Die Sonne ist für die astronomische und astrophysikalische Forschung nicht nur das auf der Erde Leben ermöglichende Zentralgestirn des Sonnensystems, sondern auch der einzige Stern, auf dessen Oberfläche Details erkennbar sind. Daraus erklärt sich auch die Sonderstellung, die die Sonnenforschung innerhalb der Erforschung des Weltalls einnimmt.

 

Randverdunkelung

Jede Aufnahme, auch der bloße Anblick der Sonnenscheibe durch einen Filter hindurch, zeigt eine Abnahme der Helligkeit nach dem Sonnenrand hin. Bei diesem Phänomen spricht man von der 'Randverdunklung'. Das sichtbare Licht entsteht in der nur etwa 400 km dicken obereren Schickt der Sonnenatmosphäre, der sogenannten 'Photosphäre'. Da die Strahlung der Scheibenmitte aus größeren Schichttiefen kommt als die Strahlung vom Sonnenrand, beobachtet man also direkt die Temperaturschichtung in der Photosphäre. Die Temperatur nimmt in diesem sehr schmalen Bereich von ca. 7.000 K auf 4.000 K ab.

Granulation

Die Sonnenoberfläche hat ein körniges Aussehen. Der als 'Granulation' bezeichnete Effekt wird durch aufsteigende Gasmassen von ca. 1.000 km Durchmesser hervorgerufen. Die Temperatur ist im Bereich dieser 'Granulen' ca. 300 K höher als in den intergranulären Zwischenräumen.

Sonnenflecken

Eine weitere auffällige Erscheinung der Sonnenoberfläche sind die Sonnenflecken. Teilweise sind besonders große Fleckengruppen mit einem geeigneten Filter sogar mit dem bloßem Auge erkennbar.

Ihr Durchmesser kann bis 200.000 Kilometer betragen. Die Temperatur in den Fleckengebieten liegt um etwa 1.000 K unter der der Umgebung.

Die Fleckenhäufigkeit schwankt mit einer Periode von etwa 11,1 Jahren. Dieser Fleckenzyklus läßt sich auch in Schwankungen der Großwetterlagen auf der Erde nachweisen, da von den Sonnenflecken und den anderen Aktivitätserscheinungen (Fleckenprotuberanzen, Fackeln und Eruptionen) Korpuskularstrahlung ausgeht, die auf der Erde u. a. magnetische Stürme und Polarlichter verursacht.

Korona

Bei einer totalen Sonnenfinsternis ist der die Sonne umgebende Strahlenkranz, die Korona, zu sehen. Es handelt sich um eine äußerst dünne Gasatmosphäre um die Sonne, deren Temperatur bei etwa 1 Mill. K liegt. Auch die Korona ändert ihr Aussehen mit dem Sonnenfleckenzyklus.

Energieerzeugung

Die Sonne bezieht ihre Energie durch Kernfusion von Wasserstoff zu Helium, wobei Masse in Energie umgesetzt wird. Dieser Prozeß findet im Sonneninnern bei Temperaturen von ca. 15 Mill. K statt. Der in einer Sekunde abgestrahlten Energie von 3,85 * 10^23 Kilowatt entspricht ein Masseverlust von 4.300.000 Tonnen pro Sekunde. Trotzdem decken die Kernprozesse noch auf einige Milliarden Jahre den Energiebedarf der Sonne.

Größe	Wert	entsprechend der Erde
Sonnendurchmesser	1.392.000 km	= 109 Erddurchmesser
Volumen	1,412 * 1018 km3	= 1.304.000 Erdvolumen
Oberfläche	6,087 * 1012 km2	= 11.930 Erdoberflächen
Sonnenmasse	1,989 * 1033 g	= 333.000 Erdmassen
mittlere Dichte	1,41 g/cm3	= 0,26 Erddichte
Schwerebeschleunigung	274 m/s2	= 28fach
Fluchtgeschwindigkeit	6,177 * 105 m/s
emittierte Strahlung	3,85 * 1026 J/s

Die Sonne von der Erde gesehen	Wert
größter scheinbarer Durchmesser	32' 26"
kleinster scheinbarer Durchmesser	31' 31"
Solarkonstante (die Energie der Sonne, die pro Flächen- und Zeiteinheit bei senkrechter Einstrahlung die Erde trifft)	8,20 J/(cm2 * min) (= 1,367 *103 Wm-2)

Die Sonne als Stern	Abkürzung der Maßeinheit	Wert
scheinbare Helligkeit	mvis	-26,70
absolute Helligkeit	Mvis	4,37
Spektraltyp		G2V
effektive Temperatur		5.777 K

Rotation des Sonnenglobus
Die Sonne rotiert um eine 7° 15' gegen die Ekliptik geneigte Achse. Beobachtungen von Sonnenflecken u. a. Erscheinungen der Oberfläche ergaben, daß die Rotationsdauer mit wachsender heliographischer Breite zunimmt.

heliographische Breite	siderische Rotationsdauer (in Tagen)
0°	25,2
20°	26,0
40°	28,2
60°	31,3
80°	33,7