von THOMAS BÜHRKE
Rund 100 Milliarden Sterne tummeln sich in der Milchstraße, doch nur einer ist uns so nah, dass wir ihn detailliert untersuchen können: die Sonne. Wenn wir sie nicht verstehen, verstehen wir auch die anderen Sterne nicht. Und das macht Sonnenforschern große Probleme: Vor 15 Jahren tauchte ein Rätsel zur Chemie der Sonne auf, nachdem zwei Messmethoden zu widersprüchlichen Modellen für ihren inneren Aufbau geführt hatten.
Die klassische Methode beruht auf der Spektralanalyse: Man zerlegt das Sonnenlicht in seine Spektralfarben und findet darin die „Fingerabdrücke“ der chemischen Elemente in Form charakteristischer schwarzer Linien. Aus der Stärke dieser nach ihrem Mitentdecker Josef Fraunhofer benannten Linien ergeben sich die chemischen Häufigkeiten, die wiederum als Basisdaten in die Sonnenmodelle eingehen.
Eine andere Methode, nämlich die Möglichkeit, in die Sonne förmlich hineinzuhorchen, bietet die Helioseismologie: Sie beruht darauf, dass die auf- und absteigenden Gasmassen den gesamten Sonnenball zum Schwingen bringen – ähnlich wie ein mit Wasser gefüllter Ballon, den man anstößt. Die Analyse der vielen dabei auftretenden Schwingungsfrequenzen lässt ebenfalls auf das Innere der Sonne schließen.
Beide Methoden ergaben das folgende Modell für den solaren Aufbau: In dem äußeren schalenförmigen Bereich, der bis in eine Tiefe von etwa 500.000 Kilometern reicht, ist das Gas konvektiv, wie Physiker sagen: Unablässig steigen heiße Gasmassen zur Oberfläche auf, kühlen sich durch Strahlung ab und sinken wieder ins Innere zurück. Dieses Auf und Ab der Materie lässt sich ähnlich bei siedendem Wasser in einem Kochtopf beobachten. Auf der Sonnenoberfläche entsteht so ein Muster aus deutlich abgegrenzten Zellen, den Granulen. Der zentrale Bereich ist nicht konvektiv. Hier transportiert Strahlung die Energie von innen nach außen.
Qualitativ stimmten beide Methoden überein, aber im Detail führten sie zu unüberbrückbaren Differenzen (bdw 12/2008, „Die Sonnenkrise“). Das Modell der Spektralanalyse enthielt bis zu 30 Prozent weniger schwere Elemente, als die Helioseismologen berechneten. Das betraf insbesondere Kohlenstoff, Stickstoff und Sauerstoff. Und der Boden der Konvektionszone, die sogenannte Tachocline, sollte deutlich tiefer liegen als in den Helioseismologie-Modellen. Dieser Tiefenwert ist wichtig, weil dort das Magnetfeld der Sonne entsteht. Auch einige andere Details passten nicht zusammen.
Wer lag also falsch – die Spektralanalytiker oder die Helioseismologen? Ein Team um Maria Bergemann vom Max-Planck-Institut für Astronomie in Heidelberg hat nun wohl des Rätsels Lösung gefunden: Die Helioseismologen haben recht.
