Die Sonne

George Ellery Hale entdeckte 1908, dass Sonnenflecken starke Magnetfelder aufweisen. Ein typischer Sonnenfleck hat eine Magnetfeldstärke von rund 0,25 Tesla. Zum Vergleich: Das Erdmagnetfeld weist weniger als 0,0001 Tesla auf.
Sonnenflecken treten oft gruppenweise auf, wobei ihre Magnetfelder am östlichen und westlichen Rand der Gruppe entgegengesetzte Richtungen haben, und zwar zum Sonneninneren hin bzw. von ihm weg.

Zumindest seit dem frühen 18. Jahrhundert ist bekannt, dass die Anzahl der Sonnenflecken innerhalb von etwa 11 Jahren, dem Sonnenfleckenzyklus, ab- und wieder zunimmt. Die mit den Sonnenflecken verknüpfte komplizierte magnetische Struktur wurde aber erst entdeckt, nachdem das Magnetfeld der Sonne nachgewiesen war.

Die Sonnenflecken auf der nördlichen Sonnenhalbkugel sind magnetisch umgekehrt gepolt wie die entsprechenden Flecken auf der Südhalbkugel. Wenn ein neuer 11-Jahres-Zyklus 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. 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.

Magnetfeld der Sonne

Es sind vor allem starke, lokale Magnetfelder, die zu den Phänomenen in der äußeren Sonnenatmosphäre beitragen. Beispielsweise drückt die weiträumige Turbulenz in der Konvektionszone das Magnetfeld innerhalb und dicht oberhalb der Photosphäre an die Ränder der Supergranulationszellen. Die Strahlung aus dem Bereich oberhalb der Photosphäre, das ist die Chromosphäre, lässt deutlich verschiedene Strukturen erkennen. Innerhalb der Supergranulationszone schießt Gas in flammenähnlichen Spitzen mit Geschwindigkeiten von 20 bis 50 Kilometer pro Sekunde und innerhalb von zehn Minuten bis 10.000 Kilometer hoch in die Chromosphäre empor. Diese so genannten Spikulen entstehen durch die gemeinsame Wirkung der Turbulenz und von Magnetfeldern an den Rändern der Supergranulationszellen.

In der Nähe der Sonnenflecken ist die Strahlung der Chromosphäre einheitlicher. Man spricht hier von den aktiven Regionen. Die umliegenden Gebiete nennt man Plages respektive chromosphärische Fackeln. Sie haben eine breite Verteilung der chromosphärischen Emission. Die aktiven Regionen sind auch die Orte der chromosphärischen Eruptionen (Flares), verursacht durch die sehr schnelle Freisetzung von Energie, die im Magnetfeld gespeichert ist. Den Ablauf konnte man noch nicht vollständig aufklären. Zu den Phänomenen, die in Begleitung der Flares auftreten, gehören Veränderungen des Magnetfeldes, eine intensive Strahlung (Röntgen- und Radiowellen) sowie der Auswurf hochenergetischer Teilchen, die teilweise auch die Erde erreichen können. Hier führen sie zu Störungen des Funkverkehrs und auch zu atmosphärischen Erscheinungen wie dem Polarlicht.

Korona der Sonne

Die Korona 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.

Die Photosphäre, die sichtbare Oberfläche des Sterns, hat eine Temperatur von rund 6.000 Kelvin. In der Chromosphäre, die sich über einige tausend Kilometer oberhalb der Photosphäre erstreckt, beträgt die Temperatur knapp 30.000 Kelvin und steigt in ihren oberen Teilen sogar auf über 100.000 Kelvin an. In der Korona jedoch, die vom oberen Rand der Chromosphäre weit in den Raum hinausreicht, herrscht eine Temperatur von mehreren Mio. Kelvin. Zur Aufrechterhaltung dieser hohen Temperatur muss der Korona Energie zugeführt werden.

Das Magnetfeld in der Korona kann auch kühleres Material über der Sonnenoberfläche festhalten, das aber höchstens einige Tage hier überdauern kann. Solche Phänomene sind während einer Sonnenfinsternis oder mit speziellen Instrumenten zu beobachten, und zwar in Form so genannter Protuberanzen. Häufig sinken sie wieder in sich zusammen, zuweilen schleudern sie aber Gase in den Raum.

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 Feldlinien, und der gleich bleibende, aus der Korona austretende Strom seiner Teilchen bildet den so genannten Sonnenwind. Er hat seinen Ursprung in den koronalen Löchern. Das sind Gebiete, in denen die Temperatur und die Dichte geringer als in den übrigen Teilen der Korona ist. Demnach ist hier die Strahlung schwächer. Der Sonnenwind aus großen koronalen Löchern kann einige Monate lang anhalten und ist normalerweise stark. Wegen der Rotation der Sonne werden diese Regionen von der Erde aus alle 27 Tage erneut sichtbar. Zu den Auswirkungen des Sonnenwindes gehören Störungen des Erdmagnetfeldes.

Entwicklung der Sonne im Laufe der Zeit

Das Alter der Sonne wurde auf rund 4,5 Milliarden Jahre bestimmt. Informationen über die Vergangenheit und die Zukunft der Sonne kann man aus theoretischen Modellen des Aufbaus der Sterne ableiten.
In ihren ersten 50 Mio. Jahren schrumpfte die Sonne auf ungefähr ihre derzeitige Größe zusammen. Durch die Kontraktion des Gases wurde Gravitationsenergie frei, die das Innere erhitzte. Sobald hier eine bestimmte Temperatur erreicht war, kam die Kontraktion zum Erliegen, und im Kern setzte das nukleare Brennen des Wasserstoffes zu Helium ein. Seit etwa 4,5 Milliarden Jahren befindet sich die Sonne in diesem Stadium ihrer Entwicklung.

Im Sonnenkern ist noch genug Wasserstoff vorhanden, um den gegenwärtigen Zustand für die nächsten 4,5 Milliarden Jahre aufrechtzuerhalten. Wenn der Wasserstoffvorrat einmal erschöpft ist, werden gravierende Veränderungen eintreten: Die äußeren Schichten werden sich ausdehnen, und zwar bis zur Umlaufbahn der Erde oder noch darüber hinaus. Die Sonne wird also zu einem Roten Riesen, der an der Oberfläche etwas kühler als jetzt ist, aber - wegen der enormen Größe - rund 10.000-mal heller. Die Erde wird vermutlich nicht verschluckt, sondern vorher auf einer Spiralbahn nach außen gedrückt, da die Masse der Sonne abnimmt. Die Sonne wird danach nur etwa eine halbe Milliarde Jahre lang ein Roter Riese bleiben, in dessen Kern eine Folge von Kernreaktionen, dem Heliumbrennen, abläuft. Ihre Masse wird dabei nicht groß genug sein, um weitere Zyklen von Kernreaktionen zu durchlaufen, die zu einer kataklysmischen Explosion führen würden, wie sie bei manchen Sternen eintritt. Nach dem Stadium des Roten Riesen wird die Sonne zu einem Weißen Zwerg von der Größe des Planeten Erde zusammenfallen. Während der folgenden einigen Milliarden Jahre wird sie dann langsam abkühlen.

Die Sonne selbst bewegt sich mit rund 0,069 Kilometern pro Sekunde um das galaktische Zentrum. Der Sonnenapex, also der Fluchtpunkt der Bewegung der Sonne im Vergleich zu benachbarten Sternen, liegt im Sternbild Herkules. Auf diesen Bewegt sie sich mit einer Geschwindigkeit von rund 20 Kilometern pro Sekunde zu.