Zwergsterne - Unsere Sonne

Einige Zahlen Rotation Aufbau der Sonne
Das Sonneninnere Alter Energietransport
Die Photosphäre Sonnenflecken und Magnetfeld Die Sonne als Glocke
Chromosphäre Der Sonnenwind Die Korona

Einige Zahlen

In einem Bereich von 0,08 bis hin zu 8 Sonnenmassen, entsprechend den Spektralklassen G8 und B3 (die Sonne hat die Spektralklasse G2) im Hertzsprung- Russel Diagramm erstrecken sich die Zwergsterne, zu denen auch die Sonne gehört. Weil sie der uns nächstgelegene Stern ist, soll stellvertretend an ihrem Beispiel die Klasse der Zwergsterne beschrieben werden.

Unsere Sonne ist ein Stern mittlerer Größe und umkreist in einer Entfernung von rund 8 [kpc] (Kiloparsec) das Zentrum der Milchstraße mit einer Geschwindigkeit von 225 [km/s]. Für einen Umlauf benötigt sie 210 Millionen Jahre. Die Entfernung zur Erde beträgt 149 597 000 [km], was einer Astronomischen Einheit [AE] entspricht. Sie weist einen Durchmesser von rund
1 400 000 [km] auf und hat die 333 000- fache Masse der Erde (rund 2 x 1030 [kg]).

Weil uns die Sonne so nahe steht, ist sie das ideale Studienobjekt für den Aufbau und die Energieumwandlung der Sterne (siehe hierzu auch Energieumwandlung der Sterne, dort wird auf dieses Thema detailliert eingegangen). Durch Untersuchungen des Sonnenspektrums kennen wir ihre Zusammensetzung, die Vorgänge im Inneren müssen wir jedoch aus theoretischen Modellen und den bekannten physikalischen Gesetzen sowie kernphysikalischen Erkenntnissen ableiten.

Noch ein paar Zahlen lassen uns staunen: Damit wir uns an einem Sommertag in der Sonne aalen können, muss sie gigantische Materiemengen umsetzen. In jeder Sekunde setzt sie 564 Millionen Tonnen (!) Wasserstoff in Helium um. Das kann nur in ihrem Zentrum durch Kernfusion geschehen, hier herrschen 15 Millionen [K] bei einem Druck von 220 Millionen [bar]. Unter diesen Bedingungen werden in jeder Sekunde 4 Millionen Tonnen Materie in reine Energie umgewandelt, und das bereits seit etwa 4,5 Milliarden Jahren. Doch keine Angst, der Brennstoffvorrat der Sonne reicht noch einmal so lang. Die Erde empfängt nur einen Bruchteil der Sonnenenergie, das sind aber immerhin 750 Billionen Kilowattstunden pro Jahr. Der gesamte Energieverbrauch der Menschheit beträgt nur etwa den 8000sten Teil dieses Betrages.


Rotation

Von entscheidender Bedeutung für viele Erscheinungen auf der Sonne ist ihre differentielle Rotation.

Differentielle Rotation
Differentielle Rotation
In nebenstehender Grafik sind die unterschiedlichen Rotationsgeschwindigkeiten dargestellt. Deutlich ist zu erkennen, dass die Äquatorzone viel schneller rotiert als die Polregionen. Eine exakte Erklärung für die unterschiedlichen Geschwindigkeiten gibt es noch nicht, man vermutet aber die Ursache in der Konvektionszone (siehe hierzu Aufbau). Hier wird nicht nur Energie weiter transportiert, sondern auch Drehimpuls. Dieser wird wohl so aufgeteilt, dass die äquatorialen Zonen beschleunigt werden, was auf Kosten der Polgebiete geschieht. Die Sonne rotiert in gleicher Richtung wie die Erde bei ihrem Umlauf um die Sonne.

 


Aufbau

Von den äußersten Schichten bis ins Zentrum ist die Sonne ein reiner Gasball. Folgende kleine Tabelle gibt eine Übersicht über den Aufbau von innen nach außen:

BezeichnungVorgängeAbstand vom Zentrum in 1000 [km]Temperatur
KernzoneKernfusionen Wasserstoff-Helium0 - 2814.600 000 [K]
 Energietransport durch Strahlung7012.600 000 [K]
  2106.600 000 [K]
  5601.300 000 [K]
 Energietransport durch Konvektion680100 000 [K]
Photosphäresichtbare Strahlung400 [km] dick9000 [K]
Sonnenrand 6964300 [K]
Chromosphäre 6985000 [K]
  704300 000 [K]
Koronaleuchtende Hülle716- 27801 000 000 [K]

Bei den Temperaturen, die an der Sonnenoberfläche und erst recht in ihrem Innern herrschen, kann jegliche Materie nur in gasförmigem Zustand existieren. Je tiefer man in sie eindringt, umso weniger sind die Atome imstande, die sie sonst umgebenden Elektronen zu binden, sie sind immer weiter ionisiert. Ein solches Gas, aus dem die Sonne und (fast) alle anderen Sterne bestehen, nennt man Plasma.

