Die Sonne ist bei weitem der größte Himmelskörper in dem Sonnensystem (ca. 100facher Durchmesser der Erde) und vereint auf sich 99,8 Prozent der Gesamtmasse des Systems. Die Sonne ist ein relativ normaler Stern, auch wenn ihre Masse größer als der Durchschnitt der in dem Milchstraßen-System befindlichen Sterne ist (der auf etwa die Hälfte der Sonnenmasse geschätzt wird). Die Sonne ist ein Stern aus der Hauptreihe, ihre Spektralklasse ist G2 und sie hat die Leuchtkraftklasse V. Sie besteht zu 92,1 Prozent aus Wasserstoff und zu 7,8 Prozent aus Helium (die Prozentangaben beziehen sich auf Anzahl der Atome, beim Gewicht nimmt Wasserstoff einen Anteil von 75 Prozent und das Helium einen Anteil von 25 Prozent ein).

Im Kern der Sonne werden pro Sekunde 700 Millionen Tonnen Wasserstoff zu 695 Millionen Tonnen Helium fusioniert. Das ist die Energiequelle der Sonne. Sie ist etwa 4,5 Milliarden Jahre alt und hat ungef�hr die Hälfte ihres Wasserstoffvorrats verbraucht. Sie wird noch etwa 5 Milliarden Jahre friedlich brennen, bevor sie sich zu einem roten Riesen aufblähen und die inneren Planeten verschlucken wird. Die Temperatur beträgt in dem Sonnenkern schätzungsweise 15,6 Millionen K. Die freigesetzte Energie wandert durch Konvektion sowie durch wiederholte Absorption und Emission an die Oberfläche der Sonne. Das sichtbare Licht der Sonne stammt aus dieser Photosphäre. Über der Photosphäre erstreckt sich die Chromosphäre, die bei einer Sonnenfinsternis als rötliche Leuchterscheinung zu sehen ist. Die Temperatur nimmt hier von etwa 6 Tausend K auf über 300 Tausend K zu, während die Gasdichte um 10^-4 auf 10^-15 g/cm³ abnimmt. Über der Chromosphäre liegt die Korona, in der die Dichte nochmals um 10^-4 auf 10^-19 g/cm³ abnimmt.

Eine scharfe äußere Grenze der Sonne ist nicht auszumachen; meist wird jedoch die Photosphäre als „Oberfläche“ der Sonne angesehen.

Die Oberfläche der Sonne vollzieht am Äquator in 25,4 Tagen einen Umlauf, am Pol dauert es 36 Tage. Dies wird als differenzielle Rotation genannt.

Mit Teleskopen kann man Aktivitäten der Sonne in Form von Protuberanzen und Sonnenflecken sichtbar machen. Ebenfalls zu beobachten sind dort heftige Ausbrüche, so genannte Flares, die bereits mit kleinen Instrumenten als hellere (also heißere) Gebiete erkennbar sind. In dem Wesentlichen sind zwei grundlegende Mechanismen für diese Aktivitäten verantwortlich, nämlich die Konvektion, die durch Temperaturunterschiede und damit verbundene Dichteunterschiede verursacht wird, und starke lokale Magnetfeldern, die wiederum durch Verwirbelungen und Verdrillungen des globalen Magnetfeldes im teilweise oder ganz ionisierten und damit elektromagnetisch stark wechselwirkenden Gas (bzw. Plasma) der Sonne bewirkt werden.

Die Photosphäre ist die in dem sichtbaren Licht leuchtende Schicht der solaren Atmosphäre. Sie erscheint weitgehend gleichmäßig hell, lediglich unterbrochen durch Sonnenflecken und Flares. Bei höherer Auflösung jedoch zeigt sie die Granulation, die die Oberfläche der Sonne körnig erscheinen lässt. Die körnigen Gebilde sind Konvektionszellen, die durch aufwärts gerichtete schlauchartige Strömungen und entsprechende Abwärtsströmungen in den Zwischenräumen entstehen und nach Wärmeabgabe innerhalb weniger Minuten wieder vergehen. Der Ablauf kann durch die Bewegung in einem Kochtopf oder in einem tropischen Gewitterkomplex veranschaulicht werden.

Mitte-Rand-Variation der Leuchtstärke der Sonne für verschiedene Wellenlängen in dem sichtbaren Licht (relativ zur Mitte der Sonnenscheibe).

