Die Erforschung der Sonne

1. Satelliten: Viele und wertvolle Informationen werden von Satelliten eingeholt. Derzeit kreisen zwei Satelliten um die Sonne. Der zwei Tonnen schwere SOHO (Solar and Helio-spheric Observatory) Satellit richtet seine Instrumente nur auf die Sonne selbst, während sich der POLAR-Satellit mehr auf das durch die Sonne beeinflußtes Weltraum-Wetter ringsum die Erde konzentriert.

2. Die Sonnenspektroskopie untersucht Einzelheiten in der Zusammensetzung des gasförmigen Sonnenballs mit Teleskopen von der Erde aus. Durch typisches Verhalten der Gase werden Schlußvolgerungen auf das Verhalten der Sonne gezogen und die Sonne wird mit ähnlichen Fixsternen verglichen.

3. Die Helioseismologie ist eine ziemlich neue Methode der Sonnenforschung. Die ständigen Sonnenbeben werden gemessen. Die Messungen werden benützt um Schlüsse auf die Vorgänge im Inneren der Sonne ziehen zu können.

4. Gesteinsproben: Mit Hilfe von irdischen Gesteinsproben versucht man Ereignisse, die auf der Sonne geschehen sind zu rekonstruieren.

Der Aufbau der Sonne

1. Der Sonnenkern: Der innerste Kern der Sonne hat einen Radius von etwa 150.000 km und ist damit 15.000 mal so groß wie die Erde.

Hier, 500.000 km unter der Oberfläche, herrscht eine Temperatur von 15 Millionen Grad Celsius und der Druck der Gasmassen entspricht demjenigen von mehreren 100 Milliarden Atmosphären. Dieser hohe Druck preßt das glühende Gas auf die zwölffache Dichte von massivem Blei und verwandelt es in Kernfusions-Plasma. Dabei werden jeweils zwei Wasserstoff-Atomkerne zu einem Helium-Atomkern verschmolzen. Dies nennt man auch Fusion. Bei diesem Vorgang setzt sich ein Teil der Materie in Strahlungsenergie (Gamma-Strahlung=Röntgen-Strahlung) um.

Das Licht des Sonnenkerns wäre 200 Billionen mal heller als das der Sonnenoberfläche. Zum Glück gibt es die wie ein Schleier wirkende Außenschichten der Sonne. Ansonsten könnte kein Leben auf der Erde existieren.

2. Die Strahlungs-Zone schließt direkt an das Äußere des Kernes an und ist ca. 500.000 km dick. Temeratur und Druck sind geringer, darum findet hier keine Fusion mehr statt. Durch diese Schicht arbeitet sich nun die Röntgen-Strahlung, die sich auf diesem Weg immer mehr abschwächt.

3. Die Konvektions-Zone ist ca. 50.000 km dick und geht von der Strahlungs-Zone bis knapp unter die Sonnenoberfläche. Hier nehmen die Atomkerne des Fusions- Plasmas die Chemischen Merkmale von Gasen an (sie binden Elektronen an sich).

4. Die Sonnenoberfläche (Photosphäre): Von ihr werden wir mit Licht versorgt. Auf der Sonnenoberfläche finden gewaltige Ausbrüche statt, welche glühende Materie in Form von Feuer-Fontänen (Protuperanzen) in die Chromosphäre schleudern. Riesige Krater entstehen und werden von der Erde aus als dunkle Sonnenflecken sichtbar.

5. Die Chromosphäre: In sie werden die Feuer-Fontänen aus der Photosphäre hochgeschleudert.

6. Die Korona: Von der Erde aus sieht man sie als "Strahlenkranz", obwohl ihre Helligkeit nur einem Millionstel der Sonnenhelligkeit entspricht. Außerdem geht von ihr Sonnen-Materie in den Weltraum hinaus. Man nennt dies auch Sonnenwind. Dieser beeinflußt das Wetter und erzeugt unter anderem die Polarlichter.

Bei sehr starken Eruptionen auf der Sonne, die ca. alle 9-11 Jahre erfolgen, verwandelt sich der Sonnenwind in einen Sturm. Doch ab und zu entfällt er auch.

Gefährlich werden starke Eruptionen durch den Energieblitz, der sie jedesmal begleitet. Nach Schätzungen von Wissenschaftlern hat dieser Blitz eine Gewalt von einer Milliarde Wasserstoffbomben. Diese Energie könnte den gesamten Energiebedarf der Erde für 1 bis 100 Millionen Jahre decken.