Schnitt durch die Sonne
Schnitt durch die Sonne
Ein Schnitt durch unsere Sonne. Man erkennt, dass Sterne wie eine Zwiebel aus mehreren übereinander liegenden Schalen aufgebaut sind. Im kleinen Zentrum (blau) findet das zentrale Wasserstoffbrennen statt. Die hier freigesetzte Gammastrahlung wandert langsam durch die Strahlungszone nach außen. Innerhalb dieser Zone gibt es keine thermischen Bewegungen (Konvektion) des Sonnengases. Der weitere Abtransport der Energie erfolgt dann aber durch Wärmebewegungen in der Konvektionszone, der äußeren Schale. Die Gammastrahlung ist inzwischen soweit thermalisiert, dass sie die Sonne als sichtbares Licht verlässt.

 


Sonneninneres

Im Sonneninnern herrscht an jedem Ort ein stabiles, so genanntes hydrostatisches Gleichgewicht (weil sich dichtes Gas ähnlich einer Flüssigkeit verhält). Ansonsten würde der Gasball in sich zusammenstürzen (Kern) bzw. explodieren (Hülle). Im Innern wird der zur Gravitation notwendige Gegendruck durch die im Kern ablaufenden Fusionen erzeugt. Die hier freigesetzte Strahlung sowie der bei den vorherrschenden Temperaturen von 15 Millionen [K] enorme Gasdruck üben einen solchen Druck aus, dass die nach innen gerichtete Gravitation gerade aufgehoben wird und sich der Stern im Gleichgewicht befindet. Sinkt einmal die Temperatur im Kern wegen nachlassender Fusionen, so presst die Gravitation den Stern etwas mehr zusammen. Hierdurch steigen Temperatur und Druck weiter an, so dass neue Fusionen ablaufen können und der Stern erneut ein hydrostatisches Gleichgewicht einnimmt.

Die Verschmelzung von Wasserstoff zu Helium begann vor etwa 4,6 Milliarden Jahren, dem Entstehungszeitpunkt unserer Sonne. Bis heute ist rund die Hälfte des Wasserstoffs im Kern umgewandelt, so dass noch einmal beruhigende 4 Milliarden Lebensjahre zu erwarten sind. Dann allerdings wird die Fusion im Kern vorübergehend nachlassen, und durch den nun fehlenden Energienachschub schrumpft unter der Einwirkung der Gravitation das Sonnenzentrum so weit, bis die Temperaturerhöhung die Heliumfusion zündet. Durch die nun höhere Temperatur dehnt sich die äußere Hülle aus und kühlt dabei ab. Der Stern hat zwar nur noch eine Außentemperatur von etwas mehr als 3000 [K], durch seine enorme Größe jetzt aber eine viel höhere Strahlungsleistung. Die Sonne expandiert zum Roten Riesen und wird die inneren Planeten und wahrscheinlich auch die Erde verschlingen.


Der Energietransport im Sonneninnern erfolgt überwiegend durch Strahlung, und zwar bis zu etwa ¾ des Radius. In den darüber befindlichen Zonen wird die Energie durch Konvektion (Wärmetransport durch Gase, wie z.B. aufsteigende Luftschlieren über heißem Asphalt) nach außen transportiert. Was könnten wir eigentlich im Innern der Sonne sehen? Erstaunlicherweise nichts, denn dort herrscht finsterste Nacht, kein Lichtstrahl beleuchtet die Vorgänge! Das, was der Sonnenkern an Strahlung produziert, setzt er überwiegend als Gamma- Quanten frei (neben den Neutrinos). Erst kurz vor dem Verlassen des Gasballs ist die Gammastrahlung soweit thermalisiert, dass sie die Wellenlänge sichtbaren Lichts erreicht. Das funktioniert so:

Gleich nach seiner Freisetzung stößt ein Gamma- Photon mit einem Elektron zusammen und wird von diesem absorbiert. Das Elektron gewinnt dadurch an (Bewegungs-) Energie. Alsbald gibt das Elektron jedoch wieder das Photon frei, weil es aber ein wenig von dessen Energie verbrauchte, wird die Photonenwellenlänge etwas größer. Es wandert nun vielleicht schon als Röntgenphoton weiter (mit Lichtgeschwindigkeit!) nach außen, wobei es ebenfalls immer wieder mit Elektronen (und natürlich auch anderen Kernteilchen) kollidiert. Durch diese ständigen Zusammenstöße braucht das Photon für den Weg vom Innern bis zum Rand des Kerns (280 000 [km]) allein 26 000 Jahre! Bis zu einer Entfernung von rund 500 000 [km] vom Mittelpunkt herrscht die strahlungsdominierte Zone; in ihren Außenbereichen können Heliumionen existieren, welche das Röntgenphoton absorbieren und mit größerer Wellenlänge wieder abgeben.

