Our sun
Vor etwa 4.7 Milliarden Jahren entstand in einem Nebenarm der Milchstrasse ein neuer Stern - unsere Sonne. Nach der Phase als Protostern wurde sie zum Gelben Zwerg. In diesem Zustand befindet sie sich noch heute. Nach der aktuellen Phase als Gelber Zwerg wird die Sonne zum Roten Riesen werden und schliesslich in sechs bis sieben Milliarden Jahren als Weisser Zwerg enden. Obwohl es Milliarden Sterne wie die Sonne gibt, hat sie für uns eine ganz spezielle Bedeutung. Durch ihre Nähe zur Erde ermöglicht sie das Leben auf unserem Planeten.
Die Sonne ist eine heisse Gaskugel ohne feste Masse, die wie eine Zwiebel aus verschiedenen Schichten besteht und sich um die eigene Achse dreht. Da sie sehr heiss ist, liegt das Gas als Form von Plasma vor. Das bedeuetet, dass Elektronen aus den Atomen herausgelöst wurden und das Gas positiv und negativ geladene Teilchen enthält.
Energie vom Kern bis an die Oberfläche
In der innersten Schicht, dem Kern, produziert die Sonne die gesamte Energie, die wir als Licht und Wärme von ihr wahrnehmen. Die Energieproduktion geschieht durch Kernfusion. Druck und Hitze sind so gewaltig, dass aus jeweils vier Wasserstoffatomen ein Heliumkern wird. Bei dieser Reaktion geht Masse verloren und wird als Energie freigesetzt. Diese bahnt sich durch die Strahlungszone und anschliessend die Konvektionszone den Weg an die Sonnenoberfläche und von dort ins All bis zu uns auf die Erde.
In der Strahlungszone geschieht der Energietransport vor allem durch Photonen, die auf Plasmateilchen prallen und absorbiert werden. Durch den Zusammenstoss werden weitere Photonen emitiert, die wiederum auf Plasmateilchen prallen. So geht es immer weiter. Diese Art des Transports ist extrem langsam. Bis die vom Kern produzierte Energie die Strahlungszone wieder verlässt, dauert es Millionen von Jahren.
Dann tritt die Energie in die Konvektionszone ein. Hier ist es für den oben beschriebenen Strahlungstransport zu kalt. Dafür steigt die Energie durch Bewegungen der Materie, eben der Konvektion, auf. Materieströme gelangen an die Sonnenoberfläche, kühlen ab und sinken wieder zurück.
Die Sonnenoberfläche besteht nochmals aus drei Schichten: Der Photosphäre, der Chromosphäre und der Korona. Bei einer Sonnenfinsternis sehen wir die Korona sogar von blossem Auge als Kranz rund um die Sonne.
Magnetfeld verursacht Turbulenzen
Zwischen der Strahlungs- und der Konvektionszone liegt die Tachocline-Region. Unterhalb der Tachocline bewegt sich die Sonne wie ein massiver Körper. Oberhalb bewegt sich die Sonne unterschiedliche schnell, je nachdem, wo zwischen Pol und Äquator man misst. Diese unterschiedlichen Geschwindigkeiten wirken sich auf das Magnetfeld der Sonne aus. Es ist nicht gleichmässig sondern an manchen Orten verstärkt an anderen geschwächt. Das verursacht verschiedene beobachtere Phänomene: Sonnenflecken, etwas kühlere Orte auf der Oberfläche, die uns dunkler erschienen. Protuberanzen, gebogene Magnetfeldlinien, die aus der Sonne ragen und an denen sich Gas anlagert. Oder Flares, plötzliche Eruptionen grosser Plasmamengen ins All.
