Sonne

Durchmesser	1.392.000 km
Masse	332.270 Erdmassen entspr. 1,989x1030 kg
Schwerebeschleunigung auf der Oberfläche	27,9g
Mittlere Temperatur auf der Oberfläche	5512° C
Temperatur im Kernbereich	15,6 Millionen ° C

Die Sonne ist die Quelle allen Lebens auf der Erde. Aus ihrem Urnebel sind die Planeten vor ca. fünf Milliarden Jahren entstanden. Sie ist der naheste Fixstern, ein einsamer Leuchtturm im leeren kalten, interstellaren Raum. Trotz ihrer für uns so überragenden Bedeutung ist sie im astronomischen Sinne nur ein normaler Durchschnittsstern, einer von etwa 200 Milliarden Sternen in der Milchstraße, unserer Galaxis unter 100 Milliarden weiteren Galaxien.

Die Sonne ist eine glühende Gaskugel, die vorwiegend aus Wasserstoff und Helium besteht, aber auch Spuren von Kohlenstoff, Sauerstoff, Stickstoff, Calcium, Magnesium, Silizium und sogar Titan enthält. In ihrem Innern herrscht eine Temperatur von 15 Millionen Grad Celsius und ein Druck von 221 Milliarden Atmosphären. Diese extremen Bedingungen im Kernbereich des Sterns lassen Wasserstoffkerne trotz ihrer elektromagnetischen Abstoßung miteinander verschmelzen, wobei ein Überfluss an Energie abgestrahlt wird. Diese als Kernfusion bezeichnete Form der Energieerzeugung verbrennt 4 Millionen Tonnen Sonnenmaterie pro Sekunde in reine Energie, und das schon seit 5 Milliarden Jahren. In weiteren 5 Milliarden Jahren, wenn der Wasserstoffvorrat im Kernbereich aufgebraucht ist, wird die Sonne sich aufblähen, dabei die Erde verbrennen und dann zu einer erdengroßen schwach glimmenden Kugel ("Weißer Zwerg") schrumpfen. Das wird das Ende allen Lebens in unserem Sonnensystem sein.

Die von uns beobachtbare Sonnenoberfläche zeigt eine Reihe interessanter Erscheinungen auf, wie zum Beispiel Sonnenflecken und Protuberanzen. Bei Sonnenflecken handelt es sich um relativ kühle Gebiete (4000 Grad Celsius) auf der Sonnenoberfläche, die durch Anomalien im solaren Magnetfeld erzeugt wurden und als dunkle Flecken erscheinen. Die Häufigkeit solcher Sonnenflecken sind einer elfjährigen Periode unterworfen, und deren Maximum ist sehr oft von solaren "Radiostürmen", begleitet, die wir auch im Erdmagnetfeld bemerken.

Protuberanzen sind eine Art "Plasma-Fontänen", die die mehrfache Größe unseres Heimatplaneten erreichen können und sich entlang den Feldlinien des solaren Magnetfeldes bewegen. Diese Protuberanzen lassen sich im Teleskop nur durch einen speziellen Filter, den sog. H-Alpha-Filter, sichtbar machen.

Ihre überragende Bedeutung als Forschungsobjekt besteht darin, dass die Sonne ein Durchschnittsstern ist und uns so ein perfektes Laboratorium für die viel zu weit entfernten Sterne bietet. Nur durch das Studium der Sonne waren wir in der Lage, den Sternenhimmel über uns als das anzusehen, was er ist, nämlich ein Konglomerat von Myriaden von Sonnen, die vielleicht auch eine Art Erde beherbergen.