Nun beginnt die Konvektionszone, und die hier vorherrschenden Ionen absorbieren unser Röntgenphoton weiterhin, bis es schließlich in Ultraviolett- und Infrarotstrahlung umgewandelt ist. Doch erst in der Photosphäre wird die Strahlung in sichtbares Licht übersetzt. So braucht unser Gammaquant vom Kern bis zum Rand der Sonne über 10 Millionen Jahre.

Rund 90 % der Gesamtmasse sind in der inneren Hälfte der Sonnenkugel zusammengedrängt, der Konvektionszone stehen nur noch knapp 2 % der Masse zur Verfügung. In jeder Sekunde werden im Kern etwa 564 Millionen Tonnen Wasserstoff zu Helium umgewandelt. Dabei werden so viele Neutrinos freigesetzt, dass jeder Quadratzentimeter der Erde pro Sekunde von 70 Milliarden dieser Teilchen getroffen wird. Neutrinos sind Teilchen mit sehr geringer Masse, die höchst selten mit anderen Teilchen wechselwirken und sich mit fast Lichtgeschwindigkeit bewegen. Sie sind wirklich "harmlos", denn wir spüren nichts davon, dass sekündlich Milliarden von ihnen unsere Körper durchfliegen. Sie durchfliegen sogar die Erde ohne jeglichen Widerstand, als würde die Materie für sie gar nicht existieren.


Photosphäre

Das augenscheinlichste Merkmal der Sternatmosphäre ist die Granulation:

Granulation
Granulation
Dieses körnige Aussehen der Sonnenoberfläche wird durch die oben beschriebene Konvektion verursacht. Jedes dieser Körner (Granula) hat eine durchschnittliche Ausdehnung von rund 1000 [km] und stellt eine Konvektionszelle aufgestiegenen, heißen Gases dar.

Sonne mit Granulation
Sonne mit Granulation

Glaubte man bislang, dass die Gasblasen in der Konvektionszone mit bis 300 [km/s] aufsteigen, so ergaben neue Messungen mit dem SDO (Solar Dynamics Observatory) ein ganz anderes Bild. Gelangt eine solare akustische Welle (siehe weiter unten) an die Oberfläche, so wird diese bewegt. Aus Messungen dieser Oszillationen konnte man jetzt (Okt. 2012) die Geschwindigkeit zu wenigen Metern je Sekunde ermitteln.

Eine einzelne Zelle (Granula) ist nur um etwa 300 [K] heißer als die Umgebung; sie kühlt sich nach dem Aufsteigen an die Oberfläche ab und ist nach 10 [min] wieder verschwunden.
Die Photosphäre selbst ist nur etwa 400 [km] dick, aus ihr stammt das nun sichtbare Licht. Die Gasdichte ist von den extremen Werten im Innern auf jetzt nur noch 10-7 [g/cm3] abgesunken. Die Temperatur liegt bei knapp 6000 [K].

Courtesy of NASA/SDO and the AIA, EVE, and HMI science teams


Sonnenflecken und Magnetfeld

Die bekanntesten Erscheinungen auf der Sonne sind sicherlich die Sonnenflecken, welche mit einer Periode von 11 Jahren in der Häufigkeit ihres Auftretens zu- und wieder abnehmen. Die Flecken werden hervorgerufen durch das Magnetfeld der Sonne. Eine Eigenheit eines großen Gasballs wie der Sonne ist ihre differentielle Rotation, das heißt, dass der Sonnenäquator 25 Tage für einen Umlauf benötigt, die Polgebiete aber eine Woche länger dazu brauchen.

Sonnenflecken
Sonnenflecken

Eine typische Sonnenfleckengruppe. Das dunkle, relativ kühle Zentrum des Fleckens bezeichnet man als Umbra, den umgebenden Rand als Penumbra.

(Bild: Kiepenheuer-Institut für Sonnenphysik, Freiburg im Breisgau


Zu Beginn des Sonnenflecken- Zyklus verlaufen die Feldlinien des Magnetfeldes gerade von Pol zu Pol.

Magnetfeld zu Zyklusbeginn
Magnetfeld zu Zyklusbeginn
Der Beginn des Zyklus. Die noch in der Sonne liegenden Magnetfeldlinien verlaufen gerade und geordnet.

