kommen, denn nur unter diesen Bedingungen ist ein solcher Ablauf physikalisch
möglich.
Der hauptsächliche Fusionsprozess ist der Proton-Proton-Prozess. Hierbei verschmelzen vier Wasserstoffkerne zu einem
Heliumkern unter der Abgabe von Energie. Genauer betrachtet, besteht die Fusionsreaktion aber aus mehreren kleinen
Einzelschritten.
Wasserstoff und Helium machen
ca. 99% der solaren Masse aus.
Um den Kern herum befindet sich die Strahlungszone in der die solare Energie als
elektro-magnetische Strahlung (Gammastrahlung) nach außen geleitet wird über Emissions- und Absorptionsvorgänge. Bei diesen
Vorgängen wird aber nicht nur Gammastrahlung re-emittiert, sondern es entsteht auch Strahlung größerer Wellenlängen. In diesem
Bereich der Sonne beträgt die Temperatur nur noch fünf Millionen °K und auch die Dichte ist geringer, sodass es hier nicht zu
Kernfusinen kommt.
Die nächste Schicht ist die Konvektionszone. Sie beginnt direkt unterhalb der Oberfläche und reicht
bis zu 200000 km ins Sonneninnere. Hier ist es nur noch zwei Million Grad heiß, sodass es in diesem Bereich zu Rekombinationen
der vorher ionisierten Atome kommt. Die hierbei freiwerdende Energie wird der Umgebung in thermischer Form zu geführt. Aufgrund
der Aufheizung bilden sich sogenannte Konvektionen, ähnlich dem Wetter. Warme Luft steigt nach oben, kühlt ab und sinkt wieder
nach unten. Auf diesem Weg wird die gewonnene Energie weiter nach außen geführt.
Der nächste Bereich ist die
Photosphäre. Diesen Teil der Sonne kann man von
der Erde aus direkt beobachten, allerdings nicht hindurch
blicken. In dieser Schicht sind nur noch circa 0,1% der Gase ionisiert und sie gilt als Trennschicht zwischen den äußeren und
inneren Sonnenschichten. Mit einer Dicke von 300 - 400 km ist sie relativ dünn und von hier wird die Wärme und Strahlungsenergie
der Sonne in den Weltraum abgegeben. Zudem kommt das von uns wahrnehmbare Licht der Sonne von der Photosphäre.
Die vorletzte Schicht der Sonne ist die Chromosphäre. Direkt über der Photosphäre liegend, ist sie normalerweise nur unter
der Verwendung optischer Hilfsmittel wahrnehmbar respektive bei Sonnenfinsternissen, wo sie als rötlich gezacktes Gebilde am
Sonnenrand zu sehen ist.In der Chromosphäre kann man viele Interessante Phänomene wie z.B. Protuberanzen oder Flares beobachten, sodass sie ein spannendes Beobachtungsobjekt ist. Bis ca 1000km Höhe ist die Chromosphäre noch recht homogen, aber wird dann immer heterogener und unterliegt Dichteschwankungen. Die Chromosphäre nimmt dann das Aussehen einer brennenden Graslandschaft an. Ebenso nimmt von innen nach außen die Temperatur hin immer weiter zu von 6000 auf 20000 °K an der Grenze zur Korona.
Diese Schicht, die nach 15000km beginnt, ist die äußerste der Sonne und man kann sie als Atmosphäre bezeichnen. In ihr herrscht
eine sehr geringe Dichte bei Temperaturen um zwei Millionen Kelvin. Dementsprechend besteht die Korona aus ionsiertem Gas und
wird geformt durch das solare Magnetfeld. Sie weist einen Durchmesser von mehreren Sonnendurchmessern auf und von Zeit zu Zeit
kommt es zu koronalen Masseauswürfen bei der Milliarden Tonnen Materie, vorallem Wasserstoff, in den Weltraum geschleudert
werden.
Der Sonnenwind
Schon mehrere Jahrhunderte weiß man -zumindest theoretisch- um den Sonnenwind, aber experimentelle Verfikation kam erst mit den Sondenmissionen Lunik-1 und Mariner-2 im 20. Jahrhundert.
Der Sonnenwind ist ein von der Sonne ausgehender Strom geladener Teilchen durch den die Sonne pro Sekunde eine Million Tonnen
ihrer Masse verliert. Der Sonnenwind entsteht in der Photosphäre und besteht größtenteils aus Protonen und Elektronen, sowie Helium.
Es gibt zwei verschiedene Arten des Sonnenwindes, den langsamen und den schnellen. Wie es zu diesem Geschwindigkeitsunterschied
und überhaupt zur Entstehung des Sonnenwindes kommt, ist noch ungeklärt.