Sonne: Aufbau, Energie und Strahlung erklärt

Die Sonne ist ein Hauptreihenstern. Sie erzeugt ihre Strahlungsenergie selbst: In ihrem Inneren verschmelzen Wasserstoffkerne zu Helium. Darin unterscheidet sie sich grundlegend von Planeten, die überwiegend Licht eines Sterns reflektieren.

Die Sonne ist etwa 4,57 Milliarden Jahre alt und ungefähr 150 Millionen Kilometer von der Erde entfernt. Sie besteht zu rund 70 Prozent aus Wasserstoff, zu 29 Prozent aus Helium und zu einem kleinen Rest aus weiteren Elementen. Wasserstoff und Helium machen zusammen etwa 99 Prozent aus.

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. Sirius hat in einem Vergleich beispielsweise etwa die 32-fache Leuchtkraft der Sonne, ist aber viel weiter entfernt.

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

Die Sonne ist also kein chemisches Feuer. Chemische Energie könnte ihre seit Milliarden Jahren anhaltende Strahlung nur für einige Tausend Jahre erklären. Auch Energie aus einem langsamen Zusammenziehen würde nur für einige Millionen Jahre reichen. Erst die Kernfusion erklärt die viel längere Leuchtdauer.

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 rund 400 Kilometer dicke Schicht, aus der das meiste sichtbare Sonnenlicht entweicht. Sie erscheint uns als Oberfläche, ist aber keine feste Fläche. Für ihre Temperatur werden je nach Darstellung gerundete Werte von etwa 5500 bis 5700 Grad Celsius angegeben.

Unmittelbar darüber liegt die Chromosphäre. Sie reicht ungefähr 2000 Kilometer über die Photosphäre hinaus und ist normalerweise schwer zu sehen. 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, bogenförmige Plasmastrukturen. Sie erstrecken sich von der sichtbaren Sonnenoberfläche weit in die Sonnenatmosphäre beziehungsweise Korona.

Sonnenlicht besteht aus elektromagnetischer Strahlung verschiedener Wellenlängen. Dazu gehören sichtbares Licht, Wärmestrahlung, Radiostrahlung, Röntgenstrahlung und Gammastrahlung.

Das Spektrum der Sonne ähnelt dem Spektrum eines schwarzen Körpers. Aus der gesamten Strahlungsleistung ergibt sich eine effektive Temperatur von etwa 5770 Kelvin. Aus der Lage des Strahlungsmaximums folgt eine Farbtemperatur von etwa 6100 Kelvin. Das Maximum liegt ungefähr bei einer Wellenlänge von 550 Nanometern im blau-grünen Bereich.

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.
• Radiowellen mit Wellenlängen von ungefähr 10 Zentimetern bis 10 Metern können sie gut durchqueren.

Das beobachtete Licht durchläuft Schichten zwischen der Photosphäre und dem Beobachtungsort. Deshalb können die Linien Informationen sowohl über die Sonnenumgebung als auch über die Erdatmosphäre enthalten.

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.

Ordnen sich Magnetfeldlinien in der Sonnenatmosphäre neu, können Bereiche plötzlich aufgeheizt werden und hell aufleuchten. Dabei können große Mengen Materie ins Weltall geschleudert werden. Treffen solche Partikelströme die Erde, können sie Strom- und Telekommunikationsnetze beeinträchtigen.

Sonnenflecken, Protuberanzen und Eruptionen treten ungefähr in einem elfjährigen Rhythmus gehäuft auf. Daneben gibt die Sonne ständig Teilchen ab. Wie diese Teilchen beschleunigt werden, ist noch nicht vollständig geklärt.

Die Gravitation der Sonne bindet Planeten, Monde, Asteroiden und Kometen an das Sonnensystem. Die Erde bewegt sich um die Sonne, während sie sich zugleich um ihre eigene Achse dreht.

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 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 Sehen und beeinflusst biologische Tag-Nacht-Rhythmen.