 

Magnetfeld wird verzogen
Magnetfeld wird verzogen
In Äquatornähe werden sie nun aber durch die differentielle Rotation immer mehr gedehnt, ja sie werden sogar mehrmals um die ganze Sonne gewickelt.

 

Magnetfeld ist verwirbelt
Magnetfeld ist verwirbelt
Damit noch nicht genug, werden die Feldlinien durch die Konvektionsströmungen an der Oberfläche ineinander verdreht und verflochten, wodurch sie letztlich instabil werden. Ganze Bündel von Feldlinien brechen dann durch die Oberfläche als magnetische Flussröhren von 500 [km] Ausdehnung und lassen die Sonnenflecken hervortreten.

 

Zum Zyklusende ist das Magnetfeld in einer solch chaotischen Verfassung, dass es völlig zusammenbricht und sich anschließend mit umgekehrter Polarität wieder neu orientiert und aufbaut. Der bisherige magnetische Nordpol wird zum Südpol, und es beginnt ein neuer, 22jähriger Zyklus.

Durch die Verwirbelungen der Feldlinien steigt der Druck im Innern der Flussröhren stark an, sodass in ihnen befindliche Gase nach außen gepresst werden. Damit werden die Röhren leichter als ihre Umgebung, sie steigen auf, durchstoßen die Oberfläche und bilden so die Sonnenflecken.


Die Sonne als Glocke?

Unsere Sonne klingt, aber nicht wie eine Glocke, die von einem Klöppel angeschlagen wird, sondern eher wie von vielen kleinen Sandkörnern getroffen. Sie verhält sich wie ein widerhallender Hohlraum, der Millionen Schwingungsmodi oder stehende Wellen aufweist. In ihr laufen ständig Schall- oder Druckwellen, welche ein Schwingen der Oberfläche verursachen, ähnlich den seismischen Beben auf der Erde. Durch die inneren Vorgänge erzeugt, fungieren Schichten mit unterschiedlicher Temperatur oder Dichte als Reflexionswände für diese stehenden Wellen (ähnlich dem Funktionsprinzip einer Orgelpfeife).

Jeder von uns kennt einen oszillierenden Modus: wenn man ein Ende eines straffen Taues schüttelt, kann man ein oszillierendes Wellenmuster erkennen, das in einer Dimension hin und her schwingt. Bei schnellerem Schütteln können sich stabile Muster mit zwei oder mehr Schwingungen entlang des Taues überlagern. In diesen Überlagerungsmustern bilden sich Orte im Tau, die sich nicht bewegen, diese nennt man Knoten.

In zwei Dimensionen sind mehrere Schwingungsmodi möglich. Der Kaffee in der Tasse zeigt uns ziemlich komplexe zweidimensionale Schwingungsmuster, wenn ein vorbeidonnernder LKW den Boden erschüttert. In der Sonne treten Schwingungen in drei Dimensionen auf, sie haben charakteristische räumliche Muster mit Knoten, die sich sowohl auf der Oberfläche der Sonne als auch radial innerhalb des Sonnenkörpers befinden.

Helioseismologen, die sich mit solchen Schwingungen beschäftigen, interessieren besonders so genannte p- Moden, die so heißen, weil sie dem Druck P, der Rückstellkraft der bewegten Sonnenoberfläche, entgegenwirken. Sie haben eine Frequenz von 3,3 [mHz] (Millihertz) bei Wellenlängen von 2 000 bis 50 000 [km]. Man nennt sie auch 5 [min]- Oszillationen, weil sie mit einer Periode von 5 [min] 20 [s] schwingen.

P- Moden
P- Moden

Mit freundlicher Genehmigung der Stanford University, SOHO und NASA


P-Moden lassen sich mit drei ganzen Zahlen charakterisieren: l und m stellen quasi die Koordinaten eines Gitternetzes auf der Sonnenoberfläche dar, indem sie die Gesamtzahl der Knotenlinien bzw. die Zahl der Knotenlinien durch die Pole darstellen, n sagt uns, wie oft sich das Gitter zwischen Oberfläche und Zentrum in Innern wiederholt.

P- Moden

Mit freundlicher Genehmigung der Stanford University, SOHO und NASA

Hier ist das Oberflächenmuster eines Modus mit l = 19, m = 19 dargestellt. 19 Knotenlinien durchqueren den Nordpol und ebenso viele passieren den Äquator.

p- Moden

Mit freundlicher Genehmigung der Stanford University, SOHO und NASA

In diesem Bild sieht man einen Modus mit l = 19, m = 15. Dort gibt es 15 meridionale Kreise von Knoten und 4 Linien in der Ost-West-Richtung. In beiden Bildern ist der Faktor n nicht berücksichtigt, er gibt ja die Anzahl Knoten auf einer Linie vom Zentrum zur Oberfläche wieder und beeinflusst nicht die äußere Erscheinung.

