Sonne

Sonne

Echtfarbenbild, aufgenommen im Jahr 2019 mit einem Sonnenfilter
Bezeichnungen	Sonne, Sol /ˈsɒl/, Sól, Helios /ˈhiːliəs/
Adjektive	Sonne /ˈsoʊlər/
Beobachtungsdaten
Mittlerer Abstand von der Erde	1 AU ≈ 1,496×108 km 8 min 19 s bei Lichtgeschwindigkeit
Visuelle Helligkeit (V)	−26.74
Absolute Helligkeit	4.83
Spektrale Klassifizierung	G2V
Metallizität	Z = 0.0122
Größe des Winkels	31,6-32,7 Bogenminuten 0,527-0,545 Grad
Merkmale der Umlaufbahn
Mittlerer Abstand vom Milchstraßenkern	≈ 2,7×1017 km ≈ 29.000 Lichtjahre
Galaktische Periode	(2,25-2,50)×108 Jahre
Geschwindigkeit	≈ 251 km/s (Umlaufbahn um das Zentrum der Milchstraße) ≈ 20 km/s (im Vergleich zur durchschnittlichen Geschwindigkeit anderer Sterne in der Umgebung des Sterns) ≈ 370 km/s (relativ zum kosmischen Mikrowellenhintergrund)
Physikalische Eigenschaften
Äquatorialer Radius	695.700 km, 696.342 km 109 × Erdradien
Äquatorialer Umfang	4,379×106 km 109 × Erde
Abflachung	9×10−6
Fläche	6,09×1012 km2 12.000 × Erde
Volumen	1,41×1018 km3 1.300.000 × Erde
Masse	1,9885×1030 kg 332.950 Erden
Durchschnittliche Dichte	1,408 g/cm3 0,255 × Erde
Zentrale Dichte (modelliert)	162,2 g/cm3 12,4 × Erde
Schwerkraft der Äquatorialfläche	274 m/s2 28 × Erde
Trägheitsmoment-Faktor	0,070 (Schätzung)
Fluchtgeschwindigkeit (von der Oberfläche)	617,7 km/s 55 × Erde
Temperatur	Zentrum (modelliert): 1.57×107 K Photosphäre (effektiv): 5,772 K Korona: ≈ 5×106 K
Leuchtkraft (Lsol)	3.828×1026 W ≈ 3,75×1028 lm ≈ 98 lm/W Lichtausbeute
Farbe (B-V)	0.63
Mittlere Strahldichte (Isol)	2,009×107 W-m-2-sr-1
Alter	≈ 4,6 Milliarden Jahre (4,6×109 Jahre)
Rotationseigenschaften
Schieflage	7.25° (zur Ekliptik) 67.23° (zur galaktischen Ebene)
Rektaszension des Nordpols	286.13° 19 h 4 min 30 s
Deklination des Nordpols	+63.87° 63° 52' Nord
Siderische Rotationsperiode (am Äquator)	25.05 d
(bei 16° geographischer Breite)	25.38 d 25 d 9 h 7 min 12 s
(an den Polen)	34.4 d
Rotationsgeschwindigkeit (am Äquator)	1,997 km/s
Photosphärische Zusammensetzung (nach Masse)
Wasserstoff	73.46%
Helium	24.85%
Sauerstoff	0.77%
Kohlenstoff	0.29%
Eisen	0.16%
Neon	0.12%
Stickstoff	0.09%
Silizium	0.07%
Magnesium	0.05%
Schwefel	0.04%

Die Sonne ist der Stern im Zentrum des Sonnensystems. Sie ist ein nahezu perfekter Ball aus heißem Plasma, der durch Kernfusionsreaktionen in seinem Kern zum Glühen gebracht wird und die Energie hauptsächlich als sichtbares Licht, Ultraviolett- und Infrarotstrahlung abstrahlt. Sie ist die wichtigste Energiequelle für das Leben auf der Erde. ⓘ

Die Sonne hat einen Durchmesser von etwa 1,39 Millionen Kilometern (864.000 Meilen), das ist 109 Mal so groß wie die Erde. Ihre Masse ist etwa 330.000 Mal so groß wie die der Erde und macht etwa 99,86 % der Gesamtmasse des Sonnensystems aus. Etwa drei Viertel der Masse der Sonne bestehen aus Wasserstoff (~73 %); der Rest ist größtenteils Helium (~25 %), mit viel kleineren Mengen an schwereren Elementen, einschließlich Sauerstoff, Kohlenstoff, Neon und Eisen. ⓘ

Die Sonne ist ein Hauptreihenstern vom Typ G (G2V). Als solcher wird sie informell, aber nicht ganz korrekt, als gelber Zwerg bezeichnet (ihr Licht ist eher weiß als gelb). Er entstand vor etwa 4,6 Milliarden Jahren durch den gravitativen Kollaps von Materie in einer Region einer großen Molekülwolke. Der größte Teil dieser Materie sammelte sich im Zentrum, während der Rest sich zu einer kreisenden Scheibe abflachte, aus der das Sonnensystem entstand. Die zentrale Masse wurde so heiß und dicht, dass sie schließlich in ihrem Kern eine Kernfusion auslöste. Man geht davon aus, dass fast alle Sterne durch diesen Prozess entstehen. ⓘ

Jede Sekunde fusioniert der Kern der Sonne etwa 600 Millionen Tonnen Wasserstoff zu Helium und wandelt dabei 4 Millionen Tonnen Materie in Energie um. Diese Energie, die zwischen 10.000 und 170.000 Jahre benötigt, um den Kern zu verlassen, ist die Quelle des Lichts und der Wärme der Sonne. Wenn die Wasserstofffusion in ihrem Kern so weit abgeklungen ist, dass sich die Sonne nicht mehr im hydrostatischen Gleichgewicht befindet, werden Dichte und Temperatur im Kern deutlich zunehmen, während sich die äußeren Schichten ausdehnen und die Sonne schließlich in einen Roten Riesen verwandeln. Man rechnet damit, dass die Sonne so groß wird, dass sie die derzeitigen Umlaufbahnen von Merkur und Venus verschlingt und die Erde unbewohnbar macht - allerdings erst in etwa fünf Milliarden Jahren. Danach wird sie ihre äußeren Schichten abwerfen und zu einem dichten, abkühlenden Stern, einem so genannten Weißen Zwerg, werden, der keine Energie mehr durch Kernfusion erzeugt, aber immer noch glüht und die Wärme der früheren Kernfusion abgibt. ⓘ

Die enorme Wirkung der Sonne auf die Erde ist seit prähistorischen Zeiten bekannt. Einige Kulturen betrachteten die Sonne als eine Gottheit. Die synodische Rotation der Erde und ihre Umlaufbahn um die Sonne bilden die Grundlage für einige Sonnenkalender. Der heute vorherrschende Kalender ist der gregorianische Kalender, der auf der im 16. Jahrhundert üblichen Interpretation beruht, dass die beobachtete Bewegung der Sonne in erster Linie auf ihre tatsächliche Bewegung zurückzuführen ist. ⓘ

Die Sonnenstrahlung ist eine der Grundvoraussetzungen für die Entwicklung und den Erhalt des Lebens auf der Erde. Die durch die Sonnenstrahlung freigesetzte Energie beruht auf der Kernfusion von Wasserstoff zu Helium, das sogenannte Wasserstoffbrennen in der Proton-Proton-Reaktion. ⓘ

Der Himmelslauf der Sonne gliedert den Tag und das Jahr. Sie wurde in dieser Rolle schon in der Urzeit in Sonnenkulten verehrt. ⓘ

Das astronomische Symbol der Sonne ist ☉. ⓘ

Etymologie

Das englische Wort sun hat sich aus dem altenglischen sunne entwickelt. Kognate finden sich in anderen germanischen Sprachen, darunter Westfriesisch sinne, Niederländisch zon, Niederdeutsch Sünn, Standarddeutsch Sonne, Bayerisch Sunna, Altnordisch sunna und Gotisch sunnō. Alle diese Wörter stammen von proto-germanisch *sunnōn ab. Dies ist letztlich verwandt mit dem Wort für Sonne in anderen Zweigen der indogermanischen Sprachfamilie, obwohl in den meisten Fällen ein Nominativstamm mit einem l anstelle des Genitivstamms in n zu finden ist, wie zum Beispiel in lateinisch sōl, altgriechisch ἥλιος (hēlios), walisisch haul und russisch солнце (solntse; ausgesprochen sontse), sowie (mit *l > r) Sanskrit स्वर (svár) und Persisch خور (xvar). Tatsächlich hat der l-Stamm auch im Proto-Germanischen überlebt, als *sōwelan, aus dem das gotische sauil (neben sunnō) und das altnordische prosaische sól (neben der poetischen sunna) hervorgegangen sind, und damit die Wörter für Sonne in den modernen skandinavischen Sprachen: Schwedisch und Dänisch solen, Isländisch sólin, usw. ⓘ

Die wichtigsten Adjektive für die Sonne im Englischen sind sunny für Sonnenlicht und, in technischen Zusammenhängen, solar (/ˈsoʊlər/), von lateinisch sol - letzteres findet sich in Begriffen wie Sonnentag, Sonnenfinsternis und Sonnensystem (gelegentlich Sol-System). Vom griechischen helios stammt das seltene Adjektiv heliac (/ˈhiːliæk/). Im Englischen kommen die griechischen und lateinischen Wörter in der Poesie als Personifikationen der Sonne, Helios (/ˈhiːliəs/) und Sol (/ˈsɒl/), vor, während Sol in der Science-Fiction als Name für die Sonne verwendet werden kann, um sie von anderen Sternen zu unterscheiden. Der Begriff Sol mit einem kleinen s wird von Planetenastronomen für die Dauer eines Sonnentages auf einem anderen Planeten wie dem Mars verwendet. ⓘ

Der englische Wochentagsname Sunday stammt vom altenglischen Sunnandæg "Sonnentag" ab, einer germanischen Interpretation des lateinischen Ausdrucks diēs sōlis, der wiederum eine Übersetzung des altgriechischen ἡμέρα ἡλίου (hēmera hēliou) "Tag der Sonne" ist. Das astronomische Symbol für die Sonne ist ein Kreis mit einem Punkt in der Mitte, . Es wird für Einheiten wie M_☉ (Sonnenmasse), R_☉ (Sonnenradius) und L_☉ (Sonnenleuchtkraft) verwendet. ⓘ

Dem gemeingermanischen weiblichen Substantiv „Sonne“ (mittelhochdeutsch sunne, althochdeutsch sunna) liegt die indogermanische Wurzel sāu̯el- zugrunde (vgl. auch lateinisch sol, litauisch sáulė und griechisch hḗlios). ⓘ

Der Name des Sterns ist auch in der Astronomie, wie in der Umgangssprache, einfach „Sonne“, üblicherweise mit dem bestimmten Artikel, im Englischen Sun (korrekterweise mit großem Anfangsbuchstaben, da es sich um einen Eigennamen handelt). In Science-Fiction-Romanen und -Filmen – beispielsweise in Isaac Asimovs Foundation-Zyklus oder der Perry-Rhodan-Serie – wird gelegentlich die lateinische Übersetzung „Sol“ (ebenfalls mit großem Anfangsbuchstaben) verwendet, wenn namentlich von der Sonne als einem Stern von vielen die Rede ist; dies soll eine Parallele zu anderen Sternnamen, die oft aus dem Lateinischen stammen, bilden. In der modernen Astronomie wird diese Bezeichnung nicht verwendet. ⓘ

Allgemeine Merkmale

Die Sonne ist ein Hauptreihenstern vom Typ G, der etwa 99,86 % der Masse des Sonnensystems ausmacht. Die Sonne hat eine absolute Helligkeit von +4,83 und ist damit schätzungsweise heller als etwa 85 % der Sterne in der Milchstraße, von denen die meisten Rote Zwerge sind. Die Sonne ist ein Stern der Population I, d. h. ein Stern mit vielen schweren Elementen. Die Entstehung der Sonne könnte durch die Schockwellen einer oder mehrerer Supernovae in der Nähe ausgelöst worden sein. Dafür spricht der hohe Gehalt an schweren Elementen im Sonnensystem, wie Gold und Uran, im Vergleich zu den Häufigkeiten dieser Elemente in so genannten Populations-II-Sternen, die arm an schweren Elementen sind. Die schweren Elemente könnten höchstwahrscheinlich durch endotherme Kernreaktionen während einer Supernova oder durch Transmutation durch Neutronenabsorption in einem massereichen Stern der zweiten Generation erzeugt worden sein. ⓘ

Die Sonne ist mit einer scheinbaren Helligkeit von -26,74 das bei weitem hellste Objekt am Himmel der Erde. Das ist etwa 13 Milliarden Mal heller als der nächsthellere Stern, Sirius, der eine scheinbare Helligkeit von -1,46 hat. Eine astronomische Einheit (ca. 150.000.000 km) ist definiert als der mittlere Abstand zwischen dem Sonnenmittelpunkt und dem Erdmittelpunkt, wobei der Abstand variiert, wenn sich die Erde vom Perihel im Januar zum Aphel im Juli bewegt. Die Entfernungen können zwischen 147.098.074 km (Perihel) und 152.097.701 km (Aphel) schwanken, und die Extremwerte können zwischen 147.083.346 km und 152.112.126 km liegen. Bei der durchschnittlichen Entfernung legt das Licht den Weg vom Sonnenhorizont zum Erdhorizont in etwa 8 Minuten und 20 Sekunden zurück, während das Licht von den nächstgelegenen Punkten von Sonne und Erde etwa zwei Sekunden weniger benötigt. Die Energie dieses Sonnenlichts unterstützt fast alles Leben auf der Erde durch Photosynthese und bestimmt das Klima und das Wetter auf der Erde. ⓘ

