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.

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)Protuberanzen, heiße Gase entlang der Magnetfeldlinien, steigen aus der Korona auf, aufgenommen im extremen ultravioletten Licht. (© NASA/SDO)

Gesamtmasse und chemische Zusammensetzung sind – wie auch bei jedem anderen Stern – die beiden entscheidenden Parameter, die den Lebenslauf der Sonne 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 auch jeder andere „normale“ Stern dieses Gleichgewicht aufrechtzuerhalten und passt sich mit ihrer äußeren Gestalt den sich wandelnden Fusionsprozessen im Innern an. So wird sie in etwa sechs Milliarden Jahren anfangen, das Stadium eines „Roten Riesen“ zu durchlaufen und sich dabei, relativ schnell, vermutlich bis zur heutigen Marsbahn aufblähen. Infolge eines zunehmenden Massenverlustes werden die Bahnen der inneren Planeten dabei merklich „angehoben“: Unsere Erde würde dann in der Nähe der heutigen Marsbahn die rote Riesensonne umlaufen. Ob sie letztendlich als unwirtlicher Wüstenplanet „überleben“ oder wie Merkur und Venus von der Sonne „einverleibt“ wird, hängt entscheidend davon ab, wie viel Masse die Sonne tatsächlich als Roter Riese verliert und wie stark dessen Gezeitenwirkungen auf die Erde sind. 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 dunklen Materie im Universum.