P- Moden

Mit freundlicher Genehmigung der Stanford University, SOHO und NASA

Bei einem Schnitt durch die Sonne sehen wir einen Schwingungsmodus mit n = 11, l = 19, m = 15, es ergeben sich 11 Wiederholungen des Musters zwischen Zentrum und Oberfläche.


Schallwellen in der Sonne
Schallwellen in der Sonne
Die Schallwellen laufen nicht auf Geraden aus der Sonne hinaus, sondern bleiben in der Kugelschale gefangen. Die Schallgeschwindigkeit wird zur Mitte hin größer, denn sie nimmt im heißer und dichter werdenden Gas zu. An der Sonnenoberfläche herrscht ein plötzlicher Dichteabfall, so dass an dieser Phasengrenze die Wellen wieder nach innen reflektiert werden. Diese Erscheinung ist vergleichbar auch auf der Erde bekannt, und zwar in Form einer Fata Morgana oder bei der Reflexion von Radiowellen durch die Ionosphäre. Eine Welle kann so die Sonne komplett durchlaufen und an derselben Stelle wieder auftreffen. Hierbei kann sie mit sich selbst in Resonanz kommen und sich dadurch verstärken, sie gewinnt dabei soviel Energie, dass sie die Photosphäre in Bewegung bringt.

Mit freundlicher Genehmigung der Stanford University, SOHO und NASA

Man kann nun schlecht auf der Sonne herumlaufen und die Sonnenbeben mit einem Seismometer messen, sondern die Auf- und Abbewegung der Oberfläche wird durch den Doppler- Effekt mit einem Heliospektrographen erfasst. Die Schwingungen des Sonnenkörpers sind die Folge von Druckwellen im Sonneninnern. Sie werden angeregt durch die Bewegung aufsteigender heißer Gasblasen in der Konvektionszone.

Durch diese Wellen wird das Gas der Photosphäre veranlasst, langsam auf- und abzusteigen. Am Außenrand der Photosphäre angekommen, wird die Welle durch die plötzliche Dichteänderung wieder nach innen reflektiert. Dabei bestimmt der Reflexionswinkel die Eindringtiefe der Welle, und auf diese Art kann eine Welle in einem Zickzack- Kurs die ganze Sonne umwandern. Gleichzeitig laufen so ständig mehrere Millionen Wellen mit unterschiedlichen Frequenzen durch die Sonne.


Chromosphäre

Die Chromosphäre ist eine Schicht über der Sonnenoberfläche, in der einige markante Erscheinungen auftreten. Sehr gut lässt sich die Chromosphäre direkt vor oder nach einer totalen Sonnenfinsternis beobachten, wo sie dann als strahlender, roter Ring um die Mondscheibe sichtbar wird.

Chromosphäre
Chromosphäre
Eine faszinierende Ansicht der Sonne im Licht des ionisierten Wasserstoffs. Neben der aktiven Oberfläche erkennt man die Chromosphäre mit einigen Protuberanzen.

Mit freundlicher Genehmigung von SOHO/LASCO, SOHO/EIT, und SOHO/CDS (ESA & NASA)

Die spektakulärsten Anblicke sind gewiss die Protuberanzen bzw. Filamente.

Filament
Filament
Filamente sind meist gewaltige Bögen kühlen Gases, welche an den Grenzen unterschiedlicher magnetischer Polaritäten und damit hoher Feldstärken bis weit in die Korona gedrückt werden. So ein Bogen kann über 1 Million [km] lang sein und sich mehr als 100 000 [km] in die Höhe erheben. Beachtenswert ist auf dem Bild auch die unruhige, aktive Sonnenoberfläche.

Mit freundlicher Genehmigung der NASA

Vor der Sonnenscheibe erkennt man ein Filament nur als dunklen Fleck, während man ihn am Sonnenrand als Protuberanz sieht. Im Sonneninnern sind die Magnetfelder im relativ dichten Plasma eingeschlossen, aber in der dünnen Chromosphäre übernimmt ihre Kraft die Dominanz und erzeugt diese so imposanten Gebilde.

Beeindruckend sind auch die Flares, eruptive Protuberanzen.

Flare
Flare

Das Magnetfeld unterliegt ja ständigen Veränderungen. Diese können manchmal dazu führen, dass eine ruhende Protuberanz förmlich explodiert, der Bogen wird aufgerissen, und das Plasma fällt auf die Sonne zurück oder entweicht zum Teil mit dem Sonnenwind. Nebenstehende Sequenz zeigt die zeitliche Entwicklung eines Flares. Auch konnte man hier zum ersten Mal beobachten, dass derartige Ausbrüche mit seismischen Beben verbunden sind. Die Wellen sind deutlich zu erkennen. Ein solches Beben hat die 40 000- fache Stärke des Erdbebens, welches San Francisco 1906 vernichtete. Auf der Richter- Skala entspräche das einer Stärke von 11,3!

