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Sonne[1]
[2]
Die Sonne am 7. Juni 1992
Beobachtungsdaten[1]
Mittlere Entfernung 149,6 × 106 km
Kleinster Erdabstand
Größter Erdabstand
147,1 ×106 km
152,1 × 106 km
Mittlerer scheinbarer Durchmesser 31,5 bis 32,5 Bogenminuten
Scheinbare Helligkeit (V) −26m74
Physikalische Eigenschaften
Durchmesser 1,3914 × 106 km
Masse 1,989 × 1030 kg
Mittlere Dichte 1,408 g/cm3
Hauptbestandteile
(Stoffmenge in der Photosphäre)
Fallbeschleunigung 274 m/s2
Fluchtgeschwindigkeit 617,3 km/s
Rotationsperiode (siderisch,
bei 26° Breite)
25 d 9 h 7 min
Neigung der Rotationsachse 7,52°
Leuchtkraft 3,846 × 1026 W
Absolute Helligkeit (V) +4M83
Effektive Oberflächentemperatur 5778 K
Spektralklasse G2V
Alter ca. 4,6 × 109 a
Planeten 8
[3]
Größenvergleich zwischen Erde und Sonne (Fotomontage). Das Kerngebiet (Umbra) des großen Sonnenflecks hat etwa 5-fachen Erddurchmesser.
[4]
Vergleich der scheinbaren Größe der Sonne von den Planeten und vom Zwergplaneten Pluto aus gesehen

Die Sonne (von ahd. Sunna, lat. Sol, altgr. Helios) ist der Stern im Zentrum des Sonnensystems. Umgangssprachlich wird der Individualname unseres Zentralgestirns auch für andere Sterne verwendet („Sonnen“).

Trotz ihrer Entfernung von durchschnittlich 150 Millionen Kilometern, siehe Erdbahn, ist die Sonne für das Leben auf der Erde von fundamentaler Bedeutung. Viele wichtige Prozesse auf der Erdoberfläche, wie das Klima und das Leben selbst, werden durch die Strahlungsenergie der Sonne angetrieben. So stammen etwa 99,98 % des gesamten Energiebeitrags zum Erdklima von der Sonne – der winzige Rest wird aus geothermalen Quellen gespeist. Auch die Gezeiten gehen zu einem Drittel auf die Schwerkraft der Sonne zurück.

Innerhalb des Milchstraßensystems ist die Sonne ein „durchschnittlicher“, zu den Gelben Zwergen gehöriger Stern. Ihr astronomisches Zeichen ist ☉.

AllgemeinBearbeiten

Die Sonne ist mit ihrer Masse der beherrschende Himmelskörper in unserem Planetensystem, allerdings im Vergleich zu anderen Sternen nur Durchschnitt, auch hinsichtlich ihres Durchmessers von 1,39 Millionen km (109-facher Erddurchmesser).

Durch ihre Oberflächentemperatur von 5.778 K (siehe auch Schwarzkörperstrahlung) fällt die Sonne in die Spektralklasse G2 und hat die Leuchtkraftklasse V. Der G2V-Stern ist daher ein durchschnittlicher, gelb leuchtender „Zwergstern“, der sich in der etwa 10 Milliarden Jahre dauernden Hauptphase seiner Entwicklung befindet. Die Sonne gehört im Hertzsprung-Russell-Diagramm der Hauptreihe an und ihr Alter wird auf etwa 4,57 Milliarden Jahre geschätzt.

Die Sonne besteht aus verschiedenen Zonen mit schalenförmigem Aufbau, wobei die Übergänge allerdings nicht streng voneinander abgegrenzt sind.

Zusammensetzung [Bearbeiten]Bearbeiten

Die Sonne setzt sich zu 73,5 % aus Wasserstoff und zu 25 % aus Helium zusammen. Die restlichen 1½ Prozent bestehen aus zahlreichen schwereren Elementen bis einschließlich Eisen (siehe Periodensystem), vor allem Sauerstoff und Kohlenstoff. Hinsichtlich der Anzahl der Atome beträgt der Wasserstoffanteil 92,0 % und der Heliumanteil 7,9 %.

