Sonne: Aufbau, Energie und Strahlung verstehen

Die Sonne ist ein Hauptreihenstern: Sie befindet sich in der Lebensphase, in der Wasserstoffkerne im Kern zu Helium verschmelzen. Wasserstoff und Helium sind chemische Elemente; ihre Atome besitzen winzige Kerne. Die Fusion setzt Energie frei. Planeten wie die Erde betreiben keine Wasserstofffusion in ihrem Inneren. Im sichtbaren Licht sehen wir sie vor allem, weil sie Sternenlicht zurückwerfen.

Die Sonne ist rund 4,6 Milliarden Jahre alt und im Mittel etwa 150 Millionen Kilometer von der Erde entfernt. Sie besteht hauptsächlich aus Wasserstoff und Helium. Ein großer Teil ihres Materials ist Plasma: ein Gas, in dem sich elektrisch geladene Teilchen frei bewegen können.

Die Sonne erscheint am Erdhimmel besonders hell, weil sie uns viel näher ist als andere Sterne. Ein Stern kann eine größere Leuchtkraft besitzen und trotzdem von der Erde aus schwächer erscheinen.

Die Gravitation, also die Anziehungskraft der Sonne, hält die Erde und die anderen Planeten auf ihren Umlaufbahnen. Die Erde bewegt sich um die Sonne und dreht sich zugleich um ihre eigene Achse. Monde umkreisen ihre Planeten und ziehen mit ihnen um die Sonne.

Tag und Nacht entstehen nicht dadurch, dass die Sonne um die Erde kreist. Durch die Erdrotation ist ein Ort abwechselnd der Sonne zugewandt und von ihr abgewandt.

Sonnenstrahlung ermöglicht mehrere grundlegende Vorgänge:

• Pflanzen nutzen Licht, Wasser und Kohlenstoffdioxid für die Photosynthese. Dabei bilden sie Zucker, etwa Glucose, und geben Sauerstoff ab.
• Die Photosynthese bildet eine Grundlage der Nahrungsketten.
• Die Sonnenstrahlung trägt dazu bei, die Erde in einem für Leben geeigneten Temperaturbereich zu halten.
• Die unterschiedliche Einstrahlung beeinflusst Temperaturen, Windsysteme, Wetter, Klima und Wasserkreislauf.
• Licht ermöglicht dir, deine Umgebung zu sehen.

Im Sonnenkern herrschen etwa 15 Millionen Grad Celsius. Unter diesen Bedingungen können Wasserstoffkerne miteinander verschmelzen. Dabei entsteht Helium und Energie wird freigesetzt.

Die Sonne brennt also nicht wie ein Holzfeuer. Bei einem Feuer reagieren Atome chemisch miteinander; bei der Kernfusion verändern sich die Atomkerne selbst.

Vom Kern bis nach außen durchläuft die Energie zwei wichtige Transportbereiche:

1. Im Kern wird Energie durch Kernfusion freigesetzt.
2. In der Strahlungszone wird sie durch Strahlung nach außen übertragen.
3. In der Konvektionszone transportieren bewegte Plasmaströme die Energie weiter.
4. An der Photosphäre wird ein großer Teil der Energie in den Weltraum abgestrahlt.

Die Photosphäre ist die dünne Schicht, aus der das meiste sichtbare Sonnenlicht entweicht. Sie erscheint uns als Oberfläche, ist aber keine feste Fläche. Als gerundete Oberflächentemperatur kannst du dir etwa 5500 Grad Celsius merken.

Unmittelbar darüber liegt die Chromosphäre. Sie ist normalerweise schwer zu sehen, weil die Photosphäre viel heller ist. Bei einer totalen Sonnenfinsternis kann sie als dünner rötlicher Ring sichtbar werden.

Die Korona bildet den äußeren Teil der Sonnenatmosphäre. Ihre Temperatur kann mehr als eine Million Grad Celsius erreichen. Warum die Korona trotz ihrer Entfernung vom heißen Kern so stark aufgeheizt wird, ist noch nicht vollständig geklärt.