Mit freundlicher Genehmigung von SOHO/LASCO, SOHO/EIT, und SOHO/CDS (ESA & NASA)


Der Sonnenwind

Mit bis zu 3 Millionen Kilometern pro Stunde jagt die Sonne Gas von sich fort. Dabei handelt es sich um ein bis zu 1 Million [K] heißes Plasma, welches vorwiegend aus Elektronen, Protonen und Heliumkernen besteht. Wir unterscheiden zwei Arten des Sonnenwindes: Den schnellen (engl., high speed stream), der aus den zu den Polen hin vermehrt auftretenden koronalen Löchern mit bis zu 900 [km/s] austritt sowie den mit 400 [km/s] langsamen (low speed stream) aus den übrigen Regionen. Sehen kann man die Auswirkungen des Sonnenwindes sogar mit bloßem Auge, wenn alle Jahrzehnte einmal ein heller Komet am Himmel erscheint.

Kommt nämlich ein Komet in den Bereich der Jupiterbahn, so wird Eis des Kometenkopfes durch den energiereichen Sonnenwind ohne Umweg sofort in gasförmiges Wasser sublimiert (das Eis wird nicht erst flüssig, sondern geht direkt vom festen in den gasförmigen Zustand über), wobei auch Staub mitgerissen wird. Durch diesen Vorgang wird der bis mehrere Millionen [km] lange Schweif des Kometen erzeugt, der stets von der Sonne weggerichtet ist (er zeigt quasi die Richtung des Sonnenwindes an).

Jedes Jahr bläst die Sonne allein durch den Wind das rund 10-14fache ihrer eigenen Masse in den Raum, was jedoch nicht weiter tragisch ist, denkt man an die Veränderungen, die sie weit vor Ablauf von 1014 Jahren durchlaufen wird. Weiter oben wurde ja bereits erwähnt, dass die Sonne sich in etwa 4·109 Jahren zum Roten Riesen ausdehnen wird. Sie hat dann gerade einmal 1/100 000 ihrer Masse durch den Sonnenwind verloren. Dieser ist nun auch dafür verantwortlich, dass unser Sonnensystem "sauber" ist, womit gemeint ist, dass sich hier keine interstellare Materie mehr befindet. Der Sonnenwind übt schließlich einen gewissen Druck aus und hat dadurch das interstellare Medium einfach zurück gedrängt. So entstand im Laufe der Zeit eine Blase um die Sonne herum, in der sich (neben den Körpern des Planetensystems) fast nur noch die von ihr ausgestoßene Materie befindet. Diese Blase nennen wir Heliosphäre


Die Blase der Heliosphäre erstreckt sich bis zu einer Entfernung von 100 bis 150 Astronomischen Einheiten und reicht damit bis zum Kuiper Gürtel, dem Aufenthaltsort kurzperiodischer Kometen.

Größe des Sonnensystems
Größe des Sonnensystems
In dieser Grafik wird nicht nur die Größe der Heliosphäre angedeutet, sondern im logarithmischen Maßstab auch die Umgebung der Sonne bis zu Alpha Centauri, dem uns nächstgelegenen Stern. Aus dem Sonnensystem hat der Sonnenwind die interstellare Materie inzwischen herausgefegt. Treffen die schnellen Partikel aber außerhalb auf dieses Medium, werden sie schlagartig abgebremst und dadurch aufgeheizt. Diese erste Grenze wird als Termination Shock bezeichnet und wir finden sie in einer Distanz von etwa 75 bis 90 [AE]. Insgesamt geschieht die Abbremsung des Sonnenwinds durch das interstellare Medium in mehreren Stufen:

Mit freundlicher Genehmigung der NASA

Durch die Bewegung des gesamten Sonnensystems durch die interstellare Materie hindurch entsteht ständig eine Front, wenn die Heliosphäre mit Überschallgeschwindigkeit auf das interstellare Gas trifft. Es wird hierdurch verdichtet und erwärmt sich, wodurch wie bei einem Schiff eine "Bugwelle" entsteht. Aufgrund der Erwärmung kann ein solcher Bow shock durch Infrarotteleskope wie dem Spitzer- Instrument gesehen werden. Der Bow shock des Sonnensystems ist bislang rein hypothetisch, könnte aber in einer Distanz von rund 230 [AE] liegen.

