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Letzte Änderung: 15.06.2003
Unsere Sonne als durchschnittlicher Stern
Die Sonne gibt uns die Möglichkeit, die Funktion von Sternen aus der Nähe zu studieren. Auch wenn sich andere Sonnen in vielen Eigenschaften von unserer unterscheiden, haben wir alle Ansätze zur Modellierung der Mechanismen des Lebenslaufes der Sterne doch von unserem Muttergestirn.Die Sonne, wie wir sie mit bloßem Auge (oder besser einer Sonnenfinsternisbrille) sehen, ist eine klar umrissene Kugel mit einem Durchmesser von 1,4 Millionen Kilometern. Diese Kugel stellt aber nicht die "Oberfläche" der Sonne dar sondern die unterste Schicht, deren Licht ungehindert zu uns gelangt. Man nennt diese Schicht die Photosphäre; ihre Temperatur beträgt ca. 6000°.
An Details fallen sofort die Sonnenflecken auf, deren Zahl in einem 11-jährigen Zyklus zu- und abnimmt; gerade (2003) haben wir ein Maximum hinter uns. Die Sonnenflecken gliedern sich in die einheitlich dunkle Umbra und die hellere Penumbra. die die Umbra nach außen abgrenzt. Die Penumbra entpuppt sich bei hohen Auflösungen als eine Ansammlung von Fibrillen, die radial von der Umbra ausgehen. Die Sonnenflecken sind kühler als die restliche Photosphäre, da hier intensive Magnetfelder den Wärmeaustausch mit den tieferen Sonnenschichten über Konvektion verhindern.
Daß in der Photosphäre Konvektionsmechanismen ablaufen, zeigen die Granulen, die man ebenfalls auf dem Bild erkennt; dies sind Konvektionszellen, in denen heiße Sonnenmaterie aufsteigt, Energie abstrahlt und an den Rändern der Granulen wieder absinkt.
Die Chromosphäre der Sonne ist an ihrem äußeren Rand sehr viel diffuser als die scharf begrenzte Photosphäre. Die Materiedichte sinkt hier weiter ab und liegt bei YYXX Teilchen pro cm3, die Temperatur liegt bei nur noch 3500 Grad. Das Licht, das sie aussendet ist sehr viel schwächer als das der Photosphäre, weswegen wir die Chromosphäre nur bei Sonnenfinsternissen sehen können, wenn der Mond die hell strahlende Photosphäre verdeckt. Dann werden auch die Protuberanzen sichtbar, die aus dieser Schicht entspringen.
Wenn man außerhalb von Sonnenfinsternissen die Chromosphäre beobachten will, muß man auf einen (leider sehr teuren) H alpha-Filter zurückgreifen; dieser läßt nur eine Wellenlänge passieren (das Licht wird monochromatisch), die in der Chromosphäre bevorzugt abgestrahlt wird.
Weiter außen liegt die Korona. Dieser lichtschwache Strahlenkranz ist ohne Hilfsmittel ebenfalls nur bei Sonnenfinsternissen zu beobachten. Sein Erscheinungsbild ist äußerst variabel und eng mit den Aktivitätsmerkmalen der Photo- und Chromosphäre verknüpft.
An der Grenze von der Chromosphäre zur Korona sinkt die Teilchendichte schlagartig ab (in der inneren, heller leuchtenden Korona sind es nur noch XXYY Teilchen pro cm3); die Temperatur steigt jedoch sprungartig von 3500° auf über 1 Million Grad an! Die Tatsache, daß die Korona heißer ist als weiter innen liegende Schichten der Sonne widerspricht sowohl dem gesunden Menschenverstand als auch den Gesetzen der Thermodynamik - Wärme kann nur vom heißeren auf den kühleren Körper übertragen werden. Der genaue Mechenismus der Aufheizung der Korona ist noch nicht ganz geklärt; viele Modelle gehen aber von Effekten des sehr starken Magnetfeldes der Sonne aus - die Rotation der Sonne zieht die Magnetfeldlinien auch weit außen mit sich, was zu einer Beschleunigung der elektrisch geladenen Teilchen in der Korona führt. Und Temperatur ist ja nichts anderes als ein Effekt der Teilchengeschwindigkeit. Ein in jüngster Zeit diskutiertes Modell geht von Schockwellen aus, die die Sonnenoberfläche (Photosphäre) mit hoher Geschwindigkeit verlassen und ihre kinetische Energie als Hitze abstrahlen, wenn sie auf die Korona treffen.
Völlig unsichtbar laufen dagegen die Vorgänge im Sonneninneren ab, so daß man für Untersuchungen der Prozesse im Kern der Sonne auf indirekte Methoden zurückgreifen muß. Ein Beispiel ist der dichte Neutrinostrom, den die Sonne aussendet. Diese Neutrinos sind Produkt der Fusionsprozesse, die die Energie für alle anderen beschriebenen Phänomene liefern.
Das Licht, das wir von der Sonne empfangen, hat eine lange Geschichte. Bei der Fusionsreaktion im Sonnenkern wird ja Materie in sehr kurzwellige Gammastrahlung verwandelt. Diese Gammastrahlung interagiert mit den Teilchen des sehr dichten Sonneninneren - sie wird absorbiert, re-emittiert, wieder absorbiert und so weiter. Die Emission geschieht in zufälliger Richtung; die Strahlung gelangt also nicht auf dem kürzesten Weg vom Kern zur Photosphäre - sie braucht im Schnitt mehrere hunderttausend Jahre!
Bei den meisten Absorptions - Emissionszyklen verliert die Strahlung an Energie, die sie auf das Teilchen als kinetische, d.h. Bewegungsenergie überträgt. Demzufolge wird ihre Wellenlänge immer größer. Erst am Rande der Photosphäre wird die Materiedichte gering genug, daß die Strahlung die Sonne verlassen und sich auf den Weg durch das Weltall machen kann. Abhängig davon, wieviel Energie sie auf dem Weg durch das Sonneninnere verloren hat, ist die ursprüngliche Gammastrahlung in Wellen im UV, sichtbaren oder noch langwelligere Strahlung gewandelt worden; deshalb ist das Sonnenspektrum mehr oder weniger kontinuierlich; die Lage des Strahlungsmaximums deckt sich mit einer Wahrscheinlichkeitsfunktion.
Nur noch die Chromosphäre und die Korona liegen zwischen der leuchtenden Photosphäre und dem Weltall. Lichtquanten bestimmter Wellenlängen wechselwirken in der unteren Chromosphäre noch mit der Materie und werden absorbiert; an diesen Wellenlängen weist das ansonsten kontinuierliche Spektrum der Sonne Lücken auf. Nach dem Entdecker werden diese dunklen Stellen im Spektrum Fraunhofer´sche Linien genannt. Sie geben uns Auskunft über die chemische Zusammensetzung der oberen Sonnenschichten und sind deshalb für uns sehr Wichtig, weil man sie auch im Spektrum anderer Sterne finden und dadurch Vergleiche mit der Sonne anstellen kann.
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