Die Sonne hat keine eindeutige Grenze, aber ihre Dichte nimmt mit zunehmender Höhe über der Photosphäre exponentiell ab. Für Messzwecke wird der Sonnenradius als die Entfernung von ihrem Zentrum bis zum Rand der Photosphäre, der scheinbaren sichtbaren Oberfläche der Sonne, betrachtet. Nach diesem Maßstab ist die Sonne eine nahezu perfekte Kugel mit einer geschätzten Abplattung von 9 Millionsteln, was bedeutet, dass ihr Polardurchmesser von ihrem Äquatordurchmesser um nur 10 Kilometer abweicht. Der Gezeiteneffekt der Planeten ist schwach und beeinflusst die Form der Sonne nicht wesentlich. Die Sonne dreht sich an ihrem Äquator schneller als an ihren Polen. Diese unterschiedliche Rotation wird durch die Konvektionsbewegung aufgrund des Wärmetransports und die Corioliskraft verursacht, die durch die Rotation der Sonne entsteht. In einem durch die Sterne definierten Bezugssystem beträgt die Rotationsperiode am Äquator etwa 25,6 Tage und an den Polen 33,5 Tage. Von der Erde aus gesehen, die die Sonne umkreist, beträgt die scheinbare Rotationsperiode der Sonne am Äquator etwa 28 Tage. Von einem Aussichtspunkt oberhalb des Nordpols aus betrachtet, dreht sich die Sonne gegen den Uhrzeigersinn um ihre Rotationsachse. ⓘ

Zusammensetzung

Die Sonne besteht hauptsächlich aus den chemischen Elementen Wasserstoff und Helium. Zu diesem Zeitpunkt machen sie 74,9 % bzw. 23,8 % der Masse der Sonne in der Photosphäre aus. Alle schwereren Elemente, in der Astronomie Metalle genannt, machen weniger als 2 % der Masse aus, wobei Sauerstoff (etwa 1 % der Sonnenmasse), Kohlenstoff (0,3 %), Neon (0,2 %) und Eisen (0,2 %) am häufigsten vorkommen. ⓘ

Die ursprüngliche chemische Zusammensetzung der Sonne wurde von dem interstellaren Medium übernommen, aus dem sie sich gebildet hat. Ursprünglich enthielt sie etwa 71,1 % Wasserstoff, 27,4 % Helium und 1,5 % schwerere Elemente. Der Wasserstoff und der größte Teil des Heliums in der Sonne wurden durch die Nukleosynthese des Urknalls in den ersten 20 Minuten des Universums erzeugt, und die schwereren Elemente wurden von früheren Generationen von Sternen vor der Entstehung der Sonne erzeugt und in den letzten Phasen des stellaren Lebens und durch Ereignisse wie Supernovae in das interstellare Medium verbreitet. ⓘ

Seit der Entstehung der Sonne besteht der Hauptfusionsprozess in der Fusion von Wasserstoff zu Helium. Im Laufe der letzten 4,6 Milliarden Jahre haben sich die Menge des Heliums und seine Position in der Sonne allmählich verändert. Innerhalb des Kerns hat sich der Heliumanteil aufgrund der Fusion von etwa 24 % auf etwa 60 % erhöht, und ein Teil des Heliums und der schweren Elemente hat sich aufgrund der Schwerkraft von der Photosphäre zum Zentrum der Sonne hin bewegt. Der Anteil der schwereren Elemente ist unverändert. Die Wärme wird vom Sonnenkern durch Strahlung und nicht durch Konvektion nach außen transportiert (siehe Strahlungszone unten), so dass die Fusionsprodukte nicht durch Wärme nach außen getragen werden; sie bleiben im Kern und allmählich hat sich ein innerer Kern aus Helium gebildet, der nicht fusioniert werden kann, weil der Sonnenkern derzeit nicht heiß oder dicht genug ist, um Helium zu fusionieren. In der gegenwärtigen Photosphäre ist der Heliumanteil reduziert, und die Metallizität beträgt nur 84 % des Wertes in der protostellaren Phase (vor Beginn der Kernfusion im Kern). In Zukunft wird sich das Helium im Kern weiter ansammeln, und in etwa 5 Milliarden Jahren wird diese allmähliche Anreicherung schließlich dazu führen, dass die Sonne die Hauptreihe verlässt und zu einem Roten Riesen wird. ⓘ

Die chemische Zusammensetzung der Photosphäre wird normalerweise als repräsentativ für die Zusammensetzung des ursprünglichen Sonnensystems angesehen. Die oben beschriebenen Häufigkeiten der Schwerelemente der Sonne werden in der Regel sowohl durch Spektroskopie der Photosphäre der Sonne als auch durch Messung der Häufigkeiten in Meteoriten gemessen, die nie auf Schmelztemperaturen erhitzt wurden. Man geht davon aus, dass diese Meteoriten die Zusammensetzung der protostellaren Sonne beibehalten und daher nicht von der Ablagerung schwerer Elemente betroffen sind. Die beiden Methoden stimmen im Allgemeinen gut überein. ⓘ

Struktur und Kernfusion

Illustration des Aufbaus der Sonne, in Falschfarben für den Kontrast ⓘ

Kern

Der Kern der Sonne erstreckt sich vom Zentrum bis zu etwa 20-25 % des Sonnenradius. Er hat eine Dichte von bis zu 150 g/cm³ (etwa das 150-fache der Dichte von Wasser) und eine Temperatur von fast 15,7 Millionen Kelvin (K). Im Gegensatz dazu beträgt die Oberflächentemperatur der Sonne etwa 5800 K. Jüngste Analysen der Daten der SOHO-Mission sprechen für eine schnellere Rotationsrate im Kern als in der darüber liegenden Strahlungszone. Die meiste Zeit des Lebens der Sonne wurde Energie durch Kernfusion in der Kernregion durch die Proton-Proton-Kette erzeugt; dieser Prozess wandelt Wasserstoff in Helium um. Gegenwärtig stammen nur 0,8 % der in der Sonne erzeugten Energie aus einer anderen Abfolge von Fusionsreaktionen, dem so genannten CNO-Zyklus, obwohl dieser Anteil mit zunehmendem Alter und größerer Leuchtkraft der Sonne steigen dürfte. ⓘ

Der Kern ist der einzige Bereich der Sonne, der eine nennenswerte Menge thermischer Energie durch Fusion erzeugt. 99 % der Energie wird innerhalb von 24 % des Sonnenradius erzeugt, und bei 30 % des Radius hat die Fusion fast vollständig aufgehört. Der Rest der Sonne wird durch diese Energie aufgeheizt, während sie durch viele aufeinanderfolgende Schichten nach außen übertragen wird und schließlich in die Photosphäre der Sonne gelangt, wo sie durch Strahlung (Photonen) oder Advektion (massive Teilchen) in den Weltraum entweicht. ⓘ

Illustration einer Protonen-Protonen-Reaktionskette, bei der aus Wasserstoff Deuterium, Helium-3 und reguläres Helium-4 entsteht. ⓘ

Die Protonen-Protonen-Reaktionskette läuft im Kern etwa 9,2×10³⁷ Mal pro Sekunde ab, wobei jede Sekunde etwa 3,7×10³⁸ Protonen in Alphateilchen (Heliumkerne) umgewandelt werden (von insgesamt ~8,9×10⁵⁶ freien Protonen in der Sonne), was etwa 6,2×10¹¹ kg/s entspricht. Allerdings braucht jedes Proton (im Durchschnitt) etwa 9 Milliarden Jahre, um mit Hilfe der PP-Kette miteinander zu verschmelzen. Bei der Verschmelzung von vier freien Protonen (Wasserstoffkernen) zu einem einzigen Alphateilchen (Heliumkern) werden etwa 0,7 % der verschmolzenen Masse als Energie freigesetzt, so dass die Sonne Energie mit einer Masse-Energie-Umwandlungsrate von 4,26 Millionen Tonnen pro Sekunde freisetzt (wofür 600 metrische Megatonnen Wasserstoff erforderlich sind), was 384,6 Yottawatt (3,846×10²⁶ W) oder 9,192×10¹⁰ Megatonnen TNT pro Sekunde entspricht. Die große Leistung der Sonne ist vor allem auf die enorme Größe und Dichte ihres Kerns zurückzuführen (im Vergleich zur Erde und zu Gegenständen auf der Erde), wobei pro Kubikmeter nur eine relativ geringe Energiemenge erzeugt wird. Theoretische Modelle des Sonneninneren weisen auf eine maximale Leistungsdichte bzw. Energieerzeugung von etwa 276,5 Watt pro Kubikmeter im Zentrum des Kerns hin, was in etwa der Leistungsdichte im Inneren eines Komposthaufens entspricht. ⓘ

Die Fusionsrate im Kern befindet sich in einem selbstkorrigierenden Gleichgewicht: Eine etwas höhere Fusionsrate würde dazu führen, dass sich der Kern stärker erwärmt und sich gegen das Gewicht der äußeren Schichten leicht ausdehnt, wodurch die Dichte und damit die Fusionsrate sinken und die Störung korrigiert wird; eine etwas niedrigere Rate würde dazu führen, dass sich der Kern abkühlt und leicht schrumpft, wodurch sich die Dichte erhöht und die Fusionsrate steigt und wieder auf die derzeitige Rate zurückgeht. ⓘ

Strahlungszone

Illustration der inneren Struktur verschiedener Sterne: Die Sonne in der Mitte hat eine innere Strahlungszone und eine äußere Konvektionszone. ⓘ

Die Strahlungszone ist die dickste Schicht der Sonne und liegt bei 0,45 Sonnenradien. Vom Kern bis etwa 0,7 Sonnenradien ist die Wärmestrahlung das wichtigste Mittel zur Energieübertragung. Die Temperatur sinkt mit zunehmender Entfernung vom Kern von etwa 7 Millionen auf 2 Millionen Kelvin. Dieser Temperaturgradient ist geringer als der Wert der adiabatischen Stornorate und kann daher keine Konvektion auslösen, was erklärt, warum die Energieübertragung in dieser Zone durch Strahlung und nicht durch thermische Konvektion erfolgt. Wasserstoff- und Helium-Ionen emittieren Photonen, die nur eine kurze Strecke zurücklegen, bevor sie von anderen Ionen wieder absorbiert werden. Die Dichte sinkt um das Hundertfache (von 20 g/cm³ auf 0,2 g/cm³) zwischen 0,25 Sonnenradien und 0,7 Radien, dem oberen Ende der Strahlungszone. ⓘ

Tachokline

Die Strahlungszone und die konvektive Zone sind durch eine Übergangsschicht, die Tachokline, getrennt. Dies ist eine Region, in der der scharfe Regimewechsel zwischen der gleichmäßigen Rotation der Strahlungszone und der differentiellen Rotation der Konvektionszone zu einer großen Scherung zwischen den beiden führt - ein Zustand, in dem aufeinanderfolgende horizontale Schichten aneinander vorbeigleiten. Gegenwärtig geht man davon aus (siehe Sonnendynamo), dass ein magnetischer Dynamo innerhalb dieser Schicht das Magnetfeld der Sonne erzeugt. ⓘ

Konvektionszone

Die Konvektionszone der Sonne erstreckt sich von 0,7 Sonnenradien (500.000 km) bis nahe der Oberfläche. In dieser Schicht ist das Sonnenplasma weder dicht noch heiß genug, um die Wärmeenergie aus dem Inneren durch Strahlung nach außen zu transportieren. Stattdessen ist die Dichte des Plasmas so gering, dass sich Konvektionsströme entwickeln können, die die Energie der Sonne nach außen zur Oberfläche transportieren. Das an der Tachokline erhitzte Material nimmt Wärme auf und dehnt sich aus, wodurch sich seine Dichte verringert und es aufsteigen kann. Infolgedessen entwickelt sich eine geordnete Bewegung der Masse zu thermischen Zellen, die den Großteil der Wärme nach außen in die darüber liegende Photosphäre der Sonne tragen. Sobald das Material durch Diffusion und Strahlung knapp unter der Photosphärenoberfläche abkühlt, nimmt seine Dichte zu, und es sinkt zum Boden der Konvektionszone, wo es erneut Wärme von der Spitze der Strahlungszone aufnimmt und der Konvektionszyklus weitergeht. In der Photosphäre ist die Temperatur auf 5.700 K (das 350-fache) und die Dichte auf nur 0,2 g/m³ (etwa 1/10.000 der Dichte der Luft auf Meereshöhe und 1 Millionstel der Dichte der inneren Schicht der Konvektionszone) gesunken. ⓘ

Die thermischen Säulen der Konvektionszone prägen die Oberfläche der Sonne und verleihen ihr ein körniges Aussehen, das im kleinsten Maßstab als Sonnengranulation und im größeren Maßstab als Supergranulation bezeichnet wird. Die turbulente Konvektion in diesem äußeren Teil des Sonneninneren sorgt für eine "kleinräumige" Dynamowirkung im oberflächennahen Volumen der Sonne. Die thermischen Säulen der Sonne sind Bénard-Zellen und haben die Form von etwa sechseckigen Prismen. ⓘ

Photosphäre

Hochauflösendes Bild der Sonnenoberfläche, aufgenommen mit dem Daniel K. Inouye Solar Telescope (DKIST) ⓘ

Die sichtbare Oberfläche der Sonne, die Photosphäre, ist die Schicht, unterhalb derer die Sonne für das sichtbare Licht undurchlässig wird. Die in dieser Schicht erzeugten Photonen entkommen der Sonne durch die darüber liegende transparente Sonnenatmosphäre und werden zur Sonnenstrahlung, dem Sonnenlicht. Die Veränderung der Lichtundurchlässigkeit ist auf die abnehmende Menge an H--Ionen zurückzuführen, die das sichtbare Licht leicht absorbieren. Umgekehrt entsteht das sichtbare Licht, das wir sehen, wenn Elektronen mit Wasserstoffatomen reagieren und dabei H- Ionen erzeugen. ⓘ

Die Photosphäre ist Dutzende bis Hunderte von Kilometern dick und etwas weniger undurchsichtig als die Luft auf der Erde. Da der obere Teil der Photosphäre kühler ist als der untere Teil, erscheint ein Bild der Sonne im Zentrum heller als am Rand der Sonnenscheibe, ein Phänomen, das als Randverdunkelung bekannt ist. Das Spektrum des Sonnenlichts entspricht in etwa dem eines schwarzen Körpers, der mit 5.777 K (5.504 °C; 9.939 °F) strahlt, durchsetzt mit atomaren Absorptionslinien aus den dünnen Schichten oberhalb der Photosphäre. Die Photosphäre hat eine Teilchendichte von ~10²³ m-3 (etwa 0,37 % der Teilchenzahl pro Volumen der Erdatmosphäre auf Meereshöhe). Die Photosphäre ist nicht vollständig ionisiert - der Ionisierungsgrad beträgt etwa 3 %, wobei fast der gesamte Wasserstoff in atomarer Form vorliegt. ⓘ

