Die Sonne
99,86 % der gesamten Masse des Sonnensystems sind an einem einzigen Ort konzentriert: unserem Stern. Alles Übrige — Planeten, Monde, Asteroiden, Kometen — passt in die verbleibenden 0,14 %.
Aufbau
Im Zentrum der Sonne erreicht der Kern etwa 15 Millionen Grad und einen Druck, der ausreicht, damit Wasserstoffkerne zu Helium verschmelzen — die Reaktion, die die gesamte Energie der Sonne erzeugt. Diese Energie braucht anschließend Zehntausende Jahre, um die sie umgebende Strahlungszone zu durchqueren, wobei sie von Teilchen zu Teilchen weitergereicht wird, bevor sie die Konvektionszone erreicht, in der die Materie selbst in Bewegung gerät, wie kochendes Wasser, um die Wärme bis zur sichtbaren Oberfläche zu transportieren.
Jenseits dieser Oberfläche (der Photosphäre, bei rund 5.500 °C) erstreckt sich die Sonnenkorona — eine dünne, aber paradoxerweise deutlich heißere Atmosphäre mit mehreren Millionen Grad, die mit bloßem Auge nur bei totalen Sonnenfinsternissen sichtbar ist. Der genaue Mechanismus, der die Korona weit über die Oberflächentemperatur hinaus aufheizt, bleibt eines der großen ungelösten Probleme der Sonnenphysik.
Sonnenaktivität
Die Sonne ist kein starrer Himmelskörper: Sonneneruptionen setzen innerhalb weniger Minuten Energie frei, die Milliarden Atombomben entspricht, während koronale Massenauswürfe Milliarden Tonnen Plasma ins All schleudern, mitunter in Richtung Erde, wo sie den Funkverkehr stören und spektakuläre Polarlichter erzeugen.
Ununterbrochen bläst die Sonne außerdem einen Sonnenwind — einen kontinuierlichen Strom geladener Teilchen, der die Magnetosphäre jedes Planeten formt und die Grenzen der Heliosphäre absteckt, jener Einflussblase der Sonne in der Galaxie. Ihre Aktivität folgt einem etwa elfjährigen Sonnenzyklus, der ruhige Phasen mit Zeiten hoher Aktivität abwechselt, die durch eine erhöhte Zahl an Sonnenflecken gekennzeichnet sind.
Eine Sonne mit sechs Gesichtern
Diese Bildserie, im selben Moment vom Observatorium SDO (Solar Dynamics Observatory) während einer Eruption der Klasse X4.9 im Jahr 2014 aufgenommen, zeigt dasselbe Ereignis in sechs unterschiedlichen ultravioletten Wellenlängen. Jede Wellenlänge, unter dem jeweiligen Bild in Angström angegeben, offenbart eine andere Schicht der Sonnenatmosphäre und einen anderen Temperaturbereich — von der vergleichsweise „kühlen" Photosphäre (links) bis zu den heißesten Regionen der Korona (rechts), unsichtbar für das bloße Auge und selbst im gewöhnlichen sichtbaren Licht.
Dieser Multi-Wellenlängen-Ansatz ist entscheidend für das Verständnis des Weltraumwetters: Durch die Kombination dieser verschiedenen Ansichten können Wissenschaftler den Verlauf einer Eruption durch die Schichten der Sonnenatmosphäre verfolgen und das Eintreffen der dabei freigesetzten Teilchen und Strahlung auf der Erde besser vorhersagen — eine wachsende Herausforderung für den Schutz von Satelliten und Stromnetzen.
Rolle im Sonnensystem
Die Schwerkraft der Sonne hält alle Planeten, Monde, Asteroiden und Kometen auf ihren Umlaufbahnen — ohne sie gäbe es das Sonnensystem, wie wir es kennen, schlicht nicht. Ihr Licht und ihre Wärme bestimmen zudem die habitable Zone, jenen schmalen Bereich um sie herum, in dem Wasser an der Oberfläche flüssig vorliegen kann und in dem sich, bislang als einziger bekannter Ort, die Erde befindet.
Die Sonne befindet sich derzeit etwa in der Mitte ihres Lebens, ein Stern unter Hunderten Milliarden anderer in der Milchstraße — das Thema wird ausführlicher auf der Glossarseite Sterne behandelt.
Kernfusion, der Motor der Sonne
Im Kern der Sonne wandelt die Kernfusion jede Sekunde rund 600 Millionen Tonnen Wasserstoff in Helium um, über eine Reaktionskette, die Proton-Proton-Zyklus genannt wird. Die Massendifferenz zwischen den Ausgangskernen und dem entstehenden Heliumkern wird gemäß Einsteins berühmter Gleichung E=mc² in Energie umgewandelt — eine winzige Masse bei jeder einzelnen Reaktion, doch eine unfassbar große Zahl an Wiederholungen pro Sekunde.
Diese Energie, die in Form von Gammastrahlen entsteht, braucht in Wirklichkeit Zehntausende Jahre, um die Sonnenoberfläche zu erreichen, da sie unablässig an den Teilchen der Strahlungszone abprallt, bevor sie als sichtbares Licht entweicht — ein Photon, das heute Ihr Auge erreicht, wurde also lange vor der Erfindung der menschlichen Schrift erzeugt. Die Sonne setzt außerdem jede Sekunde Milliarden von Neutrinos frei, nahezu masselose Teilchen, die den Planeten (und Sie) ohne Wechselwirkung durchqueren und deren Nachweis auf der Erde es ermöglicht hat, die im Sonnenkern ablaufenden Reaktionen direkt zu bestätigen.
Die Zukunft der Sonne
Die Sonne befindet sich derzeit ungefähr auf halbem Weg ihrer Existenz als Hauptreihenstern, einer stabilen Phase, die noch etwa 5 Milliarden Jahre andauern dürfte. Sobald der Wasserstoff in ihrem Kern verbraucht ist, beginnt sie, Helium zu fusionieren, und bläht sich zu einem Roten Riesen auf, dessen Radius Merkur, Venus und vielleicht sogar die Erde selbst verschlingen könnte.
Nach dieser Phase wird die Sonne ihre äußeren Schichten als planetarischen Nebel abstoßen — eine leuchtende Gaswolke, vergleichbar mit jenen, die man um andere sterbende Sterne beobachtet — und einen kompakten, sehr dichten Kern zurücklassen: einen erdgroßen Weißen Zwerg, der anschließend über Zehnmilliarden Jahre abkühlen wird, ohne jemals ganz zu erlöschen.