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 G 2) 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 hat einen Durchmesser von rund
1 400 000 km und wiegt 333 000 mal soviel wie die Erde.

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 RotationIn 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. Hier wird nicht nur Energie weitertransportiert, 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 und 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:

Bezeichnung Vorgänge Abstand vom Zentrum in 1000 km Temperatur
Kernzone Kernfusionen Wasserstoff-Helium 0 - 28 14.600 000 K
. Energietransport durch Strahlung 70 12.600 000 K
. . 210 6.600 000 K
. . 560 1.300 000 K
. Energietransport durch Konvektion 680 100 000 K
Photosphäre sichtbare Strahlung 400 km dick 9000 K
Sonnenrand . 696 4300 K
Chromoshpäre . 698 5000 K
. . 704 300 000 K
Korona leuchtende Hülle 716- 2780 1 000 000 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, um so 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 SonneEin 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 Konvektion in 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, sogenanntes hydrostatisches Gleichgewicht. 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 derartigen Druck aus, daß die nach innen gerichtete Gravitation gerade aufgehoben wird.

Die Verschmelzung von Wasserstoff zu Helium begann vor etwa 4,6 Milliarden Jahren, dem Entstehungszeitpunkt unserer Sonne. Bis heute ist etwa 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 kühlt sich die äußere Hülle ab und dehnt sich aus. Die Sonne expandiert zum Roten Riesen und wird die inneren Planeten und wahrscheinlich auch die Erde verschlingen. Der Kern schrumpft dann unter der Einwirkung der Gravitation soweit, bis die Temperaturerhöhung die Heliumfusion zündet.

Der Energietransport im Sonneninnern erfolgt überwiegend durch Strahlung, und zwar bis zu etwa ¾ des Radius. Darüber wird die Energie durch Konvektion (Wärmetransport durch Gase, wie z.B. aufsteigende Luftschlieren über heißem Asphalt) nach außen transportiert. Im Innern der Sonne herrscht finsterste Nacht, kein Lichtstrahl beleuchtet die Vorgänge! Denn das, was der Sonnenkern an Strahlung produziert, setzt er überwiegend als Gamma- Quanten frei (neben den Neutrinos).

Ist so ein Gamma- Photon einen Zentimeter weit gewandert, stößt es mit einem Elektron zusammen und verwandelt sich dabei in ein Röntgenphoton. Dieses wandert nun 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 630 Millionen Tonnen Wasserstoff zu Helium umgewandelt. Dabei werden soviele Neutrinos freigesetzt, daß jeder Quadratzentimeter der Erde pro Sekunde von 70 Milliarden dieser Teilchen getroffen wird (nach der Theorie, nachweisen kann man bislang lediglich nur ein Drittel dieser Zahl, eine Lösung für dieses Defizit ist noch nicht in Sicht).

Photosphäre

Das augenscheinlichste Merkmal der Sternatmosphäre ist die Granulation:

GranulationDieses 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. Gasblasen steigen in der Konvektionszone mit 300 km/s auf.

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.

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.

SonnenfleckenEine Sonnenfleckengruppe aus dem Juni 2000 Das dunkle, relativ kühle Zentrum des Fleckens bezeichnet man als Umbra, den umgebenden Rand als Penumbra.
Mit freundlicher Genehmigung von SOHO/LASCO, SOHO/EIT, und SOHO/CDS (ESA & NASA)

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

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

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 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 bislang 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, so daß in ihr 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 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 sogenannte p- Moden, die so heißen, weil sie dem Druck P der Rückstellkraft der bewegten Sonnenoberfläche entgegenwirken. Sie haben eine Frequenz von 3,3 mHz bei Wellenlängen von 2000 bis 50000 km. Man nennt sie auch 5 min- Oszillationen, weil sie mit einer Periode von 5 min 20 s schwingen.

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 ebensoviele 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 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 ständig mehere 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.

ChromosphäreEine 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.

FilamentFilamente 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 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 ein derartiger Ausbruch mit seismischen Beben verbunden sind. Die Wellen sind deutlich zu erkennen. Ein solches Beben hat die 40 000fache 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 Stundenkilometern jagt die Sonne Gas von sich fort. Dabei handelt es sich um ein bis zu 1 Million K heißes Plasma, welches vorwiegend aus Elektronen und Protonen besteht. Sehen kann man die Auswirkungen des Sonnenwindes sogar mit bloßem Auge, wenn alle Jahrzehnte einmal ein heller Komet am Himmel erscheint.

Kommt 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 "bereits" in etwa 4·109 Jahren zum Roten Riesen ausdehnen wird.

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 sogenannte Van- Allen- Strahlungsgürtel. In ihm sind die Teilchen des Sonnenwindes quasi durch magnetische Fesseln gefangen.

Die Sonne bläst 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

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.

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.

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.

SonnenkoronaNebenstehendes 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 viele 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:

ProtuberanzIn einem gewaltigen Bogen spannt sich eine Protuberanz um einen beträchtlichen Teil des Sonnenumfangs.
Mit freundlicher Genehmigung der NASA

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.

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, und sich zu jeder Zeit solche und noch viel phantastischere Dinge abspielen. Dies alles und damit unsere eigene Existenz verdanken wir allein einer einzigen, der schwächsten Naturkraft: der Gravitation!