Kern [Bearbeiten]Bearbeiten

Als „Kern“ wird die Fusionszone bezeichnet. Innerhalb von 25 % des Radius der Sonne (1,6 % ihres Volumens, aber rund 50 % ihrer Masse) werden 99 % der Fusionsleistung frei, die Hälfte gar innerhalb von nur 10 % des Radius (0,1 % des Volumens). Im Zentrum liegt der Druck bei 200 Milliarden bar.

Strahlungszone [Bearbeiten]Bearbeiten

[5][6]Illustration der Struktur der Sonne→ Hauptartikel: StrahlungstransportInnerhalb der „Strahlungszone“ bis etwa 80 % des Sonnenradius wird die thermische Energie ausschließlich durch Diffusion von Strahlung nach außen transportiert. Obwohl die Photonen sich mit Lichtgeschwindigkeit bewegen, ist dieser Transport außerordentlich langsam, denn die Photonen werden immer wieder und auf kurzen Distanzen an den Teilchen des Plasmas gestreut, sodass der Lichtweg über Zehntausend Lichtjahre lang ist.[3] Da zudem die Energie die weitaus größte Zeit in der thermischen Bewegung des Gases 'parkt', ist die Einschlusszeit der Energie noch viel größer, etwa 17 Mio. Jahre,[4] siehe Kelvin-Helmholtz-Mechanismus. Der langsame Strahlungstransport bedingt einen steilen Temperaturgradienten von etwa 15 Millionen K im Zentrum auf 2 Mio. K am Rand der Strahlungszone. Die Energie der thermischen Strahlung nimmt entsprechend von weicher Röntgenstrahlung auf UV-Strahlung ab.

Anders als die elektromagnetische Strahlung gelangen die bei den Kernreaktionen entstehenden Neutrinos nahezu ungehindert durch die Schichten der Sonne, da sie kaum mit Materie in Wechselwirkung treten. Die Neutrinos erreichen bereits nach acht Minuten die Erde, da sie sich beinahe mit Lichtgeschwindigkeit bewegen. In jeder Sekunde durchqueren etwa 70 Milliarden Neutrinos einen Quadratzentimeter der Erdoberfläche.

Konvektionszone [Bearbeiten]Bearbeiten

In der sich an die Strahlungszone anschließenden „Konvektionszone“ treibt der Temperaturgradient gewaltige Konvektionsströme an, weiter innen wäre ein noch steilerer Temperaturgradient nötig (siehe adiabatischer Temperaturgradient). Die Größe der Konvektionszellen nimmt nach außen stark ab, an der Sonnenoberfläche ist das Brodeln mit einem Teleskop als Granulation erkennbar.

Sonnenoberfläche und Umgebung [Bearbeiten]Bearbeiten

Hauptartikel: Sonnenoberfläche====Photosphäre [Bearbeiten]==== → Hauptartikel: Photosphäre[7][8]Die Sonne im roten Licht der H-alpha-Spektrallinie[9][10]Temperatur- und Dichtemessungen von SkylabAm oberen Rand der Konvektionszone nimmt die Dichte rapide ab, sodass die Photonen nahezu ungehindert nach außen entweichen können. Diese als Photosphäre (griechisch für „Kugelschale aus Licht“) bezeichnete, 300 bis 400 km dicke Schicht nehmen wir als Quelle der Sonnenstrahlung wahr und gilt deshalb als die Oberfläche der Sonne. Durch digitale Bildverarbeitung der Messungen von SOHO oder TRACE kann man sie so darstellen, dass sie wie hartes, aber dauernd bewegliches Material aussieht.

