Ein Photon, das im Kern der Sonne geboren wird, kann bis zu 170.000 Jahre brauchen, um sich zur Oberfläche durchzukämpfen. Ein Neutrino, das in derselben Kernfusionsreaktion in demselben Augenblick entsteht, benötigt für dieselbe Strecke 2,3 Sekunden. Diese Lücke sagt mehr über das, was die Sonne tatsächlich ist – ein dichter, wirbeliger Reaktor, kein einfacher Feuerball – als fast jede andere Tatsache über sie.
Die Sonne ist der Stern im Zentrum unseres Sonnensystems, die Quelle im Wesentlichen aller Lichts, Wärme und Energie, die Leben auf der Erde möglich macht. Sie ist nah genug, um sie detailliert zu studieren, und gewöhnlich genug, wie Sterne gehen, um uns etwas über die Milliarden anderer beizubringen, die wir niemals besuchen werden.
Diese Kombination aus Vertrautheit und Fremdheit macht sie wert, genauer zu betrachten. Ihre Oberfläche ist Millionen Grad kühler als die dünne Atmosphäre über ihr, ihre Form ist näher an einer perfekten Kugel als alles andere, das je gemessen wurde, und Raumfahrzeuge haben es erst in letzter Zeit geschafft, durch ihre äußere Kante zu fliegen und zu berichten.
Eine Kugel, die runder ist als alles andere, das wir je gemessen haben
Die Sonne ist riesig nach menschlichem Maßstab – ihr Durchmesser beträgt etwa 1.391.400 km, etwa 109-mal so groß wie die Erde, was sie zum größten und massereichsten Objekt im Sonnensystem macht. Sie allein macht etwa 99,86% der Gesamtmasse des Sonnensystems aus; alles andere, von Jupiter bis zum kleinsten Asteroiden, ist das, was übrig ist. Um die Massenlücke in menschlichem Maßstab auszudrücken, würde es mehr als 330.000 Erden brauchen, um die Sonne auf einer Waage auszugleichen, und 1,3 Millionen Erden würden nötig sein, um ihr Volumen zu füllen.
Trotz dieser Größe ist die Sonne bemerkenswert nah an einer perfekten Kugel. Satellitenmessungen ergaben, dass ihre Abplattung – wie sehr sie am Äquator vorwölbt gegenüber der Abflachung an den Polen – nur etwa 8 Milliontel betrug. Das macht sie nach dieser Messung zum natürlichen Objekt, das einer perfekten Kugel am nächsten kommt, das je beobachtet wurde. Für ein Objekt, das vollständig aus wirbelndem Plasma besteht und keine starre Oberfläche hat, um seine Form zu halten, ist diese Präzision unerwartet; sie impliziert, dass die Gravität der Sonne ihre inneren Dynamiken so vollständig dominiert, dass selbst schnelle Rotation sie kaum verzerrt.
Zur Rotation: Die Sonne dreht sich nicht wie ein fester Planet. Gemessen gegen die Hintergrundstars beträgt ihre Rotationsperiode etwa 25,6 Tage am Äquator, aber 33,5 Tage an den Polen – ein Unterschied namens Differentialrotation, möglich nur weil die Sonne überall flüssig ist, statt starr.
Ein Kern heiß genug, um Atome zu fusionieren, eine Oberfläche kühl im Vergleich
Im Zentrum der Sonne erreichen Temperaturen knapp 15,7 Millionen Kelvin und Dichten klettern auf 150 g/cm³ – etwa 150-mal die Dichte von flüssigem Wasser – Bedingungen extrem genug, um Kernfusion aufrechtzuerhalten. Diese Fusion ist das, was die Sonne zum Leuchten bringt, aber die Energie, die sie freisetzt, reist nicht direkt nach außen. Sie wird von dem umgebenden Plasma wiederholt absorbiert und wieder emittiert, ein Prozess so langsam, dass die oben beschriebene Photonenverzögerung von bis zu 170.000 Jahren eine direkte Folge davon ist, wie vollständig gepackt das Innere der Sonne ist.
Der dominante Fusionsprozess ist die Proton-Proton-Kette, aber ein sekundärer Weg namens CNO-Zyklus liefert derzeit etwa 0,8% der Sonnenenergie – ein kleiner Bruchteil heute, aber einer, den Astronomen erwartet anschwellen werden, wenn die Sonne über Milliarden Jahre altert und heller wird. Sobald die Energie dieser Fusion endlich die Oberfläche erreicht, ist die Temperatur enorm gefallen: Die Oberfläche der Sonne, oder Photosphäre, liegt nur bei etwa 5800 K, einem Bruchteil der Kerntemperatur.
Dieser steile Temperaturabfall vom Kern zur Oberfläche stellt das nächste Rätsel auf, weil die Atmosphäre über der Oberfläche den Trend völlig umkehrt.
Eine Atmosphäre, die heißer wird, je weiter man hinausgeht
Unmittelbar über der 5800-K-Photosphäre sitzt die Korona, die äußere Atmosphäre der Sonne – und sie ist dramatisch heißer, nicht kühler. Die Korona erreicht im Durchschnitt 1.000.000 bis 2.000.000 K, und ihre heißesten Regionen erreichen 8.000.000 bis 20.000.000 K. Es gibt noch keine vollständige Theorie, die erklärt, warum die Korona so viel heißer ist als die darunter liegende Oberfläche, obwohl magnetische Rekonnexion bekannt ist, um zumindest einen Teil der Wärme zu liefern. Es bleibt eines der hartnäckigsten ungelösten Rätsel der Sonne.