Ebenso hypothetisch ist noch eine weitere Zone, die zwischen der Heliopause und dem Bow shock liegen soll, der so genannte Hydrogen wall (Wasserstoffwand, siehe Bild weiter oben). In dieser Region sollte sich überwiegend erhitztes Wasserstoffgas befinden.

Aktuell erforscht wird die Heliosphäre durch die beiden Voyager- Sonden. Während Voyager 1 den Termination Shock bereits im Mai 2005 erreichte, gelang dies Voyager 2 Ende August 2007. Man ist sich sicher, dass beide Instrumente die Heliopause erreichen werden...


Bevor der heiße Sonnenwind auf die Erde trifft, prallt er auf das die Erde umgebende Magnetfeld. Durch die Wechselwirkungen dieses Feldes mit dem Sonnenwind entsteht der so genannte Van- Allen- Strahlungsgürtel. In ihm sind die Teilchen des Sonnenwindes quasi durch magnetische Fesseln gefangen.

Die Sonne bläst neben dem stetigen Sonnenwind immer wieder riesige Gaswolken ins All. Die ionisierten Materiewolken können das irdische Magnetfeld "verbiegen", durch sie entstehen die Nordlichter und sie sind imstande Satelliten und sogar Elektrizitätswerke ausfallen zu lassen.
Einen Ausbruch der mit Geschwindigkeiten von 20 bis zu 2000 [km/s] ausgestoßenen Gaswolken, die je nach Geschwindigkeit vom Sonnenwind mitgerissen oder abgebremst werden, kann man in dieser Animation beobachten:

Gasausbruch unserer Sonne
Gasausbruch unserer Sonne

Mit freundlicher Genehmigung von SOHO/LASCO, SOHO/EIT, und SOHO/CDS (ESA & NASA)


Beim Aufprall des Plasmas auf das Magnetfeld wird auf der sonnenzugewandten Seite eine starke Bugstoßwelle erzeugt, während auf der entgegengesetzten Seite die Magnetfeldlinien erheblich in die Länge gezogen werden. Der Sonnenwind wird auf diese Weise mit bis zu 700 [km/s] um die Erde gelenkt und in den interstellaren Raum abgewiesen.

Erdmagnetfeld und Sonnenwind
Erdmagnetfeld und Sonnenwind
Besser als viele Worte zeigt dieses Bild die Wirkung des Sonnenwindes auf das Erdmagnetfeld. Blau dargestellt ist der van- Allen- Gürtel um die Erde.

Mit freundlicher Genehmigung von SOHO/LASCO, SOHO/EIT, und SOHO/CDS (ESA & NASA)

Eigentlich befinden wir uns damit noch in den äußeren Bereichen der Korona, ja selbst die Magnetfelder der Planeten Jupiter bis Neptun werden noch zu einem magnetischen Schweif langgezogen.

Der Sonnenwind bläst nicht immer mit gleicher Stärke, sondern ist abhängig von der Sonnenaktivität. Die Reaktionen des Sonnenwindes mit unserem Magnetfeld kann man auch mit bloßem Auge sehen, und zwar als Nord- bzw. Südlicht. Durch diese Wechselwirkungen werden in relativer Erdnähe starke elektrische Ströme erzeugt, welche die magnetischen Erdpole umgeben.

Bei einem Flareausbruch läuft dessen Stoßwelle mit dem Sonnenwind, und beim Aufprall auf unser Magnetfeld werden benachbarte Feldlinien kurzgeschlossen. Die dabei freiwerdenden Energien ionisieren Moleküle der Atmosphäre, d.h. einzelne Elektronen werden kurzzeitig durch Energiezufuhr abgetrennt. Wenn sie sich wieder auf ihre ursprünglichen Positionen in der Elektronenhülle begeben, strahlen sie diese aufgenommene Energie in Form von sichtbarem Licht wieder ab.

Nicht unerwähnt bleiben soll an dieser Stelle noch, dass die Sonne für die mit Abstand größte Struktur im Sonnensystem verantwortlich ist, dem so genannten Heliospheric current sheet (HCS). Das ist ein riesiges Feld innerhalb des Sonnensystems, welches sich von der Äquatorialebene der Sonne aus weit in die Heliosphäre erstreckt.