Bei frühen Untersuchungen des optischen Spektrums der Photosphäre wurden einige Absorptionslinien gefunden, die nicht den damals auf der Erde bekannten chemischen Elementen entsprachen. Im Jahr 1868 stellte Norman Lockyer die Hypothese auf, dass diese Absorptionslinien von einem neuen Element verursacht wurden, das er nach dem griechischen Sonnengott Helios Helium nannte. Fünfundzwanzig Jahre später wurde Helium auf der Erde isoliert. ⓘ

Atmosphäre

Bei einer totalen Sonnenfinsternis kann die Sonnenkorona während der kurzen Phase der Totalität mit bloßem Auge gesehen werden. ⓘ

Während einer totalen Sonnenfinsternis, wenn die Sonnenscheibe von der des Mondes verdeckt wird, sind Teile der die Sonne umgebenden Atmosphäre zu sehen. Sie besteht aus vier verschiedenen Teilen: der Chromosphäre, dem Übergangsbereich, der Korona und der Heliosphäre. ⓘ

Die kühlste Schicht der Sonne ist ein Temperaturminimum, das sich bis etwa 500 km oberhalb der Photosphäre erstreckt und eine Temperatur von etwa 4 100 K hat. Dieser Teil der Sonne ist kühl genug, um die Existenz einfacher Moleküle wie Kohlenmonoxid und Wasser zu ermöglichen, die über ihre Absorptionsspektren nachgewiesen werden können. ⓘ

Die Chromosphäre, der Übergangsbereich und die Korona sind viel heißer als die Oberfläche der Sonne. Der Grund dafür ist noch nicht ganz geklärt, aber es gibt Hinweise darauf, dass die Alfvén-Wellen genug Energie haben, um die Korona aufzuheizen. ⓘ

Über dem Temperaturminimum befindet sich eine etwa 2.000 km dicke Schicht, die von einem Spektrum von Emissions- und Absorptionslinien dominiert wird. Sie wird Chromosphäre genannt, abgeleitet von der griechischen Wurzel chroma, was Farbe bedeutet, da die Chromosphäre zu Beginn und am Ende von totalen Sonnenfinsternissen als farbiger Blitz sichtbar ist. Die Temperatur der Chromosphäre nimmt mit der Höhe allmählich zu und reicht bis zu etwa 20.000 K in der Nähe der Spitze. Im oberen Teil der Chromosphäre wird Helium teilweise ionisiert. ⓘ

Der Übergangsbereich der Sonne, aufgenommen mit dem optischen Sonnenteleskop von Hinode ⓘ

Oberhalb der Chromosphäre, in einer dünnen (etwa 200 km) Übergangsregion, steigt die Temperatur schnell von etwa 20.000 K in der oberen Chromosphäre auf koronale Temperaturen von etwa 1.000.000 K. Der Temperaturanstieg wird durch die vollständige Ionisierung des Heliums in der Übergangsregion begünstigt, die die Strahlungskühlung des Plasmas erheblich reduziert. Die Übergangsregion befindet sich nicht in einer genau definierten Höhe. Vielmehr bildet sie eine Art Nimbus um chromosphärische Merkmale wie Spicules und Filamente und befindet sich in ständiger, chaotischer Bewegung. Der Übergangsbereich ist von der Erdoberfläche aus nicht leicht zu erkennen, kann aber vom Weltraum aus mit Instrumenten, die für den extrem ultravioletten Teil des Spektrums empfindlich sind, gut beobachtet werden. ⓘ

Die Korona ist die nächste Schicht der Sonne. Die niedrige Korona, nahe der Sonnenoberfläche, hat eine Teilchendichte von etwa 10¹⁵ m-3 bis 10¹⁶ m-3. Die durchschnittliche Temperatur der Korona und des Sonnenwindes liegt bei etwa 1.000.000-2.000.000 K; in den heißesten Regionen beträgt sie jedoch 8.000.000-20.000.000 K. Obwohl es noch keine vollständige Theorie für die Temperatur der Korona gibt, weiß man, dass zumindest ein Teil ihrer Wärme auf die magnetische Rekonnexion zurückzuführen ist. Die Korona ist die ausgedehnte Atmosphäre der Sonne, die ein viel größeres Volumen hat als die Photosphäre der Sonne. Ein Plasmastrom, der von der Sonne nach außen in den interplanetaren Raum strömt, ist der Sonnenwind. ⓘ

Die Heliosphäre, die dünne äußerste Atmosphäre der Sonne, ist mit dem Sonnenwindplasma gefüllt. Diese äußerste Schicht der Sonne beginnt dort, wo die Strömung des Sonnenwindes superalfvénisch wird, d. h. wo die Strömung schneller wird als die Geschwindigkeit der Alfvén-Wellen, also bei etwa 20 Sonnenradien (0,1 AE). Turbulenzen und dynamische Kräfte in der Heliosphäre können die Form der Sonnenkorona im Inneren nicht beeinflussen, da sich die Informationen nur mit der Geschwindigkeit der Alfvén-Wellen ausbreiten können. Der Sonnenwind bewegt sich kontinuierlich durch die Heliosphäre nach außen und formt das solare Magnetfeld spiralförmig, bis er in mehr als 50 AE Entfernung von der Sonne auf die Heliopause trifft. Im Dezember 2004 passierte die Sonde Voyager 1 eine Schockfront, von der man annimmt, dass sie Teil der Heliopause ist. Ende 2012 verzeichnete Voyager 1 einen deutlichen Anstieg der Kollisionen mit kosmischer Strahlung und einen starken Rückgang der niederenergetischen Teilchen aus dem Sonnenwind, was darauf hindeutet, dass die Sonde die Heliopause durchquert hat und in das interstellare Medium eingetreten ist, was am 25. August 2012 in einer Entfernung von etwa 122 Astronomischen Einheiten von der Sonne auch tatsächlich der Fall war. Die Heliosphäre hat einen Heliotenschwanz, der sich aufgrund der Bewegung der Sonne hinter ihr ausdehnt. ⓘ

XUV-Emissionslinien von weniger hoch ionisierten Spezies, wie C IV, O IV, O VI, S VI, stammen aus einer schmalen Übergangsregion, der Grenze der Korona zur Chromosphäre, mit Temperaturen zwischen 10.000 und 700.000 K. Darin befinden sich zwei scharfe Temperatursprünge (entsprechend der Ionisation von Wasserstoff und Helium), die auf absehbare Zeit nicht räumlich aufgelöst werden können. Womöglich ist dort auch die lokale Geschwindigkeitsverteilung der Elektronen nicht-thermisch. Über die wenige 100 km dicke Übergangsregion ändert sich auch die Dichte um drei Größenordnungen, von 10⁻⁷ auf 10⁻¹⁰ g/m³. Die heiße Korona brennt sich gleichsam in die Chromosphäre und scheitert schließlich an den quadratisch mit der Dichte zunehmenden Strahlungsverlusten. Dabei passt sich die Übergangsregion in ihrer Form den dynamischen Vorgängen an der Sonnenoberfläche an – die wesentlichen Einflussgrößen sind die Dichte der Strukturen und die Heizleistung in der Korona. ⓘ

Beobachtungen mit TRACE lassen vermuten, dass der Heizmechanismus der Korona in ihrem unteren Bereich, nahe der Übergangsregion liegen muss, denn die Plasmabögen, deren Dichte nahe ihren Fußpunkten viel größer ist als im Scheitel, sind bis zu den Fußpunkten heiß und dort hell strahlend. ⓘ

Sonnenlicht und Neutrinos

Sonnenlicht und Blendung von der Internationalen Raumstation aus gesehen ⓘ

Die Sonne emittiert Licht im gesamten sichtbaren Spektrum, so dass ihre Farbe weiß ist, mit einem CIE-Farbraumindex nahe (0,3, 0,3), wenn sie aus dem Weltraum betrachtet wird oder wenn die Sonne hoch am Himmel steht. Bei Betrachtung aus dem Weltraum erreicht die Strahlungsintensität der Sonne pro Wellenlänge ihren Höhepunkt im grünen Bereich des Spektrums. Wenn die Sonne tief am Himmel steht, wird sie durch atmosphärische Streuung gelb, rot, orange oder magentarot. Trotz ihrer typischen Weiße stellen sich die meisten Menschen die Sonne als gelb vor; die Gründe dafür sind umstritten. Die Sonne ist ein G2V-Stern, wobei G2 ihre Oberflächentemperatur von etwa 5.778 K (5.505 °C; 9.941 °F) angibt und V bedeutet, dass sie, wie die meisten Sterne, ein Hauptreihenstern ist. ⓘ

Die Solarkonstante ist die Energiemenge, die die Sonne pro Flächeneinheit abgibt, die direkt dem Sonnenlicht ausgesetzt ist. Die Sonnenkonstante entspricht etwa 1.368 W/m² (Watt pro Quadratmeter) in einer Entfernung von einer Astronomischen Einheit (AE) von der Sonne (d. h. auf oder nahe der Erde). Das Sonnenlicht auf der Erdoberfläche wird durch die Erdatmosphäre abgeschwächt, so dass bei klarem Wetter, wenn sich die Sonne in der Nähe des Zenits befindet, weniger Energie auf der Oberfläche ankommt (näher an 1.000 W/m²). Das Sonnenlicht am oberen Rand der Erdatmosphäre besteht (bezogen auf die Gesamtenergie) zu etwa 50 % aus Infrarotlicht, zu 40 % aus sichtbarem Licht und zu 10 % aus ultraviolettem Licht. Die Atmosphäre filtert mehr als 70 % des ultravioletten Lichts der Sonne heraus, vor allem bei den kürzeren Wellenlängen. Die ultraviolette Strahlung der Sonne ionisiert die obere Tagesatmosphäre der Erde, wodurch die elektrisch leitende Ionosphäre entsteht. ⓘ

Das ultraviolette Licht der Sonne hat antiseptische Eigenschaften und kann zur Desinfektion von Werkzeugen und Wasser verwendet werden. Es verursacht auch Sonnenbrand und hat andere biologische Wirkungen wie die Produktion von Vitamin D und die Bräunung durch die Sonne. Es ist auch die Hauptursache für Hautkrebs. Ultraviolettes Licht wird durch die Ozonschicht der Erde stark abgeschwächt, so dass die Menge an UV-Licht je nach Breitengrad stark variiert und teilweise für viele biologische Anpassungen verantwortlich ist, einschließlich der unterschiedlichen Hautfarbe des Menschen in verschiedenen Regionen der Erde.

Außerhalb der Sonnenoberfläche bewegen sich Neutrinos und Photonen mit Lichtgeschwindigkeit

Hochenergetische Gammastrahlen-Photonen, die zunächst bei Fusionsreaktionen im Kern freigesetzt werden, werden fast sofort vom Sonnenplasma der Strahlungszone absorbiert, in der Regel nach einer Reise von nur wenigen Millimetern. Die erneute Emission erfolgt in zufälliger Richtung und normalerweise mit etwas geringerer Energie. Bei dieser Abfolge von Emission und Absorption dauert es sehr lange, bis die Strahlung die Sonnenoberfläche erreicht. Schätzungen der Reisezeit von Photonen liegen zwischen 10.000 und 170.000 Jahren. Im Gegensatz dazu dauert es nur 2,3 Sekunden, bis die Neutrinos, die etwa 2 % der gesamten Energieproduktion der Sonne ausmachen, die Oberfläche erreichen. Da der Energietransport in der Sonne ein Prozess ist, bei dem Photonen im thermodynamischen Gleichgewicht mit der Materie stehen, ist die Zeitskala des Energietransports in der Sonne länger, in der Größenordnung von 30.000.000 Jahren. Das ist die Zeit, die die Sonne brauchen würde, um in einen stabilen Zustand zurückzukehren, wenn sich die Geschwindigkeit der Energieerzeugung in ihrem Kern plötzlich ändern würde. ⓘ

Neutrinos werden ebenfalls durch die Fusionsreaktionen im Kern freigesetzt, aber im Gegensatz zu Photonen gehen sie nur selten eine Wechselwirkung mit der Materie ein, so dass fast alle Neutrinos die Sonne sofort wieder verlassen können. Viele Jahre lang waren die Messungen der Anzahl der in der Sonne erzeugten Neutrinos um den Faktor 3 niedriger als die Theorien vorhersagten. 2001 wurde diese Diskrepanz durch die Entdeckung der Auswirkungen der Neutrino-Oszillation gelöst: Die Sonne sendet die von der Theorie vorhergesagte Anzahl von Neutrinos aus, aber den Neutrinodetektoren fehlten 2⁄3 von ihnen, weil die Neutrinos ihren Geschmack verändert hatten, als sie entdeckt wurden. ⓘ

Magnetische Aktivität

Die Sonne hat ein stellares Magnetfeld, das auf ihrer Oberfläche variiert. Ihr polares Feld beträgt 1-2 Gauß (0,0001-0,0002 T), während das Feld in den Sonnenflecken typischerweise 3.000 Gauß (0,3 T) und in den Sonnenprotuberanzen 10-100 Gauß (0,001-0,01 T) beträgt. Das Magnetfeld variiert zeitlich und örtlich. Der quasi-periodische 11-jährige Sonnenzyklus ist die auffälligste Veränderung, bei der die Anzahl und Größe der Sonnenflecken zu- und abnimmt. ⓘ

Das solare Magnetfeld reicht weit über die Sonne selbst hinaus. Das elektrisch leitende Sonnenwindplasma trägt das Magnetfeld der Sonne in den Weltraum und bildet das so genannte interplanetare Magnetfeld. In einer Näherung, die als ideale Magnetohydrodynamik bekannt ist, bewegen sich die Plasmateilchen nur entlang der Magnetfeldlinien. Infolgedessen dehnt der nach außen strömende Sonnenwind das interplanetare Magnetfeld nach außen aus und zwingt es in eine annähernd radiale Struktur. Bei einem einfachen dipolaren Sonnenmagnetfeld mit entgegengesetzten halbkugelförmigen Polaritäten auf beiden Seiten des Sonnenmagnetäquators bildet sich im Sonnenwind ein dünnes Stromband. ⓘ