Wegen der elektrischen Leitfähigkeit des Plasmas sind im Innern der Sonne erzeugte Magnetfelder an das Material gekoppelt. Bei hoher Dichte führt das Material das Magnetfeld, bei geringer Dichte ist es umgekehrt. Dort, wo in der Photosphäre die magnetische Feldstärke besonders hoch ist, behindert das Feld die Konvektion, die Oberfläche kühlt um einige 100 K ab und strahlt weniger hell. Abgesehen von diesen sogenannten Sonnenflecken beträgt die Strahlungstemperatur der Sonne rund 5800 Kelvin (5500 °C).

Chromosphäre [Bearbeiten]Bearbeiten

Hauptartikel: ChromosphäreÜber der Photosphäre erstreckt sich die Chromosphäre. Sie wird von der Photosphäre zwar überstrahlt, ist aber bei Sonnenfinsternissen für einige Sekunden als rötliche Leuchterscheinung zu sehen. Die Temperatur nimmt hier auf über 10.000 K zu, während die Gasdichte um den Faktor 10−4 auf 10−15 g/cm3 abnimmt. Das Licht, das durch die Chromosphäre scheint, wird zu einem verschwindend geringen Anteil absorbiert. Die Chromosphäre sowie der oberste Teil der Photosphäre sind daher für die charakteristischen dunklen Linien des Sonnenspektrums, welche als Fraunhofersche Linien bekannt sind, verantwortlich.

Übergangsregion [Bearbeiten]Bearbeiten

[11][12]Aufnahme der Übergangsregion durch den Satelliten TRACEDie Übergangsregion liegt zwischen Chromosphäre und Korona und kann mit UV-fähigen Teleskopen beobachtet werden. Da sie den Übergang von gravitationsgebundenen und durch Gasdruck und Fluiddynamik bestimmten Formen hin zu mehr magnetisch bestimmten dynamischen Kräften wie der Magnetohydrodynamik darstellt, kann man sie von der Höhe nur schwer definieren. Sie stellt auch eine Grenzschicht der Helium-Ionisation dar.

Korona [Bearbeiten]Bearbeiten

Hauptartikel: Sonnenkorona[13][14]Die Korona der Sonne während der Sonnenfinsternis im Jahre 1999, kurz vor dem Sonnenfleckenmaximum. Die Strahlen verlaufen nach allen Seiten.Über der Chromosphäre liegt die Korona, in der die Dichte nochmals um den Faktor 10−4 auf 10−19 g/cm3 abnimmt. Die innere Korona erstreckt sich – je nach dem aktuellen Fleckenzyklus – um ein bis zwei Sonnenradien nach außen und stellt eine erste Übergangszone zum interplanetaren Raum dar. Durch Sonnenstrahlung, Stoßwellen und andere Wechselwirkungen mechanischer oder magnetischer Art wird die äußerst verdünnte Koronamaterie allerdings auf Temperaturen bis zu zwei Millionen Kelvin aufgeheizt. Die genauen Ursachen dieser Heizmechanismen sind noch unklar. Eine mögliche Energiequelle wären akustische Wellen und Microflares – kleine Ausbrüche auf der Sonnenoberfläche.

Ein besonders hoher Temperaturgradient herrscht an der Untergrenze der Korona: Innerhalb einiger hundert Höhenkilometer steigt die kinetische Gastemperatur um eine Million Grad und „macht sich Luft“, indem die zusätzliche Heizenergie als Sonnenwind entweicht. Die Korona kann nur aufgrund ihrer extrem geringen Dichte so heiß werden.

Der bei jeder totalen Sonnenfinsternis sichtbare Strahlenkranz (lat. Corona = Krone) hat schon vor Jahrtausenden die Menschen erstaunt. Er kann bis mehrere Millionen Kilometer reichen und zeigt eine strahlenförmige Struktur, die sich mit dem Zyklus der Sonnenflecken stark ändert. Im Sonnenflecken-Maximum verlaufen die Strahlen nach allen Seiten, im Minimum nur in der Nähe des Sonnenäquators.

