Sonne, Stern, der das Gravitationszentrum des Sonnensystems
bildet. Die von der Sonne abgestrahlte elektromagnetische Energie
ermöglicht direkt oder indirekt alle Lebensvorgänge auf der Erde,
vor allem das Pflanzenwachstum als Grundlage unserer Ernährung
und Energiegewinnung.

Die pro Zeiteinheit von der Sonne abgestrahlte Energie ist fast konstant, sie ändert sich im Verlauf
mehrerer Tage höchstens um einige Zehntel Prozent. Die Energie wird im Inneren der Sonne erzeugt.
Wie die meisten Sterne besteht die Sonne vor allem aus Wasserstoff (71 Prozent Wasserstoff, 27 Prozent
Helium und 2 Prozent schwerere Elemente). Nahe des Sonnenzentrums herrscht eine Temperatur von
ungefähr 16 Millionen Kelvin. Die Dichte ist hier rund 150-mal höher als die von Wasser. Die Protonen
reagieren im Sonneninneren miteinander: Sie gehen eine Kernfusion ein, d. h., sie verschmelzen mit-
einander. Das Ergebnis einer Kette mehrerer Einzelreaktionen ist das Verschmelzen von je vier Pro-
tonen zu einem Heliumkern, wobei Energie in Form von Gammastrahlung abgegeben wird. In jeder
Sekunde reagieren 650 Millionen Tonnen Wasserstoffatome zu Helium. Die dabei freigesetzte Energie
entspricht einer Energiemenge, wie sie bei der Explosion von Hundertmilliarden 1-Megatonnen-Wasser-
stoffbomben entstünde. Das nukleare „Brennen” des Wasserstoffes im Sonnenkern erstreckt sich auf
einen Bereich, der rund ein Viertel des Sonnenradius (etwa 174 000 Kilometer) ausmacht; der Gesamt-
radius der Sonne beträgt 696 000 Kilometer.
Die im Kern erzeugte Energie legt nun den größten Teil des Weges zur Oberfläche als Strahlung zurück.
Die entsprechende Zone – sie nimmt etwa drei Viertel des Sonnendurchmessers ein – heißt Strahlungs-
zone. In der anschließenden Konvektionszone, die etwa ein Zehntel des Durchmessers ausmacht, wird
die Energie durch turbulente Mischung der Gase übertragen. Die so genannte Photosphäre ist die
oberste, mit 400 Kilometer Dicke relativ dünne Schicht der Konvektionszone. Anzeichen für die hier
herrschende Turbulenz sind beim Beobachten der Photosphäre und der unmittelbar darüber liegen-
den Sonnenatmosphäre zu erkennen.
Turbulenzzellen in der Photosphäre verleihen der Sonnenoberfläche ein geflecktes Aussehen. Man spricht
hier von der solaren Granulation („Körnung”). Jede der Granulen hat einen Durchmesser von 200 bis
1 800 Kilometer. Die Granulenstruktur ist ständig vorhanden, doch existieren die einzelnen Granulen
maximal zehn Minuten lang. Es liegt auch ein viel größeres Konvektionsmuster vor; dieses wird durch
die Turbulenzen hervorgerufen, die sich tiefer in die Konvektionszone erstrecken. Dieses Supergranu-
lationsmuster enthält Zellen, die etwa einen Tag lang existieren und einen mittleren Durchmesser von
30 000 Kilometer haben.

Die Sonnenflecken wurden 1611 von Johannes Fabricius zum ersten
Mal mit einem Fernrohr beobachtet. Sie sind deutliches Zeichen für
Sonnenaktivitäten in der sichtbaren Photosphäre, der Sonnenober-
fläche, von der fast die gesamte Sonnenenergie abgestrahlt wird.

Die Sonnenflecken auf der nördlichen Sonnenhalbkugel sind magnetisch umgekehrt gepolt wie die
entsprechenden Flecken auf der Südhalbkugel. Wenn ein neuer Elfjahreszyklus beginnt, kehren sich
diese Magnetfeldrichtungen auf jeder Halbkugel um. Damit dauert ein kompletter Sonnenfleckenzyklus,
unter Berücksichtigung der Magnetfeldpolarität, etwa 22 Jahre. Die zu einem bestimmten Zeitpunkt
vorhandenen Sonnenflecken treten übrigens auf jeder Halbkugel jeweils auf der gleichen Breite auf.
Diese bewegt sich jeweils innerhalb einer Zone von etwa 45 hin zu etwa 5 Grad Sonnenbreite.
Jeder Sonnenfleck existiert höchstens einige Monate lang. Daher spiegelt der 22-Jahres-Zyklus Vorgänge
wider, die tief im Inneren der Sonne ablaufen und relativ lange andauern. Man kennt die Zusammen-
hänge noch nicht sehr genau, vermutet aber, dass der Zyklus von der Wechselwirkung des Sonnenmag-
netfeldes mit den äußeren Schichten der Konvektionszone herrührt. Diese Wechselwirkungen werden
außerdem durch die Sonnenrotation beeinflusst, die nicht in allen Breiten gleich schnell ist. Die Sonne
dreht sich an ihrem Äquator in 27 Tagen einmal um ihre Achse, aber an den Polen in 31 Tagen.

Sonneneruption (Flare)

Bei einer Sonneneruption oder auch „Flare” handelt es
sich um einen Materieauswurf, bei dem heiße Gasmassen
mit einer Durchschnittsgeschwindigkeit von etwa 400
Kilometern pro Sekunde bis in Höhen von 100 000 Kilo-
metern über der Photosphäre geschleudert werden.
Experten nehmen an, dass die hierfür erforderliche Energie
in starken lokalen Magnetfeldern der Sonne gespeichert ist.

Die Korona

Sie ist die äußere Sonnenatmosphäre, die sich einige Sonnenradien weit in den Raum erstreckt.
Alle ihre Merkmale werden wesentlich vom Magnetfeld bestimmt. Der größte Teil der Korona enthält
riesige heiße Gasbögen. Dabei befinden sich kleinere Bögen in den aktiven Regionen und größere
zwischen diesen.

Sonnenkorona
Bei einer totalen Sonnenfinsternis, wie sie am 11. Juli 1991 von
Mexiko aus photographiert wurde, schiebt sich der Mond voll-
ständig vor die Sonne, so dass nur noch ein Lichtkranz, die
Korona, übrig bleibt.

Der Sonnenwind

In einem Abstand von ein bis zwei Sonnenradien von der Oberfläche ist das Magnetfeld der Korona stark
genug, um das heiße, gasförmige Material in Form großer Bögen oder Ringe festzuhalten. In größerer
Entfernung von der Sonne ist das Magnetfeld schwächer, und die Gase der Korona können das Magnetfeld
gewissermaßen in den Raum hinausdrücken. Dabei strömt das Gas über weite Strecken entlang der Feld-
linien, und der gleich bleibende, aus der Korona austretende Strom seiner Teilchen bildet den so genan-
nten Sonnenwind.

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