Sonne

der Zentralkörper unseres Planetensystems (Sonnensystems); mit einer mittleren Entfernung von der Erde von 149,6 Mio. km der erdnächste und wichtigste Stern, ohne den es kein Leben auf der Erde gäbe.

Die Sonne ist eine Gaskugel mit einem Durchmesser von 1,392 Mio. km (109-facher Erdäquatordurchmesser). Mit 333 000 Erdmassen ist die Masse der Sonne rund 750-mal größer als die Masse der gesamten restlichen Materie des Sonnensystems. Die mittlere Dichte liegt bei 1,4 g/cm³, die Schwerebeschleunigung an der Oberfläche ist 28-mal stärker als am Erdäquator, die Fluchtgeschwindigkeit ist mit 617,6 km/s etwa 55-mal größer als an der Erdoberfläche. Am Sonnenäquator beträgt die siderische Rotationszeit 25,05 Tage, in 17° heliographischer Breite 25,38 Tage und in der Nähe der Pole etwa 35 Tage; synodisch (von der Erde aus gesehen) 27,3 Tage in 17° Breite. Der Sonnenäquator ist gegen die Ekliptik um 7°15′ geneigt. Von der Erde aus erscheint die Sonne als gleißend helle, scharf begrenzte, völlig runde Scheibe unter einem Winkel von rund 0,53 Grad, die eine mittlere scheinbare Helligkeit von –26,74^m bzw. eine absolute Helligkeit von 4,83^m aufweist. Ihre tägliche Bewegung am Himmel sowie ihre jährliche Wanderung unter den Sternen (Ekliptik) sind scheinbare Bewegungen, in denen sich die Erdrotation und der Umlauf der Erde um die Sonne auswirken. Eine wahre Bewegung führt sie unter den Sternen ihrer Umgebung aus (Apex), mit denen zusammen sie in einer Distanz von 28 000 Lichtjahren auch das Zentrum des Milchstraßensystems in 237 Mio. Jahren mit einer Geschwindigkeit von 225 km/s umläuft.

Die Sonne ist ein rund 4,6 Mrd. Jahre alter Stern auf der Hauptreihe des Hertzsprung-Russell-Diagramms mit der Spektralklasse G2 und der Leuchtkraftklasse V, also ein durchschnittlicher, gelb leuchtender Zwergstern, der sich in der etwa 10 Mrd. Jahre dauernden Hauptphase seiner Entwicklung befindet. In rund 5 Mrd. Jahren wird die Sonne die Hauptreihe verlassen, sich zum roten Riesen entwickeln und nach weiteren etwa 100 Mio. Jahren schließlich als weißer Zergstern enden. Durch die von der Sonne abgestrahlte Energie (Gesamtstrahlungsleistung 3,846·10²⁶ Watt, Solarkonstante), die durch die Kernfusion von Wasserstoffkernen zu Heliumkernen im Sonneninneren gespeist wird, verliert die Sonne in jeder Sekunde 4,3 Mrd. kg an Masse, was in 10 Mrd. Jahren aber nur 0,07% ihrer gegenwärtigen Masse ausmacht. Im Zentrum der Sonne herrscht eine Temperatur von 15,7 Mio. K, eine Dichte von 150 g/cm³ sowie ein Druck von 2,5·10¹⁶ Pa.

Der Kern der Sonne, in dem Energie durch Kernfusion freigesetzt wird, erstreckt sich bis zu etwa einem Viertel ihres Radius. Über der Zone der Energieerzeugung bis zu einer Zentrumsentfernung von etwa 500 000 km liegt die Strahlungszone, in der die im Inneren erzeugten Energiequanten vielfach gestreut und reflektiert werden und im Mittel erst nach 170 000 Jahren an den oberen Rand der Strahlungszone gelangen. Der weitere Energietransport nach außen erfolgt in der sog. Konvektionszone durch Konvektionsströme heißen Plasmas innerhalb weniger Tage. Sie wird von der nur rund 400 km dicken Photosphäre umschlossen, die eine effektive Strahlungstemperatur von 5785 K aufweist und oft auch als sichtbare Sonnenoberfläche bezeichnet wird. Die Photosphäre strahlt am intensivsten im sichtbaren Bereich des elektromagnetischen Spektrums; das Intensitätsmaximum liegt bei einer Wellenlänge von etwa 470 nm. Die Photosphäre bildet gemeinsam mit der ca. 10 000 km mächtigen Chromosphäre, in der die Temperatur wieder von etwa 4400 K bis auf 20 000 K ansteigt, und der Übergangsregion, die bei wenigen 1000 km Dicke durch einen steilen Temperaturanstieg von 20 000 auf 1 Mio. K gekennzeichnet ist, sowie der über eine Mio. K heißen und weit ins Weltall hinausreichenden Korona die Sonnenatmosphäre. Die Flächenhelligkeit der Chromosphäre beträgt weniger als ein tausendstel derjenigen der Photosphäre, die der Korona nur ca. ein milliardstel. Besondere Erscheinungen auf der Sonne: Sonnenflecken, Fackel, Protuberanz, Granulation, Sonnenwind.

Das Sonnenspektrum mit rund 25 000 Spektrallinien zeigt die Anwesenheit des größten Teils der chemischen Elemente. Nicht nachweisbar sind die Edelgase Neon, Argon, Krypton, Xenon, einige Halogene und viele schwere Metalle; verhältnismäßig häufig sind Natrium, Aluminium, Calcium und Eisen; in den kühleren Sonnenflecken kommen auch chemische Verbindungen (z. B. Titanoxid) vor. Die häufigsten Elemente in den äußeren Schichten sind Wasserstoff mit einem Masseanteil von 71% und Helium mit 27%, im Sonnenzentrum ist durch die seit Mrd. Jahren andauernden Kernfusionsprozesse der Wasserstoffanteil auf 35% reduziert und der Heliumanteil auf 63% erhöht. Seit 1942 ist die Sonne auch als Radiostrahler und seit den Raketenaufstiegen der 1950er Jahre auch als Röntgenstrahler bekannt. Hauptquelle sind die Korona und Sonnenflecken bzw. Sonneneruptionen. Von einer stets vorhandenen Radiostrahlung wird eine gestörte Radiostrahlung (Radiostürme) unterschieden. Die Sonne hat ein allgemeines Magnetfeld mit einer Stärke von 1–2 · 10^–4 Tesla. Im Rhythmus der Sonnenfleckenperiode zeigt es Schwankungen und Umpolungen.