Seit der Erfindung des Fernrohrs hat man die Sonnenoberfläche näher untersucht[1]. Heutzutage wird die wechselnde Aktivität der Sonne laufend mit Hilfe spezieller Sonnenteleskope und permanent auf die Sonne ausgerichteter Satelliten überwacht. Schon im Jahr 1610 fielen dem Jesuiten und Mathematiker Christoph Scheiner (1579– 1650) und dem ostfriesischen Magister Johannes Fabricius (1587–1616) unabhängig voneinander dunkle Flecken auf, die im Laufe von 14 Tagen von einem Sonnenrand zum anderen wanderten. Daraus schloss man schon recht bald, dass die Sonne mit einer Periode von rund einem Monat rotieren muss. Heute wissen wir, dass unser Zentralgestirn mit seiner gasförmigen Oberfläche nicht gleichmäßig rotiert.

Sonnenflecken in einer aktiven Region (© Royal Swedish Academy of Sciences)Sonnenflecken in einer aktiven Region (© Royal Swedish Academy of Sciences)Mit wachsender heliographischer Breite nimmt die Rotationsdauer von 25 Tagen am Sonnenäquator bis auf 35 Tage an den Sonnenpolen zu. Verglichen mit anderen Sternen rotiert die Sonne mit einer Geschwindigkeit von zwei Kilometern pro Sekunde am Äquator aber eher langsam. Das Zentrum der Sonne rotiert hingegen fast viermal schneller als ihre Oberfläche. Der Kern der Sonne benötigt nur eine Woche für eine Rotation um seine Achse. Dies ergab eine Neuauswertung langjähriger Aufzeichnungen der Sonnenoszillationen durch den Satelliten SOHO. Es zeigte sich, dass Schwerewellen, die das tiefe Sonneninnere durchqueren, auch die kleinräumigen Schwingungen an der Sonnenoberfläche geringfügig beeinflussen. Die ungewöhnlich rasche Rotation des Zentrums der Sonne ist ein Überbleibsel aus der Frühphase des Sonnensystems und hängt vermutlich mit der Entstehung der Sonne aus einer rotierenden Gas- und Staubwolke zusammen.

Die Sonnenflecken selber erscheinen dunkel, weil es sich um bis zu 1500 Grad Celsius kältere Regionen in der rund 5500 Grad Celsius heißen Photosphäre handelt. Sie heben sich schwarz in dem heißeren Umfeld ab. Im Jahre 1843 gelang es dem Apotheker und Amateurastronomen Samuel Heinrich Schwabe (1789–1875) nachzuweisen, dass die Zahl der Sonnenflecken mit einer elfjährigen Periode schwankt. Dem elfjährigen Sonnenfleckenzyklus sind vermutlich noch längere Perioden überlagert, die mit Klimaveränderungen – wie in der zweiten Hälfte des 17. Jahrhunderts – in Verbindung gebracht werden. Die größten Flecken auf der Sonne sind bis zu 20 Erdradien ausgedehnt und können mehrere Monate lang stabil bleiben. Als Ursache der Fleckenbildung nimmt man an, dass sich die Sonnenmagnetfeldlinien im differentiell rotierenden Geschwindigkeitsfeld der Sonne aufspulen und mit den elektrisch geladenen Teilchen des heißen Sonnengases auf komplizierte Weise wechselwirken. Die „gestörten Zonen“, die dabei lokal entstehen, werden als dunkle, kühlere Stellen sichtbar. Etliche Forschungssatelliten haben dazu neue wissenschaftliche Erkenntnisse geliefert. Die Photosphäre wird von der etwa 10.000 Kilometer dicken und kühleren Chromosphäre überlagert, die bei Verfinsterungen der Sonne durch den Erdmond kurzzeitig als rötlicher Farbsaum zu erkennen ist. Das Sonnenlicht wird durch die extrem stark verdünnte Sonnenatmosphäre gestreut, was man sehr schön als strahlenkranzförmige Sonnenkorona während der Totalitätsphase einer Sonnenfinsternis beobachten kann. Die Sonnenkorona umgibt die Sonne bis in eine Entfernung von ein bis zwei Sonnenradien, also bis etwa anderthalb Millionen Kilometer in den Weltraum. Von der Sonnenkorona geht der Sonnenwind aus, ein ständig vorhandener Teilchenstrom, der aus freien Elektronen und Atomkernen besteht (86 Prozent Wasserstoffkerne, 13 Prozent Heliumkerne, ein Prozent schwerere Atomkerne). Die hohen Teilchengeschwindigkeiten des Plasmas entsprechen in der Korona kinetischen Temperaturen von einigen Millionen Grad Kelvin.

 

[1] Die Sonne darf niemals mit einem Fernrohr ohne entsprechende zertifizierte Sonnenfilter direkt beobachtet werden – sonst droht eine schwere Schädigung der Augen.