Heliosphäre [Bearbeiten]Bearbeiten

Hauptartikel: Heliosphäre[15][16]Diagramm der HeliosphäreDie Korona geht in den Sonnenwind über, welcher für die Ausdehnung der Heliosphäre verantwortlich ist. Dieser erstreckt sich bis zur Heliopause, wo er auf Interstellare Materie trifft. Durch das Magnetfeld der Sonne und dem geladenen Plasma des Sonnenwinds entsteht innerhalb der Heliosphäre die Heliosphärische Stromschicht.

Rotation [Bearbeiten]Bearbeiten

Die Sonne rotiert in rund vier Wochen um die eigene Achse, in derselben rechtläufigen Drehrichtung, in der auch die Planeten um die Sonne kreisen. Diese Rotation dauert am Äquator 25,4 Tage, in mittleren Breiten 27 bis 28 Tage und nahe den Polen 36 Tage. Dieser Unterschied in der Dauer eines Sonnentages wird als differenzielle Rotation bezeichnet und ist seit längerem durch Gas- und Hydrodynamik erklärbar. Anfang der 1990er erkannte man jedoch, dass die Sonne unterhalb der Konvektionszone gleichförmig mit einer Periode von knapp 27 Tagen rotiert. Der Übergangsbereich, die Tachocline, ist durch einen starken radialen Gradienten der differenziellen Rotation gekennzeichnet. Er ist auf wenige Prozent des Sonnenradius begrenzt und fällt in etwa mit dem unteren Ende der Konvektionszone zusammen. Der Verlauf der differenziellen Rotation innerhalb der Konvektionszone sowie die Lage und die Dicke der Tachocline sind theoretisch noch nicht verstanden.

Physikalische Eigenschaften [Bearbeiten]Bearbeiten

[17][18]Größen- und Temperaturvergleich zwischen der Sonne, Gliese 229 A + B, Teide 1 und Jupiter===Umwandlung von Masse in Energie [Bearbeiten]=== Hauptsächlich durch die Proton-Proton-Reaktion und zu einem geringen Teil (1,6 %) durch den CNO-Zyklus verschmelzen Wasserstoffkerne zu Heliumkernen, wobei Gammastrahlung und Elektronneutrinos erzeugt werden. Die erzeugten Heliumkerne haben aufgrund der Bindungsenergie eine geringfügig kleinere Masse als die Summe der ursprünglichen Wasserstoffkerne (Massendefekt). Der Massenunterschied wird gemäß der Formel E = m ·c2 in Energie umgewandelt (pro Fusion von vier Protonen zu einem He-Kern ≈ 27 MeV). Im Kern der Sonne werden pro Sekunde 564 Millionen Tonnen Wasserstoff zu 560 Millionen Tonnen Helium fusioniert.

Die 4,3 Millionen Tonnen Differenz pro Sekunde (die aus der Relativitätstheorie nach zu schließen ist) ergeben eine Gesamtleistung von etwa 3,7 ×1026 W, die im Kern freigesetzt und schließlich an der Oberfläche zum Großteil als Licht abgestrahlt wird. Ein Anteil von einigen Prozent der Energie wird durch die Neutrinos direkt aus dem Kern heraus transportiert.

Die Kernfusion im Sonneninneren erfordert großen Druck und hohe Temperaturen: Die kinetische Energie der Teilchen muss ausreichen, um bei einem Zusammenstoß die elektrostatischen Abstoßungskräfte der positiv geladenen Protonen (Wasserstoffkerne) zu überwinden. Die Temperatur im Sonnenkern mit der daraus resultierenden typischen kinetischen Energie der Protonen erweist sich bei einer naiven, klassischen Rechnung als eigentlich „zu kalt“ für eine Kernfusion. Dass dennoch Fusionen stattfinden, ist auf den quantenmechanischen Tunneleffekt zurückzuführen. Es besteht dabei eine bestimmte Wahrscheinlichkeit, dass sich zwei Protonen so weit nähern, dass eine Kernverschmelzung stattfinden kann. Das Energieniveau der abstoßenden Kräfte wird bei der Verschmelzung gleichsam „durchtunnelt“. Die Wahrscheinlichkeit einer Fusion zweier Wasserstoffkerne im Innern der Sonne ist zwar sehr gering. Da jedoch eine immense Anzahl von Kernen vorhanden ist und die Dichte enorm ist, können dennoch gewaltige Energiemengen freigesetzt werden.