Heliospheric Current Sheet
Heliospheric Current Sheet

Bis zur Jupiterbahn reicht dieses Feld, welches seine seltsame Form durch den Einfluss des mit der Sonne rotierenden Magnetfelds auf das Plasma des Sonnenwinds erhält. Das HCS hat eine Stärke von etwa 10 000 [km] und in ihm fließt ein geringer Strom von 10-10 [A/m2]. Man vergleicht das Feld mit dem Aussehen eines Balettröckchens. Es rotiert mit der Sonne einmal in 27 Tagen, wobei die Spitzen und Mulden des "Röckchens" abwechselnd mit dem Erdmagnetfeld interagieren. Das durch die fließenden Ströme erzeugte Magnetfeld (auch als interplanetares Magnetfeld bezeichnet) im HCS hat in Sonnenähe eine Stärke von 5 x 10-6 [T(esla)], in Erdnähe sind es noch 10-9 [T]. Wäre das Feld ein magnetischer Dipol, so hätte es in Erdnähe eine hundertfach geringere Stärke, offensichtlich haben wir es aber mit einer Anordnung höherer Multipole zu tun. Die Flussrichtung der elektrischen Ströme verläuft radial einwärts und der Stromkreislauf wird in den solaren Polregionen geschlossen. Insgesamt fließt im gesamten Feld ein Strom von 3 Milliarden [A].

Mit freundlicher Genehmigung der NASA, Werner Heil


Die Korona

Als äußerer Teil der Sonnenatmosphäre ist die Korona naturgemäß auch die dünnste Schicht, aber dennoch sehr aktiv. Während des Fleckenmaximums kann man hin und wieder zwischen zwei Flecken einen Lichtblitz erkennen, der oberhalb der Flecken im Raum "schwebt". Das sind die bereits oben angedeuteten Flares.

Die aus dem Fleckenpaar austretenden, völlig miteinander verwirbelten Magnetfeldlinien reichen bis in die Korona. Hier geben diese Felder manchmal ihre Energie in Form elektrischer Entladungen frei, wobei das Plasma örtlich auf 20 Millionen [K] erhitzt werden kann. Die hier vorhandenen, nicht an Atome gebundenen Elektronen werden dabei auf 100 000 [km/s] beschleunigt, und es entsteht Strahlung im Röntgenbereich, welche zurück in die Chromosphäre schlägt und dort die Flares erzeugt.

Das so aufgeheizte Plasma wird beschleunigt und führt somit der Korona frisches, heißes Material zu. Solch ein großer Flare kann leicht die Größe der Erde erreichen. Doch es bilden sich auch ständig unzählige kleine Flares, und zusammen mit der stets einwirkenden magnetischen Energie sind sie wahrscheinlich für die sonderbar hohe Koronatemperatur verantwortlich.

Sonnenkorona
Sonnenkorona
Nebenstehendes Bild zeigt die weit in den Raum ragende Korona. Viele der Vorgänge in der Sonnenatmosphäre sind bis heute noch ziemlich rätselhaft, jedoch kann man sicherlich so manche der Erscheinungen auf die differentielle, d.h. mit unterschiedlichen Geschwindigkeiten verlaufende Rotation der Sonne zurückführen.

Die gesamte Sonne ist ein Ball aus ionisiertem Gas und durch ihre Rotation wird wie bei einem riesigen Dynamo das Magnetfeld erzeugt. Sind die Magnetfeldlinien zu Zyklusbeginn noch geordnet und liegen unter der Oberfläche, werden sie nun mehr und mehr verbogen und miteinander "verwuselt" und verknotet, treten aus der Sonne aus und reichen letztendlich bis in die Korona.

 

Zuletzt nochmals eine Aufnahme einer Sonnenprotuberanz:

Protuberanz
Protuberanz
In einem gewaltigen Bogen spannt sich eine Protuberanz um einen beträchtlichen Teil des Sonnenumfangs.

Zwar wissen wir auch über diese Erscheinung nur sehr wenig, doch sind diese riesigen Bögen aus kühlem Gas, welches in der Korona quasi "ausfriert" schon sehr beeindruckend. Manche Protuberanz kann wochenlang im Raum stehen, eine andere lässt ihr Material wieder auf die Oberfläche hinabfallen. Es gibt auch Protuberanzen, die sich explosionsartig in den Raum ausbreiten und in einer Druckwelle die Korona vor sich herschieben.

Mit freundlicher Genehmigung der NASA

Dieser kleine Überblick gibt nur einige wenige der vielfältigen Erscheinungen unserer Sonne wieder. Tiefergreifende Informationen über unser Tagesgestirn würden den Umfang dieser Seiten sicher sprengen. Doch auch bei einer solch kurzen Betrachtung sollte man im Auge behalten, dass die Sonne letztlich nur einer von ungezählten Milliarden von Sternen im All ist. Allesamt sind sie brodelnde Kochtöpfe heißen Gases, wobei die massearmen Vertreter eher auf Sparflamme ruhig und ausdauernd köcheln, die Gasboliden dagegen wild sieden und manchmal durch einen "Siedeverzug" gro├če Massen abstoßen. Gut, dass unsere Sonne als Zwergstern der Erde noch für viele Millionen Jahre gleichbleibend Wärme und Licht spenden wird!