Die scheinbare Flächenhelligkeit der Photosphäre, wie sie in dem Teleskop abgebildet wird, nimmt vom Zentrum der projizierten Sonne („Sonnenscheibe“) zu dem Rand hin ab. Diese Mitte-Rand-Variation ist für kurze Wellenlängen (Blau, Violett, Ultraviolett) stärker betont als für langwelliges Licht (Rot, Infrarot). Sie ist näherungsweise wiedergegeben durch

wobei ρ der geometrische Abstand vom Zentrum der Sonnenscheibe in Einheiten des Sonnenscheibenradius ist. Der Koeffizient β variiert dabei in dem Sichtbaren zwischen 0,9 an der Grenze in dem IR (ca. 800 nm) über 1,2 (Rot, 680 nm), 1,6 (Gelb, 580 nm), 2,0 (Grün, 540 nm), 3,0 (Blau, 480 nm), 5,0 (Violett, 425 nm) bis ungef�hr 10 (Grenze UV, 380 nm). Die Mitte-Rand-Variation wird verursacht durch die Temperaturschichtung der Photosphäre. Die Temperatur steigt mit zunehmender Tiefe. Bei flachem Austrittswinkel (entspricht Regionen am Rand der projizierten Sonne) wird ein größerer Teil des Lichts aus den tieferen Schichten von den darüber liegenden wieder absorbiert als bei senkrechtem Austritt (Mitte der Sonnenscheibe), so dass das Licht aus den kühleren Schichten den größeren Anteil am Gesamtlicht hat.

Über der Photosphäre liegen noch eine dünne Chromosphäre und darüber die Korona. Sie sind ca. bei einer Sonnenfinsternis oder mit besonderen Instrumenten, den sog. Koronographen, beobachtbar. Die Temperatur in der Korona kann auf bis zu einer Million Kelvin steigen. Die Ursache für diese sehr hohe Temperatur liegt vermutlich ebenfalls in dem Sonnenmagnetfeld sowie in von Konvektionsbewegungen verursachten Druckstörungen, die sich infolge der mit der Höhe steil abnehmenden Dichte zu Stoßwellen aufsteilen und ihre Energie als Wärme an die Korona abgeben. Allerdings kennzeichnet diese Temperatur lediglich die Bewegungsenergie der Gasteilchen, während die Gleichgewichtstemperatur eines Festkörpers infolge der extrem niedrigen Dichte Korona weit unter diesem Wert liegen würde. Die bei Sonnenfinsternissen sichtbare Ausdehnung der Korona geht über mehrere Millionen km. Sie zeigt dabei eine strahlenförmige Struktur und ändert sich mit dem Zyklus der Sonnenflecken. In dem Maximum verlaufen die Strahlen nach allen Seiten, in dem Minimum verlaufen sie stark verkürzt zu den Polen.

Lichtprofil der Korona (blau). Die rote Kurve ist die Mitte-Rand-Variation der Sonnenscheibe (logarithmisch).

Eine weitere Näherungsformel beschreibt die Särke der Koronastrahlung in der Projektion in Einheiten der Strahlungsstärke in dem Zentrum der Sonnenscheibe (nach November & Koutchmy, 1996):

Diese Näherung stellt ca. einen Mittelwert dar, da die Stärke der Koronastrahlung stark in Abhängigkeit vom Breitengrad und der Aktivität der Sonne variiert. Integration der Helligkeitsstärke über ρ von 1 bis unendlich liefert die Gesamthelligkeit der Korona bei einer totalen Sonnenfinsternis. Sie beträgt etwa 1,6*10^-6 der Gesamthelligkeit der Sonne bzw. -12^m,3. Das ist vergleichbar mit der scheinbaren Helligkeit des Vollmondes. Aus diesem Grunde ist die Korona bei einer totalen Sonnenfinsternis ohne Schutz beobachtbar.

Auch heftige horizontale Bewegungen treten auf der Sonnenoberfläche auf. An beiden Polen der Sonne drehen sich Sonnenstürme mit einer Geschwindigkeit von ungef�hr 500 Tausend km/h. Neben der relativ langsamen Rotation spielen auch hier Konvektionszellen und Magnetfelder eine wichtige Rolle.