.jpg){kind=link}
Die Korona aus der Nähe zu studieren wurde erst kürzlich möglich. Im April 2021 wurde die Parker Solar Probe der NASA das erste Raumfahrzeug, das durch sie hindurchflog, wobei sie die Korona bei heliozentrischem Abstand von 16 bis 20 Sonnenradii durchquerte und Bedingungen überstand, für die keine frühere Mission konzipiert worden war. Um diese Grenze zu erreichen, benötigte es über sechs Jahrzehnte Weltraumfahrtgeschichte – eine Erinnerung daran, wie feindselig die Umgebung unmittelbar um unseren eigenen Stern noch immer ist.
Die Korona ist auch nicht nah bei der Sonne begrenzt. Nach außen strömend wird sie zum Sonnenwind, der durch das gesamte Sonnensystem reist, bis er die Heliopause mehr als 50 au (7,5 Milliarden km) von der Sonne trifft. Voyager 1 durchquerte diese Grenze in den interstellaren Raum am 25. August 2012 bei etwa 122 au (18,3 Milliarden km) Entfernung – Beweis, dass der Einfluss der Sonne weit über die Planeten hinausreicht, bevor er der Rest der Galaxie weicht.
Hell genug, um jeden anderen Stern kombiniert zu übertreffen
Von der Erde aus hat die Sonne eine scheinbare Helligkeit von -26,74, was sie bei weitem zum hellsten Objekt am Himmel macht. Diese Zahl entspricht etwa 13 Milliarden Mal heller als Sirius, dem nächst hellsten Stern, der eine scheinbare Helligkeit von -1,46 hat. Die Lücke handelt wirklich von Entfernung, nicht von Rohleistung: Die Sonne ist nur etwa 93 Millionen Meilen (150 Millionen Kilometer) von der Erde entfernt, während jeder andere Stern Billionen Meilen entfernt ist – nah genug, dass sein Licht jeden anderen Punkt am Himmel kombiniert überlagert.
Sonnenflecken, Eruptionen und Protuberanzen: Das Wetter der Sonne
Die Oberfläche der Sonne ist nicht statisch. Sonnenflecken – kühlere, dunklere Flecken, verursacht durch konzentrierte Magnetfelder – haben Kerntemperaturen von etwa 3.000 bis 4.500 K gegenüber einer umgebenden Photosphäre bei etwa 5.780 K, und sie variieren enorm in der Größe, von 16 km bis zu 160.000 km Durchmesser. Ihre Anzahl steigt und fällt in einem 11-jährigen Sonnenzyklus, was Sonnenfleckenzählungen zu einem der ältesten kontinuierlich verfolgten Indikatoren für Sonnenaktivität macht.
Gewaltiger sind Sonneneruptionen, plötzliche Freisetzungen von magnetischer Energie, die nach Röntgenhelligkeit auf einer Buchstabenskala klassifiziert werden. Schwere X10-Klasse-Flares treten etwa achtmal pro 11-Jahres-Zyklus auf, während kleine M1-Klasse-Flares etwa 2.000 Mal in demselben Zeitraum auftreten – eine eindringliche Erinnerung, dass die extremsten Ausbrüche der Sonne genau deshalb selten sind, weil sie extrem sind. Flares wurden 1859 zum ersten Mal identifiziert, als die Astronomen Richard Carrington und Richard Hodgson unabhängig voneinander eine beobachteten, indem sie das Bild der Sonne durch ein Teleskop projizierten, Jahrzehnte bevor jemand verstand, was ein Magnetfeld auf der Sonne bedeutete.
Sonnenprotuberanzen sind ruhiger, aber visuell beeindruckend: Schleifen aus relativ kühlem Plasma, verankert an der Oberfläche und wölbend sich in die Korona hinein. Wie die Korona selbst sind sie normalerweise zu schwach, um gegen den Glanz der Sonne gesehen zu werden, und werden nur während einer totalen Sonnenfinsternis sichtbar für das bloße Auge. Die größte jemals gemessene Protuberanz erstreckte sich über 800.000 km – ungefähr die Länge eines Sonnenradius – wölbend sich von einem Stern, der auf der Skala der Galaxie ziemlich normale Größe hat.
Ein Stern in Bewegung
Die Sonne und ihr gesamtes Planetensystem sind nicht stillgestanden. Das Sonnensystem bewegt sich durch die Milchstraße mit einer Durchschnittsgeschwindigkeit von 450.000 Meilen pro Stunde (720.000 km/h) – schnell genug, um die kontinentale Vereinigte Staaten in unter 30 Sekunden zu durchqueren. Doch selbst mit dieser Geschwindigkeit dauert eine vollständige Umlaufbahn der Galaxie etwa 230 Millionen Jahre, eine Zeitspanne so lang, dass die Sonne seit ihrer Entstehung nur etwa 20 solcher Orbits abgeschlossen hat. Skala ist relativ: Ein Stern, der alles andere an unserem Himmel um Milliarden Mal überleuchtet, ist von der Perspektive der Milchstraße aus nur ein Licht auf einem sehr langsamfahrenden Karussell.