In großen Entfernungen verdreht die Rotation der Sonne das dipolare Magnetfeld und das entsprechende Stromband in eine archimedische Spiralstruktur, die Parker-Spirale. Das interplanetare Magnetfeld ist viel stärker als die Dipolkomponente des Sonnenmagnetfeldes. Das Dipolmagnetfeld der Sonne von 50-400 μT (an der Photosphäre) nimmt mit dem Kehrwert der Entfernung ab, was zu einem vorhergesagten Magnetfeld von 0,1 nT in der Entfernung der Erde führt. Den Beobachtungen von Raumfahrzeugen zufolge beträgt das interplanetare Feld am Standort der Erde jedoch rund 5 nT, also etwa das Hundertfache. Der Unterschied ist auf die Magnetfelder zurückzuführen, die durch elektrische Ströme im die Sonne umgebenden Plasma erzeugt werden. ⓘ

Sonnenfleck

Fotografie eines Sonnenflecks im sichtbaren Licht ⓘ

Sonnenflecken sind als dunkle Flecken auf der Photosphäre der Sonne sichtbar und entsprechen Magnetfeldkonzentrationen, bei denen der konvektive Wärmetransport aus dem Sonneninneren zur Oberfläche gehemmt ist. Infolgedessen sind Sonnenflecken etwas kühler als die umgebende Photosphäre, weshalb sie dunkel erscheinen. Während eines typischen Sonnenminimums sind nur wenige Sonnenflecken sichtbar, und gelegentlich sind überhaupt keine zu sehen. Diejenigen, die erscheinen, befinden sich in hohen solaren Breitengraden. Wenn sich der Sonnenzyklus auf sein Maximum zubewegt, bilden sich die Sonnenflecken tendenziell näher am Sonnenäquator, ein Phänomen, das als Spörersches Gesetz bekannt ist. Die größten Sonnenflecken können einen Durchmesser von mehreren zehntausend Kilometern haben. ⓘ

Ein 11-jähriger Sonnenfleckenzyklus ist die Hälfte eines 22-jährigen Babcock-Leighton-Dynamozyklus, der einem oszillierenden Energieaustausch zwischen toroidalen und poloidalen Sonnenmagnetfeldern entspricht. Beim Maximum des Sonnenzyklus ist das äußere poloidale dipolare Magnetfeld nahe seinem Dynamozyklus-Minimum, aber ein internes toroidales quadrupolares Feld, das durch die differentielle Rotation innerhalb der Tachokline erzeugt wird, ist nahe seiner maximalen Stärke. An diesem Punkt des Dynamozyklus erzwingt der Auftrieb in der konvektiven Zone die Entstehung des toroidalen Magnetfelds durch die Photosphäre, wodurch Sonnenfleckenpaare entstehen, die grob in Ost-West-Richtung ausgerichtet sind und deren Fußspuren entgegengesetzte magnetische Polaritäten aufweisen. Die magnetische Polarität der Sonnenfleckenpaare wechselt in jedem Sonnenzyklus, ein Phänomen, das durch das Hale'sche Gesetz beschrieben wird. ⓘ

Während der abnehmenden Phase des Sonnenzyklus verlagert sich die Energie vom inneren toroidalen Magnetfeld auf das äußere poloidale Feld, und die Sonnenflecken nehmen an Zahl und Größe ab. Im Minimum des Sonnenzyklus ist das toroidale Feld entsprechend minimal, die Sonnenflecken sind relativ selten und das poloidale Feld ist am stärksten. Mit dem Beginn des nächsten 11-jährigen Sonnenfleckenzyklus verschiebt sich die magnetische Energie durch die differentielle Rotation wieder vom poloidalen zum toroidalen Feld, allerdings mit entgegengesetzter Polarität zum vorherigen Zyklus. Dieser Prozess setzt sich kontinuierlich fort, und in einem idealisierten, vereinfachten Szenario entspricht jeder 11-jährige Sonnenfleckenzyklus einer Änderung der Gesamtpolarität des großräumigen Magnetfelds der Sonne. ⓘ

Sonnenaktivität

Messungen aus dem Jahr 2005 über die Schwankungen des Sonnenzyklus in den letzten 30 Jahren ⓘ

Das Magnetfeld der Sonne führt zu zahlreichen Effekten, die unter dem Begriff Sonnenaktivität zusammengefasst werden. Sonneneruptionen und koronale Massenauswürfe treten in der Regel bei Sonnenfleckengruppen auf. Langsam wechselnde Hochgeschwindigkeitsströme des Sonnenwindes werden von koronalen Löchern an der Oberfläche der Photosphäre ausgestoßen. Sowohl die koronalen Massenauswürfe als auch die Hochgeschwindigkeitsströme des Sonnenwinds tragen Plasma und das interplanetare Magnetfeld in das Sonnensystem hinaus. Zu den Auswirkungen der Sonnenaktivität auf der Erde gehören Polarlichter in mittleren bis hohen Breitengraden sowie Störungen des Funkverkehrs und der elektrischen Energieversorgung. Es wird angenommen, dass die Sonnenaktivität eine große Rolle bei der Entstehung und Entwicklung des Sonnensystems gespielt hat. ⓘ

Einige Wissenschaftler gehen davon aus, dass langfristige, säkulare Veränderungen der Sonnenfleckenzahl mit langfristigen Veränderungen der Sonneneinstrahlung korrelieren, die wiederum das langfristige Klima der Erde beeinflussen könnten. Der Sonnenzyklus beeinflusst die Wetterbedingungen im Weltraum, einschließlich derer, die die Erde umgeben. Im 17. Jahrhundert beispielsweise schien der Sonnenzyklus für mehrere Jahrzehnte völlig zum Stillstand gekommen zu sein; während einer Periode, die als Maunder-Minimum bekannt ist, wurden nur wenige Sonnenflecken beobachtet. Dies fiel zeitlich mit der Kleinen Eiszeit zusammen, als in Europa ungewöhnlich kalte Temperaturen herrschten. Frühere ausgedehnte Minima wurden durch die Analyse von Baumringen entdeckt und scheinen mit unterdurchschnittlichen globalen Temperaturen zusammengefallen zu sein. ⓘ

Im Dezember 2019 wurde eine neue Art von magnetischer Sonnenexplosion beobachtet, die als erzwungene magnetische Rekonnexion bezeichnet wird. Zuvor wurde bei einem Prozess, der als spontane magnetische Rekonnexion bezeichnet wird, beobachtet, dass die solaren Magnetfeldlinien explosionsartig auseinanderlaufen und dann augenblicklich wieder zusammenlaufen. Die erzwungene magnetische Rekonnexion war ähnlich, wurde aber durch eine Explosion in der Korona ausgelöst. ⓘ

Lebensphasen

Die Sonne befindet sich heute etwa in der Mitte der stabilsten Phase ihres Lebens. Sie hat sich seit über vier Milliarden Jahren nicht mehr dramatisch verändert und wird noch mehr als fünf Milliarden Jahre lang ziemlich stabil bleiben. Wenn jedoch die Wasserstofffusion in ihrem Kern beendet ist, wird die Sonne dramatische Veränderungen erfahren, sowohl in ihrem Inneren als auch nach außen hin. Sie ist massereicher als 71 von 75 anderen Sternen im Umkreis von 5 pc, d. h. sie gehört zu den oberen ~5 %. ⓘ

Entstehung

Die Sonne entstand vor etwa 4,6 Milliarden Jahren durch den Zusammenbruch eines Teils einer riesigen Molekülwolke, die hauptsächlich aus Wasserstoff und Helium bestand und aus der wahrscheinlich viele andere Sterne hervorgingen. Dieses Alter wird mit Hilfe von Computermodellen der Sternentwicklung und durch Nukleokosmochronologie geschätzt. Das Ergebnis stimmt mit dem radiometrischen Datum des ältesten Materials des Sonnensystems überein, das 4,567 Milliarden Jahre alt ist. Untersuchungen alter Meteoriten zeigen Spuren von stabilen Tochterkernen kurzlebiger Isotope wie Eisen-60, die nur in explodierenden, kurzlebigen Sternen entstehen. Dies deutet darauf hin, dass eine oder mehrere Supernovae in der Nähe des Ortes stattgefunden haben müssen, an dem die Sonne entstand. Eine Schockwelle von einer nahe gelegenen Supernova hätte die Entstehung der Sonne ausgelöst, indem sie die Materie in der Molekülwolke komprimierte und bestimmte Regionen unter ihrer eigenen Schwerkraft zum Kollaps brachte. Als ein Fragment der Wolke kollabierte, begann es aufgrund der Drehimpulserhaltung zu rotieren und erhitzte sich durch den zunehmenden Druck. Ein Großteil der Masse konzentrierte sich im Zentrum, während sich der Rest zu einer Scheibe abflachte, aus der die Planeten und andere Körper des Sonnensystems entstehen sollten. Die Schwerkraft und der Druck im Kern der Wolke erzeugten eine große Hitze, während sie mehr Materie aus der umgebenden Scheibe anhäuften und schließlich eine Kernfusion auslösten. ⓘ

HD 162826 und HD 186302 sind vermutlich stellare Geschwister der Sonne, die in derselben Molekülwolke entstanden. ⓘ

Hauptreihenfolge

Entwicklung eines sonnenähnlichen Sterns. Der Weg eines Sterns mit einer Sonnenmasse im Hertzsprung-Russell-Diagramm ist von der Hauptreihe bis zum Stadium nach dem asymptotischen Riesenzweig dargestellt. ⓘ

Die Sonne befindet sich etwa in der Hälfte ihrer Hauptreihenphase, in der Kernfusionsreaktionen in ihrem Kern Wasserstoff zu Helium verschmelzen. Jede Sekunde werden mehr als vier Millionen Tonnen Materie im Sonnenkern in Energie umgewandelt, wobei Neutrinos und Sonnenstrahlung entstehen. Mit dieser Geschwindigkeit hat die Sonne bisher etwa das 100-fache der Masse der Erde in Energie umgewandelt, was etwa 0,03 % der Gesamtmasse der Sonne entspricht. Die Sonne wird insgesamt etwa 10 Milliarden Jahre als Hauptreihenstern verbringen. ⓘ

Während ihrer Zeit auf der Hauptreihe wird die Sonne allmählich heißer in ihrem Kern, heißer an der Oberfläche, größer im Radius und leuchtet stärker: Seit dem Beginn ihres Lebens auf der Hauptreihe hat sich ihr Radius um 15 % vergrößert und die Oberflächentemperatur hat sich von 5.620 K (5.350 °C; 9.660 °F) auf 5.777 K (5.504 °C; 9.939 °F) erhöht, was zu einem Anstieg der Leuchtkraft um 48 % von 0,677 Sonnenleuchtkräften auf ihre heutige Leuchtkraft von 1,0 Sonnenleuchtkräften führt. Dies ist darauf zurückzuführen, dass die Heliumatome im Kern ein höheres mittleres Molekulargewicht haben als die Wasserstoffatome, die fusioniert wurden, was zu einem geringeren Wärmedruck führt. Der Kern schrumpft daher, so dass die äußeren Schichten der Sonne näher an das Zentrum heranrücken und Gravitationsenergie freisetzen. Nach dem Virialtheorem geht die Hälfte dieser freigesetzten Gravitationsenergie in die Erwärmung, was zu einem allmählichen Anstieg der Fusionsrate und damit zu einer Zunahme der Leuchtkraft führt. Dieser Prozess beschleunigt sich, wenn der Kern allmählich dichter wird. Zurzeit nimmt die Helligkeit alle 100 Millionen Jahre um etwa 1 % zu. Es dauert noch mindestens 1 Milliarde Jahre, bis die Erde durch diese Zunahme flüssiges Wasser verliert. ⓘ

Nach der Erschöpfung des Wasserstoffs im Kern

Die Größe der heutigen Sonne (jetzt in der Hauptreihe) im Vergleich zu ihrer geschätzten Größe während der Phase des Roten Riesen in der Zukunft ⓘ

Die Sonne hat nicht genug Masse, um als Supernova zu explodieren. Wenn ihr in etwa 5 Milliarden Jahren der Wasserstoff im Kern ausgeht, wird die Wasserstofffusion im Kern aufhören, und es wird nichts mehr geben, was das Zusammenziehen des Kerns verhindern könnte. Durch die Freisetzung potenzieller Gravitationsenergie wird die Leuchtkraft der Sonne zunehmen, wodurch die Hauptreihenphase beendet wird und sich die Sonne in den nächsten Milliarden Jahren ausdehnt: zunächst zu einem Unterriesen und dann zu einem Roten Riesen. Die durch die Gravitationskontraktion verursachte Erwärmung wird auch zu einer Wasserstofffusion in einer Schale direkt außerhalb des Kerns führen, in der unkondensierter Wasserstoff verbleibt, der zu der erhöhten Leuchtkraft beiträgt, die schließlich mehr als das 1.000-fache der heutigen Leuchtkraft erreichen wird. Wenn die Sonne in die Phase des Roten Riesen (RGB) eintritt, wird sie Merkur und (wahrscheinlich) die Venus verschlingen und etwa 0,75 AE (110 Millionen km) erreichen. Die Sonne wird etwa eine Milliarde Jahre in der RGB-Phase verbringen und etwa ein Drittel ihrer Masse verlieren. ⓘ

Nach dem Rote-Riesen-Zweig hat die Sonne noch etwa 120 Millionen Jahre aktives Leben, aber dann passiert viel. Zunächst entzündet sich der Kern (voller entartetem Helium) heftig im Heliumblitz; man schätzt, dass 6 % des Kerns - selbst 40 % der Sonnenmasse - innerhalb weniger Minuten durch den Triple-Alpha-Prozess in Kohlenstoff umgewandelt werden. Die Sonne schrumpft dann auf etwa das Zehnfache ihrer heutigen Größe und die 50-fache Leuchtkraft bei einer etwas niedrigeren Temperatur als heute. Sie hat dann den roten Klumpen oder den horizontalen Ast erreicht, aber ein Stern mit der Metallizität der Sonne entwickelt sich nicht blau entlang des horizontalen Astes. Stattdessen wird er im Laufe von etwa 100 Millionen Jahren nur mäßig größer und leuchtet stärker, da er im Kern weiterhin Helium umsetzt. ⓘ