Im Sonnenkern entsteht aus den dicht gedrängten Atomkernen des Wasserstoffs durch Kernfusion Helium, so dass der Wasserstoff-Anteil zugunsten des Heliums in Zukunft weiter sinken wird. Dieser Prozess ist der Motor der Sonne, aus dem sie jene Energie bezieht, die sie an der Photosphäre (leuchtende, sichtbare Oberfläche) durch Strahlung abgibt. Da die Sonne kein fester Körper wie die erdähnlichen Planeten und Monde ist, sondern ein heißer Gasball, wäre sie ohne diesen Energienachschub von innen instabil. Sie würde sich abkühlen und auf einen Bruchteil ihrer jetzigen Größe zusammenziehen.

Die Stabilität der Fusionsleistung [Bearbeiten]Bearbeiten

Wenn man einem Gas Wärme zuführt und das Volumen konstant hält, nimmt die Temperatur zu. Wird während der Wärmezufuhr das Volumen vergrößert, so erhöht sich die Temperatur weniger oder sie kann, bei hinreichend großer Volumenzunahme, sogar abnehmen. Ein System, dessen Temperatur bei Wärmezufuhr abnimmt, hat eine negative Wärmekapazität. Das ist bei Sternen der Fall.[5] Man nehme nun eine Abweichung der Kernfusionsreaktion vom stationären Zustand an: Es werde mehr Wärme produziert als nach außen abgeführt wird. Dabei nimmt, wegen der negativen Wärmekapazität, die Temperatur ab, und damit vermindern sich auch der Reaktionsumsatz und die Wärmeproduktion, d. h. die überhöhte Wärmeproduktionsrate wird korrigiert. Das System stabilisiert sich selbst, es liegt eine negative Rückkopplung vor.

Sonnenstrahlung [Bearbeiten]Bearbeiten

Hauptartikel: SonnenstrahlungDie Sonne sendet ein Spektrum elektromagnetischer Wellen aus, beginnend bei langwelligen Radiowellen über sichtbares Licht bis hin zur Röntgenstrahlung. In weiten Bereichen entspricht es dem eines schwarzen Strahlers der Temperatur von 5800 K mit einem Maximum bei gelbgrünem Licht, überlagert von nichtthermischen Emissionen und Absorptionen, beispielsweise den Fraunhoferlinien im sichtbaren Bereich.

Magnetfeld [Bearbeiten]Bearbeiten

Das Magnetfeld der ruhigen Sonne lässt sich näherungsweise durch ein Dipolfeld beschreiben. Alle 11 Jahre findet eine Umpolung statt (11-Jahre-Zyklus der Sonne), sodass die ursprüngliche Ausrichtung nach 22 Jahren wieder erreicht wird. Das Magnetfeld auf der Sonnenoberfläche ist etwa doppelt so stark wie das Magnetfeld auf der Erde, es beträgt ca. 100 µT (1 Gauß). Es beruht auf den in einer Größenordnung von 1012 Ampere in der Sonne zirkulierenden elektrischen Strömen, begünstigt von der hohen Leitfähigkeit des Plasmas im Sonneninnern, die der von Kupfer bei Zimmertemperatur entspricht. So wirkt das Innere der Sonne wie ein gigantischer Dynamo, der die Bewegungsenergie eines elektrischen Leiters in elektrische Energie und in ein Magnetfeld umwandelt. Man geht derzeit davon aus, dass dieser Dynamoeffekt nur in einer dünnen Schicht am Boden der Konvektionszone wirksam ist.

