Gelb, rund und ziemlich heiß – so ungefähr könnte man das wenige zusammenfassen, das der Wissenschaft lange Zeit über den Aufbau der Sonne bekannt war. Erst in neuerer Zeit haben spektroskopische Aufnahmen und helioseismische Untersuchungen enthüllt, dass die Sonne keineswegs homogen aufgebaut ist. Im Gegenteil: Sie besteht aus einer ganzen Reihe höchst unterschiedlicher Schichten. Da der „Feuerball Sonne“ ausschließlich aus heißer gasförmiger Materie besteht, unterscheiden sich die einzelnen Schichten vor allem durch ihre physikalischen Eigenschaften und die Prozesse, die in ihnen ablaufen. So ist das, was wir als die sichtbare Oberfläche der Sonne wahrnehmen, in Wirklichkeit nur eine dünne Gasschicht, durch die das Innere hindurchscheint.
Der Kern
Der Kern ist der Fusionsreaktor der Sonne. Bei höllischen 15 Millionen Grad und der zehnfachen Dichte von Blei verschmelzen Wasserstoffatome zu Helium und setzen dabei gewaltige Energiemengen frei. In jeder Sekunde wandelt die Sonne dadurch fast fünf Millionen Tonnen Materie in Energie um. In Form von Strahlung und hochenergetischen subatomaren Teilchen, den Neutrinos, durchdringt diese die äußeren Schichten und strahlt weit ins Weltall hinaus ab. An der äußeren Grenze des Kerns, 175.000 Kilometer vom Mittelpunkt entfernt, stoppt die Kernreaktion. Mit nur noch halb so hohen Temperaturen und einem Siebtel der Dichte reichen die Bedingungen dort nicht mehr aus, um die Fusion in Gang zu halten.
Strahlenzone (Radiative Zone)
Die Strahlenzone erstreckt sich von der äußeren Kerngrenze bis zur Zwischenschicht. Sie nimmt damit fast die Hälfte des Sonneninneren ein. Die Energie aus dem Sonnenkern passiert die dichte Materie der Strahlenschicht in Form von Photonen – als Licht. Obwohl die Photonen sich mit Lichtgeschwindigkeit bewegen, brauchen sie für ihren Weg durch die Strahlenschicht rund eine Million Jahre, weil sie dabei von einem Partikel zum nächsten springen und hin und her reflektiert werden. An der äußeren Grenze der Strahlenschicht entspricht die Dichte des heißen Gases der Dichte von Wasser, die Temperaturen liegen „nur noch“ bei zwei Millionen Grad.
Zwischenschicht (Interface Layer)
Obwohl die Zwischenschicht nur eine relativ dünne Übergangszone zwischen Strahlenzone und Konvektionszone darstellt, ist sie in den letzten Jahren in den Mittelpunkt des Interesses der Sonnenforscher gerückt. Denn hier vermutet man den solaren Dynamo und damit den Ursprung des solaren Zyklus und des Magnetfelds der Sonne. Messungen zeigen, dass in dieser Schicht die starken Strömungen der darüberliegenden Konvektionszone langsam verschwinden und plötzliche Änderungen in der chemischen Zusammensetzung auftreten.
Konvektionszone
Die äußere Schicht des Sonneninneren reicht von einer Tiefe von 200.000 Kilometern bis zur sichtbaren Sonnenoberfläche. Die an ihrem unteren Rand herrschenden Temperaturen von zwei Millionen Grad sind „kühl“ genug, um den schwereren Ionen der Sonnenmaterie einige ihrer Hüllelektronen zu belassen. Dadurch wird es für die Photonen aus der darunterliegenden Strahlenschicht schwieriger, diese Hülle zu passieren. Als Folge bilden sich dort Hitzestaus, die Gase der Konvektionsschicht werden instabil und beginnen, zu „kochen“. Dabei steigen heiße Gasblasen an die Oberfläche, kühlere Bereiche sinken ab – eine Konvektionsströmung entsteht. An der Sonnenoberfläche werden diese Bewegungen als feine Strukturen, die Granula oder Supergranula sichtbar.
Photosphäre
Die Photosphäre verleiht der Sonne den uns vertrauten Anblick. Obwohl sie mit 100 Kilometern Dicke nur wie ein hauchdünner Schleier über dem brodelnden Inferno der Konvektionszone liegt, prägt sie das Aussehen der Sonne. Die wichtigsten teleskopisch sichtbaren Merkmale der „nur“ 6.000 Grad kühlen Sonnenoberfläche, wie Sonnenflecken, Faculae oder Granula liegen in ihr. Mithilfe der Sonnenflecken wurde auch erstmals die Rotation der Sonne beobachtet.
Stand: 21.06.2000
