Sonne

Im Kern verschmelzen Wasserstoffkerne zu Helium

Die Sonne besteht überwiegend aus Wasserstoff und Helium. In ihrem sehr heißen, dichten Kern laufen Kernreaktionen ab, bei denen aus Wasserstoff schließlich Helium entsteht. Dabei wird Energie frei. Diese Kernfusion unterscheidet sich von einer chemischen Verbrennung, bei der Atome neu miteinander verbunden werden.

Viele Teilchen im Sonneninneren sind elektrisch geladen. Ein solches Gemisch heißt Plasma. Die starke Gravitation drückt das Material zusammen; der nach außen gerichtete Druck des heißen Sterninneren wirkt dem entgegen. Für einen großen Teil der Lebensdauer hält sich der Stern in einem annähernden Gleichgewicht, während er seinen Brennstoff allmählich verändert.

Die Energieproduktion findet nicht gleichmäßig überall in der Sonnenkugel statt. Sie ist im heißen inneren Bereich konzentriert. Was wir außen als helle Scheibe sehen, ist daher nicht der Ort, an dem die meiste Fusionsenergie gerade entsteht.

Der Weg durch die Sonne ist ein ständiges Weitergeben

Außerhalb des Kerns wird Energie zunächst vor allem durch Strahlung transportiert. Im dichten Material werden Photonen gestreut, aufgenommen und neu ausgesandt. Die Energie gelangt dadurch nur langsam nach außen. Das anschauliche Bild eines einzelnen Lichtteilchens, das unverändert direkt vom Kern bis zur Erde fliegt, passt dazu nicht.

Weiter außen übernimmt bewegtes Plasma einen wichtigen Teil des Wärmetransports. Wärmeres Material steigt auf, kühlt in den äußeren Bereichen ab und sinkt wieder. Diese Konvektion hinterlässt an der sichtbaren Oberfläche ein körniges Muster, die Granulation.

Erst wenn Strahlung die äußeren, ausreichend durchsichtigen Schichten verlässt, kann sie sich weitgehend frei durch das All ausbreiten. Für den Weg von der sichtbaren Sonnenregion zur Erde braucht Licht ungefähr acht Minuten. Diese kurze Reisezeit sagt also nichts darüber aus, wie lange der Energietransport zuvor im Inneren gedauert hat.

Die Photosphäre ist eine sichtbare Schicht, kein Boden

Die leuchtende Scheibe heißt Photosphäre. Dort entsteht ein großer Teil des sichtbaren Sonnenlichts. Sie ist keine feste Kruste, auf der ein Gegenstand stehen könnte. Der Übergang zur darüberliegenden Atmosphäre ist ein Übergang zwischen unterschiedlich dichten und heißen Plasmaschichten.

Für den Vergleich von Sternen verwendet man unter anderem die effektive Temperatur. Sie beschreibt, welche Temperatur ein idealisierter Strahler gleicher Größe haben müsste, um insgesamt dieselbe Leistung abzugeben. Damit lässt sich ein Stern einordnen, ohne jede Höhe seiner Atmosphäre auf einen einzigen Messwert zu reduzieren.

Die Photosphäre ist deutlich kühler als der Fusionskern. Gleichzeitig kann die weit dünnere äußere Atmosphäre, die Korona, wieder Temperaturen von Millionen Grad erreichen. „Weiter vom Kern entfernt“ bedeutet in diesem magnetisch geprägten System somit nicht überall automatisch „kälter“.

Magnetfelder verändern den Anblick und die Umgebung

Sonnenflecken sind gegenüber ihrer Umgebung kühlere Bereiche der Photosphäre. Konzentrierte Magnetfelder hemmen dort den Wärmetransport; dadurch wirken die Flecken dunkel vor dem hellen Hintergrund. Sie sind keine Löcher in einer festen Oberfläche.

Die Zahl der Flecken und die Häufigkeit vieler Aktivitätserscheinungen verändern sich über einen ungefähr elfjährigen Zyklus. Ein Flare ist eine plötzliche starke Strahlungsfreisetzung im Zusammenhang mit magnetischer Energie. Ein koronaler Massenauswurf schleudert dagegen eine große Wolke aus Plasma und eingebettetem Magnetfeld ins All. Beide Phänomene können gemeinsam auftreten, sind aber verschiedene Vorgänge.

Außerdem strömen ständig geladene Teilchen als Sonnenwind nach außen. Treffen Sonnenaktivität und ausgestoßenes Material passend auf die Erde, können sie deren magnetische Umgebung verändern und Polarlichter verstärken. Aus jedem Fleck folgt jedoch weder ein Ausbruch noch eine bestimmte Wirkung auf der Erde.

Die Sonnenumgebung lässt sich auch vor Ort untersuchen. Parker Solar Probe durchflog am 28. April 2021 erstmals die Korona und maß dort Teilchen und Magnetfelder. Das war eine Messung in der äußeren Sonnenatmosphäre, keine Landung auf einer festen Sonnenoberfläche.

Ein Bild zeigt nur den ausgewählten Teil der Strahlung

Die Referenz für die Illustration ist ein echtes Intensitätsbild des Instruments HMI auf SDO. Es bildet die Photosphäre in der Nähe einer bestimmten sichtbaren Eisen-Spektrallinie ab. Die Graudarstellung macht Helligkeitsunterschiede und Sonnenflecken erkennbar. Sie ist keine vollständige natürliche Farbaufnahme.

Andere SDO-Instrumente beobachten etwa extreme Ultraviolettstrahlung. Diese Daten zeigen andere Schichten und andere heiße Strukturen. Für die Darstellung werden ihnen sichtbare Farben zugeordnet, weil menschliche Augen die ursprüngliche Strahlung nicht sehen können. Ein rotes oder grünliches Sonnenbild beantwortet deshalb nicht ohne Weiteres die Frage nach dem normalen visuellen Farbeindruck des Sterns.

Die KI-Illustration hält sich an den Charakter einer Photosphären-Intensitätsansicht. Sie zeigt keine riesigen Flammen, keine exakte aktuelle Fleckenkarte und keine in dieser Ansicht unsichtbare Korona.

Schwingungen machen das verborgene Innere untersuchbar

Nicht nur Bilder von Flecken helfen bei der Sonnenforschung. Die sichtbaren Schichten bewegen sich auch in vielen überlagerten Schwingungsmustern. Dabei spielen Schallwellen eine Rolle, die durch den Stern laufen und je nach Weg unterschiedliche Tiefen erreichen.

Die Helioseismologie untersucht diese Schwingungen, ähnlich wie Erdbebenwellen Informationen über das Erdinnere liefern. Aus Frequenzen und Bewegungsmustern lassen sich Eigenschaften des Sonneninneren eingrenzen, etwa die Schallgeschwindigkeit und die Verteilung der Rotation.

Das ist keine direkte Kameraaufnahme des Kerns. Gemessene Oberflächenbewegungen werden mit physikalischen Modellen verbunden. Gerade weil verschiedene Wellenwege unterschiedliche Bereiche erfassen, können sie mehr über das Innere verraten als der helle Gesamteindruck der Sonnenscheibe allein.