Die Stärke des Magnetfeldes fällt gemäß der Dipolformel mit ~ 1/(Abstand)³ ab; in Erdnähe wirkt sie sich daher nur mit einer Stärke von 0,01 nT aus. Das tatsächlich gemessene interplanetare Magnetfeld liegt dagegen bei einigen nT. Ursache dafür ist der Sonnenwind, der durch außerordentlich starke lokale Magnetfelder von der Strömung von Gasen hervorgerufen wird, die infolge Ionisation die Elektrizität gut leiten.

Sonnenflecken [Bearbeiten]Bearbeiten

Hauptartikel: Sonnenfleck[19][20]Eine Gruppe von SonnenfleckenSichtbare Auswirkungen der lokalen Magnetfelder sind die Sonnenflecken und die koronalen Masseauswürfe. Sonnenflecken sind relativ kühle Bereiche der Sonnenatmosphäre, ihre Temperatur liegt zwischen 3700 und 4500 K. Durch spektroskopische Untersuchungen konnte festgestellt werden, dass im Bereich der Sonnenflecken starke Magnetfelder vorherrschen: Spektrallinien von Elementen, die normalerweise bei einer einheitlichen Wellenlänge beobachtet werden, erscheinen bei Anwesenheit eines Magnetfeldes dreigeteilt (Zeeman-Effekt), wobei der Abstand dieser Linien zueinander proportional zur Stärke des Feldes ist. Die Magnetfeldstärke im Umfeld der Sonnenflecken kann bis zu 0,4 Tesla (4000 Gauß) betragen und ist somit tausendmal stärker als das irdische Magnetfeld an der Erdoberfläche. In der Sonne bewirken die Magnetfelder eine Hemmung der Konvektionsströmungen, so dass weniger Energie nach außen transportiert wird. Die dunkelsten Zonen auf der Sonne sind somit die kühlsten Orte mit den stärksten Magnetfeldern.

Sonnenflecken treten in Gruppen auf, wobei meistens zwei auffällige Flecken dominieren, die eine entgegengesetzte magnetische Ausrichtung aufweisen (der eine Fleck ist sozusagen ein „magnetischer Nordpol“, der andere ein „Südpol“). Solche bipolaren Flecken sind meist in Ost-West-Richtung, parallel zum Sonnenäquator, ausgerichtet.

Protuberanzen [Bearbeiten]Bearbeiten

[21][22]ProtuberanzZwischen Sonnenflecken bilden sich Magnetfeldlinien in Form von Schleifen aus, die weit ins All hinausragen. Längs dieser Kurven wird ionisiertes Gas festgehalten, das am Sonnenrand als Protuberanzen in matt leuchtenden Bögen sichtbar ist und auf der Sonnenscheibe als „Filament“ bezeichnet wird. Diese Materieströme haben oft eine Länge von einigen hunderttausend Kilometern, 40.000 km Höhe und 5.000 km Dicke.

Man unterscheidet zwischen ruhenden und eruptiven Protuberanzen.

Elfjähriger Zyklus [Bearbeiten]Bearbeiten

Die Gesamtzahl der Sonnenflecken unterliegt einem Zyklus von rund elf Jahren. Während eines Fleckenminimums sind kaum Sonnenflecken sichtbar. Mit der Zeit bilden sich zunehmend Flecken in einem Bereich von 30° nördlicher und südlicher Breite aus. Diese aktiven Fleckengürtel bewegen sich zunehmend in Richtung Äquator. Nach etwa fünfeinhalb Jahren ist das Maximum erreicht und die Zahl der Flecken nimmt langsam wieder ab. Das nächste Maximum wird im Jahr 2013 erreicht werden.[6] Nach einem Zyklus hat sich das globale Magnetfeld der Sonne umgepolt. Der vorher magnetische Nordpol ist jetzt der magnetische Südpol. Eine vollständige Periode dauert dementsprechend 22 Jahre.

