Allgemeines und Eigenschaften der Sonne

Die Sonne ist mit einer mittleren Entfernung von 1 Astronomischen Einheit (150 Millionen km) unser nächster Stern und somit der wichtigste Himmelskörper für uns. Sie besteht aus Plasma bzw. ionisiertem Gas, größtenteils Wasserstoff.

Die Abbildung zeigt die Sonne mit eruptiver Protuberanz im Größenvergleich zur Erde. Das Bild wurde im extremen UV von EIT, SOHO aufgenommen.

Ihre Masse beträgt 1.98 x 1030 kg, und umfasst 99 % der Gesamtmasse des Sonnensystems. Der Sonnenradius hat eine Länge von 6.96 x 105 km, was ungefähr 109 Erdradien entspricht. Nachdem die Form der Sonne nur wenig von der einer Kugel abweicht, lässt sich leicht eine mittlere Dichte von 1400 kg/m3 errechnen. Im Vergleich dazu beträgt die mittlere Dichte der Erde 5515 kg/m3. Tatsächlich steigt die Dichte der Sonne nach innen hin aber stark an und erreicht im Zentrum einen Wert zwischen 1.4 und 1.8 x 105 kg/m3. Auf Grund der sehr viel größeren Masse der Sonne ist die Fallbeschleunigung auf ihr mit 274 m/s2 etwa 28 mal größer als die Erdfallbeschleunigung. Ähnlich der Erde, die sich in 24 Stunden um die eigene Achse dreht, rotiert auch die Sonne mit einer Periode von 27 Tagen, jedoch differenziell. Das bedeutet, dass sie sich am Äquator mit 24 Tagen schneller dreht als in den Polregionen mit 31 Tagen.

Aus der Vielzahl der verschiedenen Temperaturdefinitionen lässt sich kein genauer Wert für die Sonnentemperatur angeben. Eine gängige Temperaturangabe ist die der effektiven Temperatur, jene Temperatur, die ein schwarzer Körper haben würde, der dieselbe Menge Strahlung aussendet. Einen schwarzen Körper kann man sich folgendermaßen vorstellen: Er nimmt die gesamte Strahlung auf, die er erhält, und erwärmt sich solange bis seine Abstrahlung eine weitere Erwärmung verhindert. Diese Gleichgewichtstemperatur nennt man effektive Temperatur, Einstrahlung und Ausstrahlung sind dabei gleich groß. Der Wert der effektiven Temperatur der Sonne liegt bei rund 5800 K. Die geringste Temperatur (4100 K) der Sonnenatmosphäre findet man am Übergang zwischen Photosphäre (sichtbare Oberfläche) und der darüberliegenden Chromosphäre. In der äußersten Schicht der Sonnenatmosphäre, der Korona, steigt die Temperatur auf 20 Millionen K an. Im Zentrum der Sonne, im sogenannten Kern, ist die Temperatur wesentlich höher als die effektive Temperatur und erreicht Werte von 15 Millionen K. Diese Temperatur ist notwendig damit Kernfusion stattfinden und die Sonne strahlen kann.
Die Leuchtkraft, jene Strahlung, die pro Sekunde ausgesendet wird, beträgt 3.86 x 10²⁶W. Davon erreichen 1367 W/m² die Erde. Diesen Wert bezeichnet man als Solarkonstante.