3.2 Die Sonne

Quelle: Themenpool §3 · Mitschrift §8.1

Unsere Sonne ist ein Stern vom G-Typ (gelber Hauptreihenstern).

Eckdaten: Oberfläche ~6000 °C · Kern ~15 Millionen °C · Durchmesser ~1,4·10⁶ km · Masse $M_{\odot }=\mathrm{1,989}\cdot {10}^{30}$ kg. (NASA: Sun Facts)

G-Sterne sind gute Lebenswirte, weil sie langlebig sind und — anders als blaue Riesen — vergleichsweise wenig schädliche Strahlung (UV, Röntgen) abgeben (vgl. Sterntypen).

Schichtaufbau

Von innen nach außen: Kern (Fusion, ~15 Mio. °C — die Gravitation presst die Atome so stark zusammen, dass Fusion zündet) → Strahlungszone (Energietransport durch Strahlung) → Konvektionszone (heißes Plasma steigt auf, kühlt ab, sinkt — wie kochendes Wasser) → Photosphäre (sichtbare „Oberfläche").

Abbildung: Schichtaufbau der Sonne — Kern, Strahlungszone, Konvektionszone, Photosphäre, darüber Chromosphäre und Korona. Pfeile zeigen das Auf- und Absteigen des Plasmas.

Die Energie braucht vom Kern bis zur Oberfläche etwa eine Million Jahre, weil die Photonen ständig an Materie gestreut werden („Random Walk"). Bei jeder Streuung geben sie etwas Energie ab und werden langwelliger: Im Kern entsteht Gammastrahlung, an der Oberfläche kommt sichtbares Licht an.

✎ Warum zwei verschiedene Transportzonen (Strahlung vs. Konvektion)? Energie kann auf zwei Wegen nach außen wandern:

• Strahlungstransport (innere Strahlungszone): Die Photonen tragen die Energie selbst — von Streuung zu Streuung („Random Walk"). Das funktioniert, solange das Plasma für Strahlung noch „durchlässig genug" ist (heiß, hoch ionisiert).
• Konvektionstransport (äußere Konvektionszone): Weiter außen ist das Plasma kühler und für Strahlung undurchlässiger (es „staut" die Energie). Dann ist es effektiver, dass ganze heiße Plasmapakete aufsteigen, oben Energie abgeben, abkühlen und wieder absinken — genau wie kochendes Wasser. Dieses Auf und Ab nennt man Konvektion.

Der Wechsel der Transportart erklärt also die Schichtgrenze zwischen Strahlungs- und Konvektionszone.

Sonnenflecken

Sonnenflecken liegen auf der Photosphäre, sind kühler als die Umgebung und strahlen daher weniger → sie erscheinen dunkler. Sie entstehen, wenn das Magnetfeld der Sonne die Konvektion stört und kühles Plasma nicht mehr absinken kann.

Abbildung: Sonnenflecken (Zeitverlauf 26. März – 2. April 2001) mit Größenvergleich zur Erde. Die dunklen Bereiche sind kühlere Stellen der Photosphäre.

✎ Nachfrage: Sind Sonnenflecken wirklich „schwarz"? Nein. Sie haben immer noch ~4000 °C und wären für sich genommen gleißend hell — sie wirken nur im Kontrast zur ~6000 °C heißen Photosphäre dunkel (die Strahlungsleistung wächst steil mit der Temperatur, $P\propto T^4$). „Dunkel" ist relativ.

Energiequelle: $E=m{c}^2$

Berechnungen zeigten: Chemische Verbrennung kann die Sonne nicht erklären — chemische Energie würde nur für einige tausend Jahre reichen, dabei leuchtet die Sonne schon ~4,5 Mrd. Jahre — das passt nicht. 1905 lieferte Einstein mit der Speziellen Relativitätstheorie die Erklärung: Masse kann in Energie umgewandelt werden.

$$E=m\cdot c^2$$

Symbol	Bedeutung	Einheit
$E$	freigesetzte Energie	J
$m$	umgewandelte Masse („Massendefekt")	kg
$c$	Lichtgeschwindigkeit $=3,00\cdot {10}^8$	m/s