Die genauen Ursachen für den Zyklus sind noch nicht vollständig erforscht. Derzeit geht man von folgendem Modell aus: Zu Beginn eines Zyklus', im Minimum, ist das globale Magnetfeld der Sonne bipolar ausgerichtet. Die Magnetfeldlinien verlaufen von Pol zu Pol geradlinig über den Äquator. Durch die differenzielle Rotation werden die elektrisch geladenen Gasschichten gegeneinander verschoben, wobei die Magnetfelder zunehmend gestaucht, verdreht und verdrillt werden. Die Magnetfeldlinien ragen zunehmend aus der sichtbaren Oberfläche heraus und verursachen die Bildung von Flecken und Protuberanzen. Nach dem Fleckenmaximum richtet sich das Magnetfeld wieder neu aus.

Pulsation [Bearbeiten]Bearbeiten

[23][24]Die Sonne im Röntgenlicht. Aufnahme von Yohkoh.[25][26]Die Oberfläche der SonneDie gesamte Sonne pulsiert in unterschiedlichen Frequenzen, wie ein riesiger Gong nach jedem Anschlag. Allerdings können wir dies auf der Erde nicht als Schallwellen „hören“, da diese Frequenzen unhörbar niedrig sind und das Vakuum des Weltraums sie nicht weiterleitet. Mit speziellen Methoden kann man die Schwingungen aus dem Sonneninnern jedoch sichtbar machen: Sie bewegen die Photosphäre auf und ab und verschieben je nach der Bewegungsrichtung aufgrund des Dopplereffekts die Absorptionslinien des Sonnenspektrums. Die hauptsächlich vorherrschende Schwingung hat eine Periodendauer von etwa fünf Minuten (293 Sekunden ±3 Sekunden).

Innerhalb der Konvektionszone herrschen heftige Turbulenzen, wobei aufsteigende Konvektionszellen bei der Strömung durch die umliegenden Gase Schallwellen erzeugen. Nach außen laufende Schallwellen erreichen die Grenzschicht zur Photosphäre. Da dort die Dichte stark abnimmt, können die Wellen sich dort nicht ausbreiten sondern werden reflektiert und laufen wieder ins Sonneninnere. Mit zunehmender Tiefe nehmen die Dichte der Materie und die Schallgeschwindigkeit zu, so dass die Wellenfront gekrümmt und wieder nach außen geleitet wird. Durch wiederholte Reflexion und Überlagerung können Schallwellen verstärkt werden, es bilden sich Resonanzen aus. Die Konvektionszone wirkt somit wie ein riesiger Resonanzkörper, der die darüber liegende Photosphäre in Schwingung versetzt.

Die Auswertung der Schwingungen erlaubt eine Aussage über den inneren Aufbau der Sonne. So konnte die Ausdehnung der Konvektionszone bestimmt werden. Analog zur Erforschung von seismischen Wellen auf der Erde, spricht man bei dem solaren Wissenschaftszweig von der Helioseismologie.

Wechselwirkung der Sonne mit ihrer Umgebung [Bearbeiten]Bearbeiten

Die Sonne beeinflusst ihre Umgebung nicht nur durch Strahlung und Gravitation, sondern auch den interplanetaren Raum mit ihrem Magnetfeld und vor allem mit der Teilchenemission, dem Sonnenwind. Dieser Teilchenstrom kann die Sonne mit mehreren 100 km/s verlassen und verdrängt das Interstellare Medium bis zu einer Entfernung von circa 22,5 Milliarden Kilometern (150 Astronomische Einheiten). Dieser Bereich, der durch den Sonnenwind weitgehend vom interstellaren Gas befreit wurde, heißt Heliosphäre.

Bei Sonneneruptionen können sowohl Geschwindigkeit als auch Dichte des Sonnenwindes stark zunehmen und auf der Erde neben Polarlichtern auch Störungen in elektronischen Systemen und im Funkverkehr verursachen.