Wenn das Helium aufgebraucht ist, wird die Sonne die Expansion wiederholen, die sie durchlaufen hat, als der Wasserstoff im Kern aufgebraucht war. Diesmal geht es jedoch schneller, und die Sonne wird größer und leuchtet stärker, so dass sie die Venus verschlingt, wenn sie es nicht schon getan hat. Dies ist die Phase der asymptotischen Riesenverzweigung, und die Sonne reagiert abwechselnd mit Wasserstoff in einer Hülle oder mit Helium in einer tieferen Hülle. Nach etwa 20 Millionen Jahren auf dem frühen asymptotischen Riesenast wird die Sonne zunehmend instabil, mit schnellem Massenverlust und thermischen Impulsen, die etwa alle 100.000 Jahre für ein paar hundert Jahre die Größe und Leuchtkraft erhöhen. Die thermischen Impulse werden jedes Mal größer, wobei die späteren Impulse die Leuchtkraft auf das 5.000-fache des derzeitigen Wertes und den Radius auf über 1 AE (150 Millionen km) ansteigen lassen. ⓘ

Einem Modell aus dem Jahr 2008 zufolge wird sich die Erdbahn aufgrund des Massenverlusts der Sonne als Roter Riese zunächst auf höchstens 1,5 AE (220 Mio. km) ausgedehnt haben. Später jedoch wird die Erdbahn aufgrund der Gezeitenkräfte (und schließlich aufgrund des Widerstandes der unteren Chromosphäre) zu schrumpfen beginnen, so dass sie während der Spitze der Phase des Roten-Riesen-Zweigs von der Sonne verschlungen wird, 3,8 bzw. 1 Million Jahre nachdem Merkur und Venus dasselbe Schicksal erlitten haben. Die Modelle unterscheiden sich in Bezug auf die Geschwindigkeit und den Zeitpunkt des Massenverlustes. Modelle mit einem höheren Massenverlust auf dem Roten-Riesen-Zweig führen zu kleineren, weniger leuchtkräftigen Sternen an der Spitze des Asymptotischen-Riesen-Zweigs, die vielleicht nur die 2.000-fache Leuchtkraft und weniger als den 200-fachen Radius haben. Für die Sonne werden vier thermische Impulse vorhergesagt, bevor sie ihre äußere Hülle vollständig verliert und beginnt, einen planetarischen Nebel zu bilden. Am Ende dieser Phase, die etwa 500.000 Jahre dauert, wird die Sonne nur noch etwa die Hälfte ihrer heutigen Masse haben. ⓘ

Die Entwicklung nach der asymptotischen Riesenverzweigung verläuft noch schneller. Die Leuchtkraft bleibt bei steigender Temperatur annähernd konstant, wobei die ausgestoßene Hälfte der Sonnenmasse zu einem planetarischen Nebel ionisiert wird, wenn der freiliegende Kern 30.000 K (29.700 °C; 53.500 °F) erreicht, als befände er sich in einer Art blauer Schleife. Der endgültige nackte Kern, ein Weißer Zwerg, wird eine Temperatur von über 100.000 K (100.000 °C; 180.000 °F) haben und schätzungsweise 54,05 % der heutigen Masse der Sonne enthalten. Der planetarische Nebel wird sich in etwa 10.000 Jahren auflösen, aber der Weiße Zwerg wird Billionen von Jahren überleben, bevor er zu einem hypothetischen Schwarzen Zwerg verblasst. ⓘ

Phase	Dauer in Millionen Jahren	Leuchtkraft (in L☉)	Radius (in R☉) ⓘ
Hauptreihenstern	11.000	0,7 … 2,2	0,9 … 1,6
Übergangsphase	700	2,3	1,6 … 2,3
Roter Riese	600	2,3 … 2300	2,3 … 166
Beginn des He-Brennens	110	44	etwa 10
He-Schalenbrennen	20	44 … 2000	10 … 130
Instabile Phase	0,4	500 … 5000	50 … 200
Übergang zu Weißem Zwerg mit planetarischem Nebel	0,1	3500 … 0,1	100 … 0,08

Dieser Ablauf lässt sich anhand der Gesetze der Physik und der Kenntnis kernphysikalischer Prozesse aus Laborexperimenten im Computer modellieren. Die Kenndaten der einzelnen Phasen sind in der Tabelle von Sackmann angegeben. Der Index Null markiert die heutigen Zustandsgrößen der Sonne, das heißt im Alter von 4,6 Milliarden Jahren. ⓘ

Möglicherweise entstand die Sonne in einem offenen Sternhaufen zusammen mit vielen anderen Sternen. Nach etwa 100 Mio. Jahren hat sich dieser Sternhaufen aufgelöst. Heute sind die einzelnen Mitglieder über die ganze Milchstraße verstreut. Im Jahre 2014 wurde mit HD 162826 ein Stern gefunden, welcher der Sonne chemisch sehr ähnlich ist und somit ein solar sibling sein könnte aus demselben ursprünglichen Sternhaufen. ⓘ

Bewegung und Standort

Das Sonnensystem

Das Sonnensystem mit den Größen der Sonne und der Planeten im Maßstab. Die terrestrischen Planeten sind auf der rechten Seite, die Gas- und Eisriesen sind auf der linken Seite.

Die Sonne wird von acht bekannten Planeten umkreist. Dazu gehören vier terrestrische Planeten (Merkur, Venus, Erde und Mars), zwei Gasriesen (Jupiter und Saturn) und zwei Eisriesen (Uranus und Neptun). Zum Sonnensystem gehören außerdem neun Körper, die im Allgemeinen als Zwergplaneten gelten, sowie einige weitere Kandidaten, ein Asteroidengürtel, zahlreiche Kometen und eine große Anzahl von Eiskörpern, die jenseits der Umlaufbahn des Neptun liegen. Sechs der Planeten und viele kleinere Körper haben auch ihre eigenen natürlichen Satelliten: insbesondere die Satellitensysteme von Jupiter, Saturn und Uranus sind in gewisser Weise wie Miniaturversionen des Sonnensystems. ⓘ

Die Sonne wird durch die Anziehungskraft der Planeten bewegt. Das Zentrum der Sonne befindet sich immer innerhalb von 2,2 Sonnenradien vom Baryzentrum. Diese Bewegung der Sonne ist hauptsächlich auf Jupiter, Saturn, Uranus und Neptun zurückzuführen. Während einiger Perioden von mehreren Jahrzehnten ist die Bewegung ziemlich regelmäßig und bildet ein Kleeblattmuster, während sie zwischen diesen Perioden eher chaotisch erscheint. Nach 179 Jahren (dem Neunfachen der synodischen Periode von Jupiter und Saturn) wiederholt sich das Muster mehr oder weniger, allerdings um etwa 24° gedreht. Die Bahnen der inneren Planeten, einschließlich der Erde, werden in ähnlicher Weise durch dieselben Gravitationskräfte verschoben, so dass die Bewegung der Sonne nur geringe Auswirkungen auf die relativen Positionen von Erde und Sonne oder auf die Sonneneinstrahlung auf die Erde in Abhängigkeit von der Zeit hat. ⓘ

Geschichte der Beobachtung

Frühes Verständnis

Der Trundholmer Sonnenwagen, der von einem Pferd gezogen wird, ist eine Skulptur, von der man annimmt, dass sie einen wichtigen Teil der nordischen Mythologie der Bronzezeit illustriert. ⓘ

Die Sonne war im Laufe der Menschheitsgeschichte in vielen Kulturen ein Objekt der Verehrung. Das grundlegendste Verständnis der Menschheit von der Sonne ist das der leuchtenden Scheibe am Himmel, deren Anwesenheit über dem Horizont den Tag und deren Abwesenheit die Nacht verursacht. In vielen prähistorischen und antiken Kulturen wurde die Sonne für eine Sonnengottheit oder ein anderes übernatürliches Wesen gehalten. Die Sonne hat in vielen Weltreligionen eine wichtige Rolle gespielt, wie in einem späteren Abschnitt beschrieben wird. ⓘ

Zu Beginn des ersten Jahrtausends v. Chr. beobachteten babylonische Astronomen, dass die Bewegung der Sonne entlang der Ekliptik nicht gleichmäßig ist, obwohl sie nicht wussten, warum; heute weiß man, dass dies auf die Bewegung der Erde in einer elliptischen Umlaufbahn um die Sonne zurückzuführen ist, wobei sich die Erde schneller bewegt, wenn sie der Sonne näher ist (Perihel), und langsamer, wenn sie weiter entfernt ist (Aphel). ⓘ

Einer der ersten, der eine wissenschaftliche oder philosophische Erklärung für die Sonne lieferte, war der griechische Philosoph Anaxagoras. Er vertrat die Ansicht, dass die Sonne nicht der Wagen des Helios sei, sondern ein riesiger flammender Metallball, der sogar größer sei als das Land des Peloponnes, und dass der Mond das Licht der Sonne reflektiere. Wegen dieser ketzerischen Lehre wurde er von den Behörden eingekerkert und zum Tode verurteilt, kam aber später durch die Intervention von Perikles wieder frei. Eratosthenes schätzte die Entfernung zwischen Erde und Sonne im 3. Jahrhundert v. Chr. als "von Stadien Myriaden 400 und 80000", wobei die Übersetzung nicht eindeutig ist und entweder 4.080.000 Stadien (755.000 km) oder 804.000.000 Stadien (148 bis 153 Millionen Kilometer oder 0,99 bis 1,02 AE) bedeutet; der letztgenannte Wert ist mit einer Genauigkeit von wenigen Prozent korrekt. Im 1. Jahrhundert n. Chr. schätzte Ptolemäus die Entfernung auf das 1.210-fache des Erdradius, etwa 7,71 Millionen Kilometer (0,0515 AE). ⓘ

Die Theorie, dass die Sonne das Zentrum ist, um das die Planeten kreisen, wurde erstmals im 3. Jahrhundert v. Chr. von dem Griechen Aristarchos von Samos vorgeschlagen und später von Seleukos von Seleukien übernommen (siehe Heliozentrismus). Diese Ansicht wurde im 16. Jahrhundert von Nikolaus Kopernikus in einem detaillierteren mathematischen Modell eines heliozentrischen Systems weiterentwickelt. ⓘ

Entwicklung des wissenschaftlichen Verständnisses

Beobachtungen von Sonnenflecken wurden während der Han-Dynastie (206 v. Chr. - 220 n. Chr.) von chinesischen Astronomen aufgezeichnet, die über Jahrhunderte hinweg Aufzeichnungen über diese Beobachtungen führten. Auch Averroes lieferte im 12. Jahrhundert eine Beschreibung von Sonnenflecken. Die Erfindung des Teleskops im frühen 17. Jahrhundert ermöglichte detaillierte Beobachtungen von Sonnenflecken durch Thomas Harriot, Galileo Galilei und andere Astronomen. Galilei vertrat die Ansicht, dass sich die Sonnenflecken auf der Oberfläche der Sonne befinden und nicht kleine Objekte sind, die zwischen Erde und Sonne vorbeiziehen. ⓘ

Zu den arabischen astronomischen Beiträgen gehört die Entdeckung von Al-Battani, dass sich die Richtung des Apogäums der Sonne (der Ort in der Sonnenbahn gegenüber den Fixsternen, an dem sie sich am langsamsten zu bewegen scheint) ändert. (In modernen heliozentrischen Begriffen wird dies durch eine allmähliche Bewegung des Aphels der Erdumlaufbahn verursacht). Ibn Yunus beobachtete viele Jahre lang mit einem großen Astrolabium mehr als 10.000 Einträge für die Position der Sonne. ⓘ

Sol, die Sonne, aus einer Ausgabe von Guido Bonattis Liber astronomiae von 1550. ⓘ

Aus der Beobachtung eines Venustransits im Jahr 1032 schloss der persische Astronom und Universalgelehrte Ibn Sina, dass die Venus der Erde näher ist als die Sonne. Im Jahr 1672 bestimmten Giovanni Cassini und Jean Richer die Entfernung zum Mars und konnten so die Entfernung zur Sonne berechnen. ⓘ

1666 beobachtete Isaac Newton das Licht der Sonne mit Hilfe eines Prismas und zeigte, dass es sich aus Licht vieler Farben zusammensetzt. Im Jahr 1800 entdeckte William Herschel die Infrarotstrahlung jenseits des roten Teils des Sonnenspektrums. Das 19. Jahrhundert brachte Fortschritte bei der spektroskopischen Untersuchung der Sonne; Joseph von Fraunhofer zeichnete mehr als 600 Absorptionslinien im Spektrum auf, von denen die stärksten noch heute häufig als Fraunhofer-Linien bezeichnet werden. In den Anfangsjahren der modernen Wissenschaft war die Energiequelle der Sonne ein großes Rätsel. Lord Kelvin vermutete, dass die Sonne ein sich allmählich abkühlender flüssiger Körper ist, der einen inneren Wärmespeicher abstrahlt. Kelvin und Hermann von Helmholtz schlugen daraufhin einen Mechanismus der Gravitationskontraktion vor, um die Energieabgabe zu erklären, aber die daraus resultierende Altersschätzung lag bei nur 20 Millionen Jahren und damit weit unter der Zeitspanne von mindestens 300 Millionen Jahren, die einige geologische Entdeckungen jener Zeit nahelegten. 1890 schlug Joseph Lockyer, der Helium im Sonnenspektrum entdeckte, eine meteoritische Hypothese für die Entstehung und Entwicklung der Sonne vor. ⓘ

Erst 1904 wurde eine dokumentierte Lösung angeboten. Ernest Rutherford schlug vor, dass die Leistung der Sonne durch eine interne Wärmequelle aufrechterhalten werden könnte, und schlug radioaktiven Zerfall als Quelle vor. Es war jedoch Albert Einstein, der mit seiner Masse-Energie-Äquivalenz-Relation E = mc² den entscheidenden Hinweis auf die Quelle des Energieausstoßes der Sonne liefern sollte. 1920 schlug Sir Arthur Eddington vor, dass die Drücke und Temperaturen im Kern der Sonne eine Kernfusionsreaktion hervorrufen könnten, bei der Wasserstoff (Protonen) zu Heliumkernen verschmelzen, was zu einer Energieerzeugung aus der Nettomassenänderung führt. Das Überwiegen von Wasserstoff in der Sonne wurde 1925 von Cecilia Payne anhand der von Meghnad Saha entwickelten Ionisationstheorie bestätigt. Das theoretische Konzept der Kernfusion wurde in den 1930er Jahren von den Astrophysikern Subrahmanyan Chandrasekhar und Hans Bethe entwickelt. Hans Bethe berechnete die Details der beiden wichtigsten energieerzeugenden Kernreaktionen, die die Sonne antreiben. Im Jahr 1957 zeigten Margaret Burbidge, Geoffrey Burbidge, William Fowler und Fred Hoyle, dass die meisten Elemente im Universum durch Kernreaktionen im Inneren von Sternen, wie der Sonne, synthetisiert wurden. ⓘ