Protuberanzen sind große, oft bogenförmige Plasmastrukturen, die von Magnetfeldern gehalten werden. Sie erstrecken sich von der sichtbaren Sonnenoberfläche weit in die Sonnenatmosphäre beziehungsweise Korona.

Sonnenstrahlung ist elektromagnetische Strahlung. Dazu gehören sichtbares Licht und unsichtbare Strahlungsarten wie Infrarot und Ultraviolett (UV). Im sichtbaren Bereich unterscheiden sich die Farben durch ihre Wellenlänge, also den Abstand aufeinanderfolgender Wellenberge. Ein Spektrum zeigt, wie stark die einzelnen Wellenlängen vertreten sind.

Die Sonne strahlt besonders viel Energie im sichtbaren und im nahen infraroten Bereich ab. Sie sendet auch UV-, Radio- und Röntgenstrahlung aus. Infrarot wird häufig Wärmestrahlung genannt; aber auch absorbiertes sichtbares Licht kann einen Körper erwärmen.

Das Sonnenspektrum ähnelt dem eines schwarzen Körpers. Das ist ein idealisiertes Modell eines Körpers, dessen Wärmestrahlung nur von seiner Temperatur abhängt. „Schwarz“ bedeutet hier nicht, dass ein heißer solcher Körper kein Licht aussendet. Die Sonne weicht unter anderem durch Absorptionslinien von diesem Modell ab.

Aus der gesamten Strahlungsleistung und der Größe der Sonne ergibt sich ihre effektive Temperatur von etwa 5770 Kelvin. Ein schwarzer Körper gleicher Größe würde bei dieser Temperatur dieselbe Gesamtleistung abstrahlen. Kelvin (K) ist eine Temperatureinheit; zur Umrechnung in Grad Celsius ziehst du 273,15 ab.

Bevor das Licht den Erdboden erreicht, wird es durch die Atmosphäre verändert. Absorption und Streuung hängen von der Wellenlänge ab:

• Gamma- und Röntgenstrahlung sowie große Teile der UV-Strahlung erreichen den Erdboden nicht.
• Große Bereiche der Infrarotstrahlung werden stark absorbiert.
• Sichtbares Licht kann die Atmosphäre überwiegend durchqueren.
• Auch bestimmte Bereiche der Radiostrahlung können die Atmosphäre gut durchqueren.

Viele dieser Linien entstehen in den äußeren Bereichen der Photosphäre. Bei Messungen am Erdboden kommen Absorptionslinien der Erdatmosphäre hinzu. Deshalb musst du unterscheiden, ob eine Linie von einem Stoff auf der Sonne oder auf dem Weg durch die Erdatmosphäre stammt.

Magnetfelder beeinflussen zahlreiche Vorgänge auf und über der Sonnenoberfläche. Sie können örtlich verhindern, dass heißes Gas aufsteigt. Ein solches Gebiet bleibt kühler als seine Umgebung und erscheint deshalb als dunkler Sonnenfleck.

Ordnet sich das Magnetfeld in der Sonnenatmosphäre neu, kann gespeicherte Energie frei werden. Ein plötzliches Aufleuchten heißt Flare. Bei einem koronalen Massenauswurf werden große Mengen Plasma ins Weltall geschleudert. Beide Ereignisse können zusammen auftreten, sind aber nicht dasselbe. Sonnenausbrüche können Funkverbindungen stören; trifft ein Massenauswurf die Erde, kann er auch ihr Magnetfeld und Stromnetze beeinflussen.

Die Sonnenaktivität nimmt in einem ungefähr elfjährigen Zyklus zu und wieder ab. In aktiven Phasen gibt es mehr Sonnenflecken und Ausbrüche. Daneben gibt die Sonne ständig geladene Teilchen ab: diesen Strom nennt man Sonnenwind.