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Die Sonne - unser Lebensspender

Der Stern im Zentrum unseres Planetensystems

Mit einem Durchmesser von 1,4 Millionen Kilometern ist sie rund 110 mal so groß wie die Erde. Ihre Masse beträgt rund 2 mal 10 hoch 27 Tonnen oder rund 330.000 Erdmassen. Beide Größen zeichnen die Sonne als einen durchschnittlichen Stern aus.

Hauptbestandteil der Sonne sind die beiden leichten Elemente Wasserstoff (mit ca. 78%) und Helium (mit ca. 20%). Die Oberfläche der Sonne entspricht dem 11.880fachen der Erde, die Temperatur beträgt hier etwa 6.000 Grad Celsius. Bei den Kernverschmelzungsprozessen innerhalb der Sonne werden in jeder Sekunde 564 Millionen Tonnen Wasserstoff in 560 Millionen Tonne Helium umgewandelt. Die dabei entstehende Strahlung erhält auf der Erde die zur Entstehung des Lebens notwendigen Prozesse. Schätzungen gehen davon aus, dass die Sonne seit ihrer Entstehung erst 3% ihres Wasserstoffvorrats verbraucht hat.

Sterne sind leuchtende Gasbälle, die in ihrem Innern Wasserstoff, das einfachste und häufigste chemische Element im Kosmos, in Helium umwandeln. Im Innern der Sonne werden in jeder Sekunde knapp 600 Millionen Tonnen Wasserstoff zu Helium verschmolzen und dabei 4 Millionen Tonnen Masse in Energie umgewandelt. Trotz dieser gewaltigen Menge hat die Sonne seit ihrer Entstehung gerade einmal 3% ihrer ursprünglichen Masse verloren.

Dunkle Flecken auf der Sonnenoberfläche

Lange Zeit galt die Sonne als makelloser Himmelskörper. Erst zu Beginn des 17. Jahrhunderts, kurz nach der Erfindung des Fernrohrs, bemerkten verschiedene Astronomen, dass hin und wieder dunkle Flecken auf der Sonnenoberfläche erschienen. Der Augsburger Jesuitenpater Christoph Scheiner leitete aus diesen Sonnenflecken die Rotationsdauer der Sonne zu knapp vier Wochen ab.

Im 19. Jahrhundert erkannte der Dessauer Apotheker und Hobby Astronom Samuel Heinrich Schwabe, dass diese Flecken in einem etwa elfjährigen Zyklus gehäuft auftreten.

Magnetische Bögen

Sonneflecken sind aber nur der sichtbare Teil einer wesentlich umfangreicheren Sonnenaktivität, die durch Störungen im Sonnenmagnetfeld hervorgerufen werden: im Bereich der Flecken treten die magnetischen Feldlinien aus der Sonnenoberfläche aus und bilden gleichsam magnetische Bögen, die sich in die Sonnenatmosphäre wölben. Da die magnetischen „Schläuche“ unterhalb der Sonnenoberfläche die Wärmezufuhr von innen blockieren, sind die Flecken selbst etwa 1.500 Grad kühler als die „ungestörte“ Sonnenoberfläche, deren Temperatur bei etwa 5.500 Grad Celsius liegt.

Sonneneruptionen

Weitere Anzeichen der Sonnenaktivität sind sogenannte Flares, die entstehen, wenn sich magnetische Bögen in der Sonnenatmosphäre kurzschließen. Bei solchen Energieblitzen werden unter anderem große Mengen an Röntgenstrahlung freigesetzt. Ferner treten um die Zeit eines Sonnenfleckenmaximums auch verstärkt Materieauswürfe aus der Sonnenoberfläche auf.

Die Sonnenkorona

Schon vor der Erfindung des Fernrohrs konnten die Menschen gelegentlich auch die äußere Sonnenatmosphäre beobachten, die sogenannte Sonnenkorona. Ihr fahles Leuchten wird zwar normalerweise vom Glanz der Sonne überstrahlt, doch wenn der Mond bei einer totalen Sonnenfinsternis das grelle Sonnenlicht abdeckt, taucht die Korona als leuchtender Strahlenkranz um die „schwarze Sonne“ auf. Mittlerweile wissen die Astronomen, dass diese Korona stellenweise bis zu 2 Millionen Grad heiß ist.

Der Sonnenwind

Schließlich fanden Raumsonden auf dem Weg zu Venus und Mars in den 60er Jahren den Sonnenwind, eine Strömung aus elektrisch geladenen Teilchen, die beständig von der Sonne in alle Richtungen ausgeht. Die Teilchen bewegen sich normalerweise mit einer Geschwindigkeit von etwa 350 bis 400 Kilometer pro Sekunde, doch kommt es im Zusammenhang mit Ausbrüchen an der Sonnenoberfläche gelegentlich auch zu Sonnenwind-Böen, deren Teilchen dann mit mehr als 700 Kilometer pro Sekunde durch das Sonnensystem rasen.

Unter dem Einfluss dieses Sonnenwindes wird das Magnetfeld der Erde auf der sonnenzugewandten Seite stark zusammengedrückt, auf der sonnenabgewandten Seite dagegen zu einem langen, geomagnetischen Schweif ausgezogen. Wenn dann schnelle elektrisch geladene Teilchen die Erde erreichen, können sie das irdische Magnetfeld zusätzlich stark verändern.

Schutzschirm

Normalerweise wirkt dieses Magnetfeld wie ein Schutzschirm gegen die energiereichen Teilchen der Sonne. Doch nach solchen Störungen können die Teilchen verstärkt diesen Schutzschirm durchdringen und dann entlang der Magnetfeldlinien über den Polregionen der Erde in die obere Atmosphäre eindringen. Dort bringen sie die Atome und Moleküle zum Leuchten, dann können Polarlichter beobachtet werden.

Ganz andere Folgen

Im Bereich des Polarlicht-Gürtels treten solche Leuchterscheinungen mehr oder minder regelmäßig auf, doch zu Zeiten erhöhter Sonnenaktivität können sie gelegentlich bis in mittlere geografische Breiten beobachtet werden. Solche, durch erhöhte Sonnenaktivität ausgelösten geomagnetischen Stürme können aber noch ganz andere Folgen haben. Zum einen stellen sie eine Gefahr für die Elektronik an Bord von Satelliten dar. Zum anderen können sie in hohen nördlichen breiten in Überlandleitungen starke elektrische Ströme auslösen, die dann in Umspannwerken zu Kurzschlüssen führen und so weiter Landstriche von der Stromversorgung abschneiden. Schließlich können elektronisch gesteuerte Systeme wie etwa Eisenbahnsignale durch solche Ereignisse beeinträchtigt werden. Entsprechend wichtig ist inzwischen eine frühzeitige Vorwarnung vor solchen Störeinflüssen der Sonne auf die Erde, und so wurde schließlich auch die Sonne als Ziel der Weltraumforschung erkannt.

Sonnensystem