Ein einzelner Sonnenfleck ⓘ

Auch in Europa hatte man zu der damaligen Zeit Sonnenflecken wahrgenommen, wobei man sie allerdings für „atmosphärische Ausdünstungen“ hielt. Erst die Entwicklung des Teleskops führte zu einer systematischen Erforschung des Phänomens. Im Jahr 1610 beobachteten Galilei und Thomas Harriot die Flecken erstmals mittels Teleskop. Johann Fabricius beschrieb sie 1611 als Erster in einer wissenschaftlichen Abhandlung. Die beobachtete Wanderung der Flecken auf der Sonnenscheibe führte er zutreffend auf die Eigenrotation der Sonne zurück. 1619 postulierte Johannes Kepler einen Sonnenwind, da der Schweif von Kometen immer von der Sonne weggerichtet ist. 1775 vermutete Christian Horrobow bereits, dass die Sonnenflecken einer gewissen Periodizität unterliegen. ⓘ

Das vollständige Spektrum der Sonne im sichtbaren Licht mit den dunklen Fraunhofer’schen Absorptionslinien (Spektrallinien). Das gesamte Spektrum ist hier in mehrere untereinander angeordnete Streifen unterteilt. ⓘ

1802 wies William Hyde Wollaston erstmals dunkle Linien (Absorptionslinien) im Sonnenspektrum nach. Joseph von Fraunhofer untersuchte die Linien ab 1814 systematisch, sie werden daher auch als „Fraunhoferlinien“ bezeichnet. 1868 fand Jules Janssen während einer Sonnenfinsternis eine Linie des damals noch unbekannten Heliums, das seinen Namen nach dem griechischen Namen der Sonne erhielt. ⓘ

1843 publizierte Samuel Heinrich Schwabe seine Entdeckung des Zyklus der Sonnenfleckenaktivität. 1849 wurde die Sonnenfleckenrelativzahl eingeführt, die die Anzahl und Größe der Sonnenflecken wiedergibt. Seither werden die Flecken regelmäßig beobachtet und gezählt. 1889 entwickelte George Ellery Hale den Spektroheliografen. Henry Augustus Rowland vollendete 1897 einen Atlas des Sonnenspektrums, der sämtliche Spektrallinien enthält. 1908 entdeckte George Ellery Hale die Aufspaltung von Spektrallinien im Bereich der Sonnenflecken durch magnetische Kräfte (Zeeman-Effekt). 1930 beobachtete Bernard Ferdinand Lyot die Sonnenkorona außerhalb einer totalen Finsternis. ⓘ

1960 wurde die Schwingung der Photosphäre nachgewiesen. Dies war der Beginn der Helioseismologie, die die Eigenschwingungen der Sonne untersucht und daraus den inneren Aufbau sowie Prozesse ableitet. ⓘ

Im Laufe der Zeit wurden spezielle Sonnenobservatorien errichtet, die ausschließlich der Beobachtung der Sonne dienen. ⓘ

Solare Raumfahrtmissionen

Falschfarbenbild aus dem Jahr 2010, gesehen im ultravioletten Licht mit einer Wellenlänge von 30,4 Nanometern ⓘ

Die ersten Satelliten, die für die Langzeitbeobachtung der Sonne aus dem interplanetaren Raum konzipiert wurden, waren die Pioneers 6, 7, 8 und 9 der NASA, die zwischen 1959 und 1968 gestartet wurden. Diese Sonden umkreisten die Sonne in einem erdähnlichen Abstand und führten die ersten detaillierten Messungen des Sonnenwinds und des solaren Magnetfelds durch. Pioneer 9 war besonders lange in Betrieb und übermittelte bis Mai 1983 Daten. ⓘ

In den 1970er Jahren lieferten zwei Helios-Sonden und die Apollo-Teleskophalterung Skylab den Wissenschaftlern wichtige neue Daten über den Sonnenwind und die Sonnenkorona. Bei den Sonden Helios 1 und 2 handelte es sich um eine amerikanisch-deutsche Zusammenarbeit, die den Sonnenwind von einer Umlaufbahn aus untersuchte, auf der sich die Sonde im Perihel der Merkurbahn befand. Die 1973 von der NASA gestartete Raumstation Skylab enthielt ein Sonnenbeobachtungsmodul, das Apollo Telescope Mount, das von den Astronauten auf der Station bedient wurde. Skylab ermöglichte die ersten zeitaufgelösten Beobachtungen der solaren Übergangsregion und der ultravioletten Emissionen der Sonnenkorona. Zu den Entdeckungen gehörten die ersten Beobachtungen von koronalen Massenauswürfen, damals "koronale Transienten" genannt, und von koronalen Löchern, von denen heute bekannt ist, dass sie eng mit dem Sonnenwind verbunden sind. ⓘ

In den 1970er Jahren konzentrierte sich ein Großteil der Forschung auf die Häufigkeit der Elemente der Eisengruppe in der Sonne. Trotz umfangreicher Forschungsarbeiten war es bis 1978 schwierig, die Häufigkeit einiger Eisengruppenelemente (z. B. Kobalt und Mangan) aufgrund ihrer Hyperfeinstruktur spektrographisch zu bestimmen. Der erste weitgehend vollständige Satz von Oszillatorstärken einfach ionisierter Eisengruppenelemente wurde in den 1960er Jahren zur Verfügung gestellt, und diese wurden später verbessert. Im Jahr 1978 wurden die Häufigkeiten der einfach ionisierten Elemente der Eisengruppe abgeleitet.

Verschiedene Autoren haben die Existenz eines Gradienten in der Isotopenzusammensetzung solarer und planetarer Edelgase in Betracht gezogen, z. B. Korrelationen zwischen den Isotopenzusammensetzungen von Neon und Xenon in der Sonne und auf den Planeten. Vor 1983 ging man davon aus, dass die gesamte Sonne die gleiche Zusammensetzung hat wie die Sonnenatmosphäre. Im Jahr 1983 wurde behauptet, dass die Isotopenzusammensetzung zwischen den Edelgasen auf den Planeten und im Sonnenwind durch die Fraktionierung in der Sonne selbst verursacht wird.

Eine Falschfarbendarstellung eines koronalen Lochs auf der Sonne, das ein Fragezeichen bildet (22. Dezember 2017)

Im Jahr 1980 startete die NASA die Solar Maximum Mission. Diese Raumsonde sollte die Gammastrahlung, Röntgenstrahlung und UV-Strahlung von Sonneneruptionen während einer Zeit hoher Sonnenaktivität und Sonnenleuchtkraft beobachten. Nur wenige Monate nach dem Start wurde die Sonde jedoch aufgrund eines Elektronikfehlers in den Standby-Modus versetzt und verbrachte die nächsten drei Jahre in diesem inaktiven Zustand. Im Jahr 1984 wurde der Satellit im Rahmen der Space Shuttle Challenger-Mission STS-41C geborgen und seine Elektronik repariert, bevor er wieder in die Umlaufbahn gebracht wurde. Die Solar Maximum Mission nahm anschließend Tausende von Bildern der Sonnenkorona auf, bevor sie im Juni 1989 wieder in die Erdatmosphäre eintrat. ⓘ

Der 1991 gestartete japanische Satellit Yohkoh (Sunbeam) beobachtete Sonneneruptionen bei Röntgenwellenlängen. Die Daten der Mission ermöglichten es den Wissenschaftlern, verschiedene Arten von Flares zu identifizieren, und zeigten, dass die Korona abseits der Regionen mit höchster Aktivität viel dynamischer und aktiver war als bisher angenommen. Yohkoh beobachtete einen ganzen Sonnenzyklus, ging dann aber in den Standby-Modus, als eine ringförmige Sonnenfinsternis im Jahr 2001 dazu führte, dass er die Sonne nicht mehr erfassen konnte. Im Jahr 2005 wurde er durch einen Wiedereintritt in die Atmosphäre zerstört. ⓘ

Eine der bisher wichtigsten Sonnenmissionen war das Solar and Heliospheric Observatory, das gemeinsam von der Europäischen Weltraumorganisation und der NASA gebaut und am 2. Dezember 1995 gestartet wurde. Ursprünglich war eine zweijährige Mission geplant, doch im Oktober 2009 wurde eine Verlängerung der Mission bis 2012 genehmigt. Es hat sich als so nützlich erwiesen, dass im Februar 2010 eine Nachfolgemission, das Solar Dynamics Observatory, gestartet wurde. SOHO befindet sich am Lagrange-Punkt zwischen der Erde und der Sonne (an dem die Anziehungskraft von beiden gleich groß ist) und hat seit seinem Start einen konstanten Blick auf die Sonne in vielen Wellenlängenbereichen ermöglicht. Neben der direkten Sonnenbeobachtung hat SOHO die Entdeckung einer großen Anzahl von Kometen ermöglicht, zumeist winzige Kometen, die beim Vorbeiflug an der Sonne verglühen. ⓘ

Ausbruch einer Sonneneruption in falscher Farbe im August 2012, aufgenommen vom Solar Dynamics Observatory ⓘ

Alle diese Satelliten haben die Sonne von der Ebene der Ekliptik aus beobachtet und somit nur die äquatorialen Regionen im Detail erfasst. Die Sonde Ulysses wurde 1990 gestartet, um die Polarregionen der Sonne zu untersuchen. Sie flog zunächst zum Jupiter, um dort in eine Umlaufbahn zu gelangen, die sie weit über die Ebene der Ekliptik bringen würde. Sobald sich Ulysses auf seiner geplanten Umlaufbahn befand, begann sie mit der Beobachtung des Sonnenwindes und der Magnetfeldstärke in hohen Breitengraden. Dabei stellte sie fest, dass sich der Sonnenwind in hohen Breitengraden mit etwa 750 km/s bewegte, was langsamer war als erwartet, und dass in hohen Breitengraden große magnetische Wellen entstanden, die galaktische kosmische Strahlung streuten. ⓘ

Die Elementhäufigkeiten in der Photosphäre sind aus spektroskopischen Studien gut bekannt, aber die Zusammensetzung des Sonneninneren ist weniger gut bekannt. Eine Mission zur Rückführung von Sonnenwindproben, Genesis, wurde entwickelt, um Astronomen die Möglichkeit zu geben, die Zusammensetzung des Sonnenmaterials direkt zu messen. ⓘ

Einige der bemerkenswerten Weltraummissionen sind:

• Die Mission Solar Terrestrial Relations Observatory (STEREO) wurde im Oktober 2006 gestartet. Zwei identische Raumsonden wurden in eine Umlaufbahn gebracht, die sie der Erde immer weiter vorauseilen bzw. allmählich hinter sie zurückfallen lässt. Dies ermöglicht stereoskopische Aufnahmen der Sonne und von Sonnenphänomenen, wie koronalen Massenauswürfen.
• Parker Solar Probe wurde 2018 an Bord einer Delta IV Heavy-Rakete gestartet und wird im Jahr 2025 ein Perihel von 0,046 AE erreichen. Damit ist er der am dichtesten in der Umlaufbahn befindliche künstliche Satellit und das erste Raumfahrzeug, das tief in die Sonnenkorona einfliegt.
• Die Mission Solar Orbiter (SolO) wurde im Jahr 2020 gestartet und wird ein Perihel von mindestens 0,28 AE erreichen.
• Die Indian Space Research Organisation hat den Start eines 100 kg schweren Satelliten namens Aditya-L1 für September oder Oktober 2022 geplant. Sein Hauptinstrument wird ein Koronagraph zur Untersuchung der Dynamik der Sonnenkorona sein. ⓘ

Die Chromosphäre der Sonne im Licht der H-α-Linie ⓘ

Mit Hilfe von Raumsonden versuchte man der Sonne näher zu kommen, um die Umgebung der Sonne studieren zu können. Dies war und bleibt aufgrund von sehr hohen Temperaturen und intensiver Strahlung ein technisch sehr schwieriges Unterfangen. So konnten die 1974 und 1976 gestarteten deutsch-amerikanischen Helios-Sonden sich der Sonne nur bis auf 43,5 Millionen Kilometer nähern. ⓘ

Ulysses bei der Montage ⓘ

Die 1990 gestartete Raumsonde Ulysses verfolgte andere Ziele. Sie sollte die Pole der Sonne studieren, die weder von der Erde, noch von Raumsonden, die sich in der Planetenebene bewegen, aus sichtbar sind. Dies war nur mit einer steil geneigten Bahnebene der Raumsonde erreichbar. Zu diesem Zweck flog Ulysses zunächst zum Riesenplaneten Jupiter, wo durch ein Swing-by-Manöver die Bahnebene der Sonde geändert wurde. Dadurch konnte Ulysses die Planetenebene verlassen und überflog seitdem bereits zweimal die beiden Pole der Sonne. Mit konventionellen Raketenantrieben, ohne den Vorbeiflug am Jupiter, wäre eine solche Mission viel teurer gewesen. ⓘ

Die Sonde SOHO ⓘ

1995 wurde die größtenteils von Europa gebaute Sonde SOHO in Richtung Sonne gestartet. SOHO befindet sich nun im Lagrangepunkt L1 und beobachtet die Sonne mit zwölf verschiedenen Instrumenten. Sie liefert tägliche Aufnahmen der Sonne und trägt damit wesentlich zur Vorhersage von Sonneneruptionen und -stürmen bei. 1998 folgte der Satellit TRACE zur Unterstützung von SOHO. ⓘ

2001 startete die Genesis-Raumsonde, die kurz darauf eine Position im Lagrangepunkt L1 bezog und dort 2,5 Jahre lang Proben des Sonnenwindes sammelte, die anschließend zur Erde gebracht werden sollten. Dadurch sollte die genaue Isotopenzusammensetzung des Sonnenwindes ermittelt werden. Im September 2004 trat die Kapsel mit den Proben in die Erdatmosphäre ein, schlug jedoch aufgrund eines nicht entfalteten Fallschirms hart auf der Erde auf. Einige der Proben haben den Aufprall dennoch überstanden und werden derzeit von Wissenschaftlern studiert. ⓘ