Die Sonne beeinflusst auch den interplanetaren Raum mit ihrem Magnetfeld und vor allem mit der Teilchenemission, dem Sonnenwind. Dieser Teichenstrom kann die Sonne mit mehreren 100 km/s verlassen und verdrängen das Interstellare Medium bis zu einer Entfernung von mehr als 10 Milliarden Kilometern. Bei Flare-Ausbrüchen können sowohl Geschwindigkeit als auch Dichte des Sonnenwindes stark zunehmen und auf der Erde neben Polarlichtern auch Störungen in elektronischen Systemen und in dem Funkverkehr verursachen.

Als der wichtigste Himmelskörper für irdisches Leben genießt 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 werden, gesichert ist dies aber nicht. Der Verlauf der Sonne sowie besonders Sonnenfinsternisse werden, sehr aufmerksam beobachtet, von den unterschiedlichen Kulturen dokumentiert. In Aufzeichnungen aus dem alten China waren bereits Beobachtungen besonders heftiger Sonnenfleckentätigkeit belegt.

Galileo Galilei benutzte als erster Teleskope zur Beobachtung der Sonne und entdeckte dabei die Sonnenflecken. Der Münchener Optiker Joseph von Fraunhofer entdeckte 1814 dunkle Linien, die Fraunhoferlinien, in dem optischen Sonnenspektrum . Observatorien wurden errichtet, die speziell für Sonnenbeobachtung benutzt werden. Die Sonne ist auch der erste Himmelskörper, von dem man weiß, dass er Radiowellen aussendet. Bereits sehr früh wurden Satelliten für die Beobachtung von Sonnen gestartet. Riesige unterirdische Detektoren wurden für die Beobachtung von Sonnen-Neutrinos errichtet.

Heute wird die Sonne in dem gesamten Spektrum akribisch beobachtet. Die wichtigsten Instrumentarien sind dabei die beiden Sonden Ulysses und SOHO, die die Sonne umkreisen.

Vorsicht, eine direkte Beobachtung der Sonne mit oder ohne Fernrohr ist gefährlich für die Augen! Lediglich während der totalen Phase einer totalen Sonnenfinsternis kann auf den Schutz verzichtet werden, da die Helligkeit der Korona und der Protuberanzen um mehrere Größenordnungen schwächer als die der Photospäre (und damit durch ein Sonnenfilter auch kaum erkennbar) ist.

Beispiel für eine Okularprojektion mit kleinem Fernrohr

Die Sonnenbeobachtung geschieht am einfachsten, indem das Okularbild des Teleskops auf eine Leinwand (z.B. ein Stück weiße Pappe) projiziert wird. Die Abbildung auf der Leinwand kann gefahrlos betrachtet werden. Dieses Verfahren bezeichnet man Okularprojektion. Ebenfalls möglich ist eine Beobachtung mit Hilfe von speziellen Sonnenfiltern, meist Folien, die vor dem Auge oder Objektiv angebracht werden.

Mit freiem Auge kann die Sonne lediglich bei dunstigem Himmel kurz nach Sonnenaufgang oder kurz vor Sonnenuntergang betrachtet werden. Die Erdatmosphäre schluckt den größten Teil des Lichts, insbesondere auch der UV-Strahlung. Allerdings verringert die Atmosphäre in Horizontnähe auch stark die Abbildungsqualität und bewirkt eine vertikale Stauchung des Sonnenbildes als Folge der Lichtbrechung. Dass die untergehende Sonne in Horizontnähe größer aussieht, ist hingegen nicht, wie h�ufig vermutet, eine Folge der Refraktion an den Luftschichten, sondern eine optische Täuschung, die von der Wahrnehmungspsychologie unter dem Begriff Mondtäuschung behandelt und erklärt wird.

• Helmut Scheffler, Hans Elsässer , Physik der Sterne und der Sonne, BI Mannheim, 1990, ISBN 3-411-14172-7
• L. J. November, S. Koutchmy, White-Light Coronal Dark Threads and Density Fine Structure, Astrophysical Journal. 466, S. 512ff, Juli 1996 (Korona-Profil).

• Real Video: alpha centauri: Woher hat die Sonne ihre Energie? (http://www.br-online.de/cgi-bin/ravi?v=alpha/centauri/v/&f=990704.rm)Siehe auch: Astronomie, Hohlwelttheorie, Kosmologie, Polarlicht, Sonnenforschung