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. diejenige Energie, die man aufwenden 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, entscheidend begleitet vom quantenmechanischen Tunneleffekt. Zwischen 20 und 75 Prozent des Sonnenradius liegt über der Zone der Energieerzeugung die Strahlungszone, in der die im Inneren erzeugten Energiequanten unzähligen Streuungen und Reflexionen unterworfen sind und im Mittel erst nach 170.000 Jahren an den oberen Rand der Strahlungszone gelangen. Dort angekommen, werden sie binnen weniger Tage durch Konvektion an die Sonnenoberfläche transportiert, von wo aus sich Licht und Strahlung mit Lichtgeschwindigkeit radial im Raum ausbreiten. Nur der zweimilliardste Teil davon trifft die Erdoberfläche und entfaltet hier seine Wirkung.
Protuberanzen, heiße Gase entlang der Magnetfeldlinien, steigen aus der Korona auf, aufgenommen im extremen ultravioletten Licht. (© NASA/SDO)
Gesamtmasse und chemische Zusammensetzung sind die beiden entscheidenden Parameter, die den Lebenslauf der Sonne als Stern festlegen. Energetisch herrscht in der Sonne ein Gleichgewicht zwischen dem nach außen gerichteten Gasdruck (und in geringerem Maße auch dem Strahlungsdruck) und der nach innen wirkenden Gravitationskraft. Während ihrer gesamten Lebenszeit versucht die Sonne wie jeder andere Stern, der Energie durch Kernfusion gewinnt, diese physikalische Balance aufrechtzuerhalten und passt sich mit ihrer äußeren Gestalt den sich wandelnden Fusionsprozessen im Innern an. So wird sie in sechs Milliarden Jahren in das Stadium eines roten Riesensterns eintreten und sich dabei je nach Phase bis über die heutige Erdbahn hinaus aufblähen. Infolge eines zunehmenden Massenverlusts bei der Ausdehnung und der damit verbundenen abnehmenden Anziehungskraft werden gleichzeitig die Bahnen der inneren Planeten „angehoben“, so dass zum Beispiel unsere Erde die rote Riesensonne nahe der heutigen Marsbahn umlaufen wird. Ob die Erde am Ende als dann wasserfreier und unwirtlicher Wüstenplanet „überleben“ oder wie Merkur und Venus von der Sonne „einverleibt“ wird, hängt vor allem davon ab, wie viel Masse die Sonne als roter Riesenstern tatsächlich verlieren und wie stark sie die Erde durch Gezeitenreibung entlang ihrer Bahn abbremsen wird. Am Ende ihres gut zwölf Milliarden Jahre währenden Gesamtlebens wird die Sonne zu einem kohlenstoff- und sauerstoffreichen Weißen Zwergstern von Erdgröße zusammenschrumpfen. Dabei wird durch den wiedererstarkenden Sonnenwind die äußere Hülle der Sonne abgeblasen, so dass ein hypothetischer Betrachter aus der Ferne einen prächtig anzuschauenden planetarischen Nebel am Firmament erkennen würde. Abgeschnitten vom Nachschub an Energie durch kernphysikalische Prozesse im Inneren oder die schrumpfungsbedingte Freisetzung von Gravitationsenergie kühlt der Weiße Zwergstern im weiteren Verlauf seiner Entwicklung vollständig aus und wird somit zum Bestandteil der gewöhnlichen, baryonischen dunklen Materie im Universum.