Am 26. Oktober 2006 starteten die beiden STEREO-Raumsonden und liefern zum ersten Mal ein dreidimensionales Bild der Sonne und ihrer Umgebung. Dazu wurde eine Sonde im Lagrangepunkt L4 und eine im Lagrangepunkt L5 stationiert. ⓘ

Am 11. Februar 2010 startete die NASA das Solar Dynamics Observatory (SDO) als SOHO-Nachfolger. Es dient der Erforschung der dynamischen Vorgänge der Sonne und beinhaltet die Instrumente EVE (Messung der extrem-UV-Strahlung), HMI (Erfassung helioseismischer und magnetischer Aktivitäten) und AIA (Hochauflösende Erfassung der Sonnenatmosphäre in verschiedenen Wellenlängenbereichen). ⓘ

China plant den Start von insgesamt drei Raumsonden, die in der Forschungsmission KuaFu das Sonne-Erde-System genauer untersuchen sollen. ⓘ

Im Jahr 2018 startete die NASA die Raumsonde Parker Solar Probe erfolgreich, welche sich der Sonnenoberfläche bis auf 8,5 Radien (etwa 6 Millionen Kilometer) nähern soll. Sie soll helfen, folgende Fragen zu beantworten:

1. Wie wird die Korona auf bis zu fünf Millionen Grad aufgeheizt, obwohl die sichtbare Sonnenoberfläche nur etwa 5500 °C heiß ist?
2. Wie werden die Teilchen des Sonnenwindes beschleunigt? ⓘ

Für Februar 2020 starteten die europäische Weltraumorganisation (ESA) und die NASA die Raumsonde Solar Orbiter, die sich der Sonne bis auf 0,28 Astronomische Einheiten (etwa 42 Millionen Kilometer) nähern soll. Dabei soll vor allem die sonnennahe Heliosphäre, die Sonnenatmosphäre und die Entstehung des Magnetfeldes der Sonne untersucht werden. ⓘ

Ungelöste Probleme

Koronale Erwärmung

Die Temperatur der Photosphäre beträgt etwa 6.000 K, während die Temperatur der Korona 1.000.000-2.000.000 K erreicht. Die hohe Temperatur der Korona zeigt, dass sie durch etwas anderes als direkte Wärmeleitung von der Photosphäre erhitzt wird. ⓘ

Man geht davon aus, dass die für die Erwärmung der Korona erforderliche Energie durch turbulente Bewegungen in der Konvektionszone unterhalb der Photosphäre bereitgestellt wird, und es wurden zwei Hauptmechanismen zur Erklärung der koronalen Erwärmung vorgeschlagen. Der erste ist die Wellenerwärmung, bei der Schall-, Gravitations- oder magnetohydrodynamische Wellen durch Turbulenzen in der Konvektionszone erzeugt werden. Diese Wellen wandern nach oben, zerstreuen sich in der Korona und geben ihre Energie in Form von Wärme an die umgebende Materie ab. Die andere ist die magnetische Erwärmung, bei der durch photosphärische Bewegung kontinuierlich magnetische Energie aufgebaut und durch magnetische Rekonnexion in Form von großen Sonneneruptionen und unzähligen ähnlichen, aber kleineren Ereignissen - Nanoflares - freigesetzt wird. ⓘ

Derzeit ist unklar, ob Wellen ein effizienter Heizmechanismus sind. Alle Wellen außer Alfvén-Wellen zerstreuen sich oder brechen sich, bevor sie die Korona erreichen. Außerdem können sich Alfvén-Wellen in der Korona nur schwer zerstreuen. Der derzeitige Forschungsschwerpunkt liegt daher auf den Mechanismen der Flare-Erwärmung. ⓘ

Schwache junge Sonne

Theoretische Modelle zur Entwicklung der Sonne legen nahe, dass die Sonne vor 3,8 bis 2,5 Milliarden Jahren, während des Archaischen Äons, nur etwa 75 % so hell war wie heute. Ein so schwacher Stern wäre nicht in der Lage gewesen, flüssiges Wasser auf der Erdoberfläche zu erhalten, so dass sich kein Leben hätte entwickeln können. Die geologischen Aufzeichnungen zeigen jedoch, dass die Erde im Laufe ihrer Geschichte eine ziemlich konstante Temperatur aufwies und dass die junge Erde etwas wärmer war als heute. Eine Theorie unter Wissenschaftlern besagt, dass die Atmosphäre der jungen Erde viel größere Mengen an Treibhausgasen (wie Kohlendioxid und Methan) enthielt als heute, die genügend Wärme zurückhielten, um die geringere Menge an Sonnenenergie auszugleichen, die sie erreichte. ⓘ

Die Untersuchung der archäischen Sedimente scheint jedoch nicht mit der Hypothese hoher Treibhausgaskonzentrationen übereinzustimmen. Stattdessen könnte die moderate Temperaturspanne durch eine geringere Oberflächenalbedo erklärt werden, die durch eine geringere kontinentale Fläche und das Fehlen von biologisch bedingten Wolkenkondensationskernen verursacht wurde. Dies hätte zu einer erhöhten Absorption der Sonnenenergie geführt und damit die geringere Sonneneinstrahlung kompensiert. ⓘ

Beobachtung mit den Augen

Die Sonne von der Erde aus gesehen, mit Blendung durch die Linsen. Das Auge sieht auch Blendung, wenn es direkt auf die Sonne blickt. ⓘ

Die Helligkeit der Sonne kann Schmerzen verursachen, wenn man sie mit bloßem Auge betrachtet; für normale, nicht gedehnte Augen ist dies jedoch für kurze Zeit ungefährlich. Der direkte Blick in die Sonne (Sungazing) führt zu visuellen Phosphen-Artefakten und vorübergehender teilweiser Erblindung. Außerdem werden etwa 4 Milliwatt Sonnenlicht auf die Netzhaut übertragen, die dadurch leicht erwärmt wird und bei Augen, die nicht richtig auf die Helligkeit reagieren können, Schäden verursachen kann. Eine längere Betrachtung der direkten Sonne mit bloßem Auge kann nach etwa 100 Sekunden zu UV-induzierten, sonnenbrandähnlichen Läsionen auf der Netzhaut führen, insbesondere unter Bedingungen, bei denen das UV-Licht der Sonne intensiv und gut gebündelt ist. ⓘ

Die Betrachtung der Sonne durch eine lichtbündelnde Optik, wie z. B. ein Fernglas, kann ohne einen geeigneten Filter, der das UV-Licht blockiert und das Sonnenlicht stark abschwächt, zu dauerhaften Schäden an der Netzhaut führen. Bei der Verwendung eines Abschwächungsfilters zur Betrachtung der Sonne wird der Betrachter darauf hingewiesen, dass er einen Filter verwenden sollte, der speziell für diesen Zweck entwickelt wurde. Einige improvisierte Filter, die UV- oder IR-Strahlen durchlassen, können das Auge bei großer Helligkeit sogar schädigen. Kurze Blicke in die Mittagssonne durch ein ungefiltertes Teleskop können bleibende Schäden verursachen. ⓘ

Während des Sonnenauf- und -untergangs wird das Sonnenlicht aufgrund der Rayleigh- und Mie-Streuung bei einem besonders langen Durchgang durch die Erdatmosphäre abgeschwächt, und die Sonne ist manchmal schwach genug, um bequem mit bloßem Auge oder sicher mit einer Optik betrachtet werden zu können (vorausgesetzt, es besteht nicht die Gefahr, dass plötzlich helles Sonnenlicht durch eine Wolkenlücke auftaucht). Dunst, Staub und hohe Luftfeuchtigkeit tragen zu dieser atmosphärischen Abschwächung bei. ⓘ

Ein optisches Phänomen, ein so genannter grüner Blitz, kann manchmal kurz nach Sonnenuntergang oder vor Sonnenaufgang beobachtet werden. Der Blitz wird dadurch verursacht, dass das Licht der Sonne knapp unterhalb des Horizonts (in der Regel durch eine Temperaturinversion) in Richtung des Beobachters abgelenkt wird. Licht mit kürzeren Wellenlängen (violett, blau, grün) wird stärker gebeugt als Licht mit längeren Wellenlängen (gelb, orange, rot), aber das violette und blaue Licht wird stärker gestreut, so dass das Licht als grün wahrgenommen wird. ⓘ

Die Sonnenscheibe, die das mensch­liche Auge als weißgelb wahrnimmt ⓘ

Wenn die chromatische Adaption des Auges auf die insgesamt wahrgenommene Strahlung eingestellt ist (die dann, wenn sie – z. B. als diffuse Reflexion an Wolken oder Schnee – als Mischung wahrnehmbar ist, als weiß erscheint), wird die aus der Richtung der Sonne selbst noch wahrgenommene, ungestreute sichtbare Strahlung wegen des (je nach Entfernung vom Horizont weniger oder mehr) verringerten kurzwelligen Anteils als gelb bzw. orange wahrgenommen. Außerhalb der Erdatmosphäre, wenn alles Licht tatsächlich aus der Richtung der wahrgenommenen Sonnenscheibe kommt, erscheint diese dem menschlichen Auge aus diesem Grund und unabhängig von der tatsächlichen Zusammensetzung des Sonnenlichtes im reinen Weiß. ⓘ

Als der wichtigste Himmelskörper für irdisches Leben genoss die Sonne bereits vor der Geschichtsschreibung aufmerksame Beobachtung der Menschen. Kultstätten wie Stonehenge wurden errichtet, um die Position und den Lauf der Sonne zu bestimmen, insbesondere die Zeitpunkte der Sonnenwenden. Es wird vermutet, dass einige noch ältere Stätten ebenfalls zur Sonnenbeobachtung benutzt wurden, gesichert ist dies aber nicht. Von unterschiedlichen Kulturen wurden sowohl der tägliche Verlauf der Sonne und seine jahreszeitlichen Schwankungen als auch Sonnenfinsternisse sehr aufmerksam beobachtet und dokumentiert. Aufzeichnungen aus dem alten China belegen die Beobachtungen besonders heftiger Sonnenfleckentätigkeit. Sonnenflecken können mit bloßem Auge wahrgenommen werden, wenn die Sonne tief am Horizont steht und das Sonnenlicht durch die dichte Erdatmosphäre „gefiltert“ wird. ⓘ

Religiöse Aspekte

Goldornament mit Sonne und unsterblichen Vögeln aus dem alten Shu-Volk. Das Zentrum ist ein Sonnenmuster mit zwölf Punkten, um das vier Vögel gegen den Uhrzeigersinn fliegen, Shang-Dynastie ⓘ

Sonnengötter spielen in vielen Weltreligionen und Mythologien eine wichtige Rolle. Die Verehrung der Sonne war für Zivilisationen wie die alten Ägypter, die Inka in Südamerika und die Azteken im heutigen Mexiko von zentraler Bedeutung. In Religionen wie dem Hinduismus wird die Sonne immer noch als Gottheit angesehen, die als Surya Dev bekannt ist. Viele antike Monumente wurden im Hinblick auf Sonnenphänomene errichtet; so markieren beispielsweise steinerne Megalithen genau die Sommer- oder Wintersonnenwende (einige der bekanntesten Megalithen befinden sich in Nabta Playa, Ägypten; Mnajdra, Malta und in Stonehenge, England); Newgrange, ein prähistorischer, von Menschen errichteter Berg in Irland, ist so konzipiert, dass er die Wintersonnenwende anzeigt; die Pyramide von El Castillo in Chichén Itzá in Mexiko ist so konzipiert, dass sie zur Frühlings- und Herbsttagundnachtgleiche Schatten in Form von Schlangen wirft, die die Pyramide besteigen. ⓘ

Die alten Sumerer glaubten, die Sonne sei Utu, der Gott der Gerechtigkeit und Zwillingsbruder von Inanna, der Himmelskönigin, die mit dem Planeten Venus identifiziert wurde. Später wurde Utu mit dem ostsemitischen Gott Schamasch identifiziert. Utu wurde als eine Hilfsgottheit angesehen, die denjenigen half, die in Not waren, und in der Ikonographie wird er gewöhnlich mit einem langen Bart und einer Säge in der Hand dargestellt, was seine Rolle als Verteiler der Gerechtigkeit repräsentiert. ⓘ

Mindestens seit der vierten Dynastie des alten Ägyptens wurde die Sonne als Gott Ra verehrt, der als falkenköpfige Gottheit dargestellt wurde, die von der Sonnenscheibe überragt wurde und von einer Schlange umgeben war. In der Zeit des Neuen Reiches wurde die Sonne mit dem Mistkäfer identifiziert, dessen kugelförmige Mistkugel mit der Sonne gleichgesetzt wurde. In Form der Sonnenscheibe Aten erlebte die Sonne in der Amarna-Periode ein kurzes Wiederaufleben, als sie für den Pharao Echnaton wieder zur überragenden, wenn nicht gar einzigen Gottheit wurde. ⓘ

Die Ägypter stellten den Gott Ra so dar, dass er in einer Sonnenbarke über den Himmel getragen wurde, begleitet von niederen Göttern, und für die Griechen war er Helios, der von einem Wagen getragen wurde, der von feurigen Pferden gezogen wurde. Seit der Herrschaft von Elagabalus im späten Römischen Reich war der Geburtstag der Sonne ein Feiertag, der als Sol Invictus (wörtlich: "Unbesiegte Sonne") kurz nach der Wintersonnenwende gefeiert wurde, was ein Vorläufer von Weihnachten gewesen sein könnte. Was die Fixsterne betrifft, so scheint sich die Sonne von der Erde aus gesehen einmal im Jahr entlang der Ekliptik durch den Tierkreis zu drehen, weshalb die griechischen Astronomen sie als einen der sieben Planeten (griechisch planetes, "Wanderer") einstuften; die Benennung der Wochentage nach den sieben Planeten stammt aus der römischen Zeit. ⓘ

