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Seit Urzeiten hat der Mensch die Sonne als Gottheit, Lebensquell, Quelle des Lichtes und der Kraft verehrt. Alle Kulturen haben ihr in zahllosen Mythen, Gemälden, Gedichten und Gesängen einen besonderen Platz eingeräumt. Nüchtern betrachtet ist die Sonne unser nächster Fixstern in einer Entfernung von rund 150 Millionen Kilometern, die als Astronomische Einheit bezeichnet wird und als Maßstab für Entfernungsangaben im Sonnensystem dient. Die Sonne ist zudem der einzige Stern, dessen Oberfläche wir intensiv im Detail studieren können. Anders als bei fernen Sternen können wir die Wirkung der Sonne auf die uns umgebende Natur unmittelbar erfahren. Sie war und ist letztendlich die entscheidende Energiequelle für die meisten physikalischen und chemischen Vorgänge so- wie nahezu alle biologischen Prozesse im Sonnensystem.

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

Das Innere der Sonne wird physikalisch in drei Zonen unterteilt. In der Zone der innersten 20 Prozent des Sonnenradius wird die Energie durch Kernfusion erzeugt: je vier Wasserstoffkerne verschmelzen zu einem Heliumkern. Dabei wird Bindungsenergie frei, d.h. Energie, die aufgewendet werden müsste, um einen Kern in seine einzelnen Protonen und Neutronen zu zerlegen. Dem Einsteinschen Energie-Masse-Äquivalent entsprechend verliert die Sonne bei der Umsetzung von 600 Millionen Tonnen Wasserstoff zu Helium etwa vier Millionen Tonnen Masse pro Sekunde! Damit die Umwandlung von Wasserstoff zu Helium stattfinden kann, müssen im Zentrum der Sonne extreme Druck- und Temperaturbedingungen vorherrschen.

Hier finden Sie einen Überblick über die wichtigsten Daten zur Sonne.

Überblick über die bisherigen Missionen zur Erkundung der Sonne.