In der protoindoeuropäischen Religion wurde die Sonne als Göttin *Seh₂ul personifiziert. Zu den Ableitungen dieser Göttin in den indogermanischen Sprachen gehören das altnordische Sól, das sanskritische Surya, das gallische Sulis, das litauische Saulė und das slawische Solntse. In der antiken griechischen Religion war die Sonnengottheit der männliche Gott Helios, der in späteren Zeiten mit Apollo synkretisiert wurde. ⓘ

In der Bibel wird in Maleachi 4:2 die "Sonne der Gerechtigkeit" (manchmal auch als "Sonne der Gerechtigkeit" übersetzt) erwähnt, was von einigen Christen als Hinweis auf den Messias (Christus) interpretiert wurde. In der alten römischen Kultur war der Sonntag der Tag des Sonnengottes. Er wurde von den Christen, die keinen jüdischen Hintergrund hatten, als Sabbattag übernommen. Das Symbol des Lichts war ein heidnisches Element, das von den Christen übernommen wurde, und vielleicht das wichtigste, das nicht aus der jüdischen Tradition stammt. Im Heidentum war die Sonne eine Quelle des Lebens, die den Menschen Wärme und Licht spendete. Sie war das Zentrum eines beliebten Kultes unter den Römern, die bei Sonnenaufgang aufstanden, um die ersten Sonnenstrahlen einzufangen und zu beten. Die Feier der Wintersonnenwende (die das Weihnachtsfest beeinflusste) war Teil des römischen Kultes der unbesiegten Sonne (Sol Invictus). Christliche Kirchen wurden so gebaut, dass die Gemeinde auf den Sonnenaufgang im Osten ausgerichtet war. ⓘ

Tonatiuh, der aztekische Sonnengott, wurde gewöhnlich mit Pfeil und Schild dargestellt und war eng mit der Praxis der Menschenopfer verbunden. Die Sonnengöttin Amaterasu ist die wichtigste Gottheit der Shinto-Religion und gilt als die direkte Vorfahrin aller japanischen Kaiser. ⓘ

Physikalischer Aufbau

Aufbau der Sonne (NASA) ⓘ

Die Sonne besteht aus schalenförmigen Zonen, die sich teilweise scharf abgrenzen lassen. Eine grobe Einteilung ist die Kernzone als Fusionsofen, die innere Atmosphäre bis zur sichtbaren Oberfläche und darüber die äußere Atmosphäre. ⓘ

Strahlungszone und Konvektionszone

Knapp 2 % der Fusionsleistung werden von den dabei entstehenden Neutrinos fortgetragen. Diese nur schwach wechselwirkenden Teilchen erreichen innerhalb weniger Sekunden die Sonnenoberfläche und nach gut acht Minuten die Erde. Die Energie der anderen Reaktionsprodukte thermalisiert am Ort der Entstehung. Die thermische Strahlung liegt im Bereich weicher Röntgenstrahlung und dominiert die Wärmeleitfähigkeit des Materials: Im Zentrum hat sie eine Intensität von rund 3 · 10²¹ W/m². Die einzelnen Photonen legen aber bis zu ihrer Reabsorption jeweils nur kurze Wege zurück, nicht viel länger als einige Kernabstände. Die kurzen Wegstücke addieren sich kreuz und quer zu einem Random Walk, der bis zur Oberfläche zwischen 10.000 und 170.000 Jahre dauert. Da zudem die Energie die weitaus größte Zeit in der thermischen Bewegung des Gases „parkt“, ist die Energieeinschlusszeit noch viel größer, etwa 17 Mio. Jahre. ⓘ

Der Strahlungstransport ist effizient: Bei 25 % des Radius beträgt die Energiestromdichte 100 kW/cm², der Temperaturgradient aber nur etwa 0,1 K/m. Dass dieser Gradient, zehnfach steiler als in der Erdatmosphäre, nicht ausreicht, Konvektion anzutreiben, liegt am noch steileren Druckgradienten – eine Folge der hohen Fallbeschleunigung, siehe adiabatischer Temperaturgradient. ⓘ

Nach außen hin ändert sich an der Stabilität der Schichtung zunächst wenig, da sich die Einflussfaktoren teilweise kompensieren: Die thermische Strahlung wird mit der abnehmenden Temperatur schwächer (siehe Stefan-Boltzmann-Gesetz), das Material wird mit sinkender Dichte optisch durchlässiger, der Leistungsfluss verteilt sich auf eine größere Kugelschalenfläche und die Fallbeschleunigung nimmt ab. ⓘ

Schließlich kommt aber ein Effekt hinzu: Die nicht mehr ganz so heißen Elektronen beginnen, die individuellen Kerne zu spüren, solche mit hoher Kernladung zuerst, rekombinieren sogar kurzzeitig. Das behindert die Ausbreitung der Strahlung (steigende Opazität), sodass der Temperaturgradient wieder steiler wird. Bei 71 % des Radius erreicht er den adiabatischen Wert, die Schichtung wird labil. Dies definiert die Grenze der sogenannten Strahlungszone. Oberhalb wird der Wärmestrom zunehmend konvektiv transportiert. ⓘ

Der weitere Verlauf der Opazität beeinflusst nicht mehr die Verläufe von Temperatur und Druck, die durch Schwerefeld und Adiabate festgelegt sind, sondern die Intensität der Konvektion. In weiten Teilen der Konvektionszone ist die Strömungsgeschwindigkeit gering, wenige 10 m/s, und die Konvektionszellen sind groß und beständig (Monate bis Jahre) und dadurch sowohl von der Rotation der Sonne als auch ihrem inneren Magnetfeld beeinflusst, siehe unten. ⓘ

Im Bereich 20.000 bis 1000 km unter der sichtbaren Sonnenoberfläche tragen auch Frei-frei-Übergänge an He⁺ und H⁺ stark zur Opazität bei. Dadurch wird die Konvektion kleinräumiger und erreicht Geschwindigkeiten von über 1 km/s. Dies ist das Brodeln, das mit einem Teleskop als Granulation erkennbar ist. Der in diesem Bereich intensivere Impulstransport macht sich im radialen Verlauf der Rotationsrate bemerkbar. ⓘ

Sonnenoberfläche und Umgebung

Temperatur- und Dichtemessungen von Skylab ⓘ

Knapp unter der Oberfläche

An der oberen Grenze des oben genannten Bereichs fällt der Ionisationsgrad von Wasserstoff steil ab. Nach der Saha-Gleichung ist er hauptsächlich von der Temperatur abhängig. Er beträgt in etwa 1000 km Tiefe, bei einer Temperatur von 10.000 K und einer Dichte von knapp 1 g/m³ noch fast 80 %, bei 6000 K und etwas geringerer Dichte aber nur noch ein Hundertstel davon. Begegnungen von Elektronen mit Ionen werden dadurch um vier Größenordnungen seltener. Warum damit das Material nicht schon längst durchsichtig geworden ist (zur Ionisation von Wasserstoff reicht die Energie der Photonen nicht aus), fand Rupert Wildt im Jahre 1938 heraus: Das neutrale H-Atom kann mit einem Zwanzigstel der Bindungsenergie noch ein weiteres Elektron binden und das kommt auch bei noch geringerer Ionisationsrate des Wasserstoffs vor, da Elektronen aus der Ionisation von Metallen zur Verfügung stehen. ⓘ

Photosphäre

Weil die Dichte immer schneller abnimmt – die Skalenhöhe sinkt mit der Temperatur –, wird das Material schließlich doch durchsichtig und die Photonen können nahezu ungehindert nach außen entweichen. Diese Zone heißt Photosphäre, griechisch für „Kugelschale des Lichts“. Die Tiefe, aus der die Sonnenstrahlung im Mittel entweicht, variiert je nach Wellenlänge und Austrittswinkel um wenige 100 km. Am Sonnenrand sieht man unter flacherem Winkel eine höhere, kältere Schicht, wodurch der Rand dunkler erscheint, siehe das Sonnenfoto am Anfang des Artikels. Eine eindeutige Definition des Sonnenradius ist daher problematisch, siehe Sternoberfläche. Per Übereinkunft wird als Sonnenradius jener angegeben, bei der die Gastemperatur zur Energiestromdichte (63,18 MW/m²) passt. Diese effektive Strahlungstemperatur beträgt 5778 Kelvin. Bedingt durch die stärker gerichtete Ausstrahlung bei kürzeren Wellenlängen liegt die Farbtemperatur der Sonnenstrahlung etwas höher, bei etwa 6000 Kelvin. ⓘ

Dynamische Eigenschaften

Schwingungen

Schwingungsspektrum der Sonne. Die horizontale Achse ist in mHz. ⓘ

Eine von zahlreichen akustischen Schwingungsmoden der Sonne ⓘ

abruf=2020-02-01 ⓘ

Die starke Konvektion nahe der Sonnenoberfläche verursacht Druckschwankungen. Wären die Frequenzen nicht so niedrig – 2 bis 7 mHz, entsprechend der typischen Lebensdauer der Granulation von fünf Minuten – so würde es sich wie das Rauschen des Waldes im Wind anhören. Die Druckschwankungen laufen als Schallwellen in die Sonne hinein, und weil dort mit der Temperatur auch die Schallgeschwindigkeit zunimmt, kehren sie im Bogen wieder zurück an die Oberfläche, wo der Dichtesprung sie wieder reflektiert. Die Wellen laufen auf diese Weise mehrfach um die Sonne herum und überlagern sich zu stehenden Wellen mit je nach Schwingungsmuster charakteristischer Frequenz. ⓘ

Mit spektroskopischen Methoden kann man diese Schwingungen sichtbar machen: Sie bewegen die Photosphäre langsam auf und ab und die in Beobachtungsrichtung liegende Komponente der Geschwindigkeit verschiebt aufgrund des Doppler-Effekts die Absorptionslinien des Sonnenspektrums. Die Geschwindigkeitsamplituden der Schwingungen liegen allerdings bei maximal einigen Metern pro Sekunde, was aufgrund der starken Dopplerverbreiterung der Spektrallinien nicht leicht nachzuweisen ist. Durch Mittelung der Messergebnisse über viele Monate gelang es aber, zahlreiche Schwingungsmoden zu identifizieren und ihre Frequenzen bis auf μHz-Bruchteile zu bestimmen. Die verschiedenen Moden sind unterschiedlich stark abhängig von der Schallgeschwindigkeit in verschiedenen Tiefen, sodass eine gemeinsame Auswertung aller Moden die Bestimmung der Tiefenabhängigkeit der Schallgeschwindigkeit erlaubt. ⓘ

Beobachtet und analysiert werden die Eigenschwingungen der Sonne von der Helioseismologie. Wichtige Ergebnissen betreffen

• die Bestätigung des Sonnenmodells zu der Zeit des solaren Neutrinoproblems,
• die Vermessung der differentiellen Rotation in der Konvektionszone,
• die Entdeckung der nahezu starren Rotation der Strahlungszone und
• die Beobachtung von aktiven Regionen auf der erdabgewandten Seite der Sonne. ⓘ

Optische Erscheinungen und Beobachtung

Wolkenstrahlen ⓘ

Protostern

Der Übergang von einer prästellaren Verdichtung mit planetaren Ausmaßen zu einem von der restlichen Gas- und Staubwolke deutlich abgesetzten Protostern begann mit der thermischen Dissoziation des Wasserstoffs, die bei einer Temperatur von einigen 1000 K im Kernbereich Energie aufnahm und diesem eine schnellere Verdichtung erlaubte. Der noch leichte Protostern bezog seine schnell steigende Strahlungsleistung zunächst aus dem Einsturz weiterer Masse, dann nur noch aus seiner eigenen Kontraktion, denn die restliche Masse in seiner Umgebung hatte er weggeblasen – bis auf die daraus kondensierten Planetesimale. ⓘ

Die Kontraktion der Kernzone der frühen Sonne endete nach einigen zehn Millionen Jahren durch das Einsetzen der Kernfusion. ⓘ

Kosmische Umgebung

Nähere kosmische Umgebung der Sonne ⓘ

Die Sonne durchwandert derzeit ein etwa 30 Lichtjahre großes Gebiet, das wegen seiner erhöhten Dichte „Lokale Wolke“ oder „Lokale Flocke“ genannt wird. Ebenfalls in der Lokalen Flocke befinden sich die benachbarten Sterne Altair, Wega, Arktur, Fomalhaut und Alpha Centauri. Die Lokale Flocke ist ihrerseits eingebettet in eine weitgehend staubfreie Region mit geringerer Teilchendichte, die Lokale Blase. Die Lokale Blase hat in Richtung der galaktischen Ebene eine Ausdehnung von mindestens 300 Lichtjahren. Sie befindet sich nahe dem inneren Rand des Orionarms der Milchstraße. Bis zum benachbarten Perseusarm sind es etwa 6.500 Lichtjahre, bis zum Zentrum der Galaxis etwa 28.000 Lichtjahre. Ein Umlauf, mit etwa 250 km/s, dauert 210 Mio. Jahre (galaktisches Jahr). ⓘ

Die Sonne durchmisst außerdem den Gouldschen Gürtel, eine großräumige Anordnung von jungen Sternen (etwa 20–60 Millionen Jahre alt) und Sternentstehungsgebieten mit mehr als 2000 Lichtjahren Ausdehnung. Da diese Sterne viel jünger sind als die Sonne, kann sie nicht zu den Objekten des Gouldschen Gürtels gehören. ⓘ

Erforschung der Sonne

Andere Beobachtungsverfahren

1942 wurde von James Hey festgestellt, dass die Sonne eine Radioquelle ist. 1949 wies Herbert Friedman die solare Röntgenstrahlung nach. ⓘ

Zur Messung der Sonnenneutrinos wurden riesige unterirdische Detektoren errichtet. Die Diskrepanz zwischen dem theoretischen und tatsächlich gemessenen Neutrinofluss führte seit den 1970er Jahren zum sogenannten solaren Neutrinoproblem: Es konnte nur etwa ein Drittel der erwarteten Neutrinos detektiert werden. Dies ließ zwei Möglichkeiten zu. Entweder war das Sonnenmodell falsch und der erwartete solare Neutrinofluss wurde überschätzt, oder die Neutrinos können sich auf dem Weg zur Erde in eine andere „Art“ umwandeln (Neutrinooszillation). Erste Hinweise für diese Neutrinooszillation wurden im Jahr 1998 am Super-Kamiokande gefunden und inzwischen allgemein bestätigt. ⓘ