Die Sonne ist der unumstrittene Mittelpunkt unseres Planetensystems. Sie spendet Licht, Wärme und Energie, treibt das Weltraumwetter an und fasziniert Astronomen seit Jahrtausenden. Doch was verbirgt sich unter der gleißenden Oberfläche? Der Aufbau der Sonne ist hochkomplex und gleicht einem gigantischen thermonuklearen Reaktor, der in verschiedene, scharf voneinander abgegrenzte Schichten unterteilt ist.
In diesem Artikel werfen wir einen detaillierten Blick auf die innere Struktur, die dynamische Atmosphäre und die neuesten wissenschaftlichen Erkenntnisse über unseren Heimatstern.
Die innere Struktur: Wo die Energie entsteht
Der innere Aufbau der Sonne lässt sich nicht direkt beobachten, da das extrem dichte Plasma jeden direkten Blick verhindert. Astronomen nutzen daher die Helioseismologie – die Untersuchung von Schallwellen, die durch das Innere des Sterns wandern –, um die Schichten zu kartieren. Das Innere der Sonne gliedert sich in drei Hauptbereiche:
1. Der Kern (Core)
Der Kern erstreckt sich vom Zentrum bis zu etwa 20 bis 25 % des Sonnenradius. Hier herrschen extreme Bedingungen: Die Temperatur liegt bei rund 15 Millionen °C, und der Druck ist milliardenfach höher als auf der Erde. Diese Bedingungen sind zwingend notwendig, damit die Kernfusion stattfinden kann.
Im Kern verschmelzen Wasserstoffkerne (Protonen) zu Helium. Dieser Prozess, die sogenannte Proton-Proton-Kette, ist die primäre Energiequelle der Sonne. Die Gesamtreaktion lässt sich stark vereinfacht wie folgt darstellen:
Dabei wird durch den Massendefekt (nach Einsteins berühmter Formel $E = mc^2$) reine Energie in Form von Gammastrahlung und Neutrinos freigesetzt. Die Sonne wandelt auf diese Weise jede Sekunde über 4 Millionen Tonnen Materie in Energie um.
2. Die Strahlungszone (Radiative Zone)
Direkt an den Kern schließt sich die Strahlungszone an, die bis zu etwa 70 % des Sonnenradius reicht. In dieser Schicht ist das Sonnenplasma so dicht, dass die im Kern erzeugten Gamma-Photonen nicht einfach nach außen fliegen können.
Stattdessen durchlaufen sie einen „Random Walk“ (Irrweg). Ein Photon kollidiert unzählige Male mit Elektronen und Ionen, wird absorbiert und in eine zufällige Richtung wieder abgestrahlt. Es kann zwischen 10.000 und 170.000 Jahren dauern, bis ein einzelnes Photon diese Zone durchquert hat. Während dieses Prozesses kühlt das Plasma allmählich ab, von rund 7 Millionen °C an der inneren Grenze auf etwa 2 Millionen °C an der äußeren.
3. Die Konvektionszone (Convection Zone)
Die äußerste Schicht des inneren Sonnenaufbaus ist die Konvektionszone. Hier ist das Plasma kühl genug (unter 2 Millionen °C), dass schwere Atome Elektronen einfangen können, was das Material undurchsichtiger (opaker) für Strahlung macht.
Die Wärmeenergie kann nun nicht mehr effizient durch Strahlung transportiert werden. Stattdessen setzt Konvektion ein – ähnlich wie kochendes Wasser in einem Topf. Heißes Plasma steigt in riesigen Blasen an die Oberfläche, kühlt dort ab und sinkt an den Rändern der Konvektionszellen wieder in die Tiefe. Diese ständige Umwälzung dauert im Durchschnitt etwa einen Monat und erzeugt gewaltige Plasmaströme, die entscheidend für das solare Magnetfeld sind.
Die Sonnenatmosphäre: Der sichtbare Aufbau der Sonne
Das, was wir von der Erde aus sehen, ist nicht die feste Oberfläche der Sonne – denn die gibt es bei einem Gasball nicht – sondern der Beginn der Sonnenatmosphäre. Diese gliedert sich wiederum in drei hochdynamische Schichten.
Die Photosphäre (Die „Lichtkugel“)
Die Photosphäre ist die sichtbare „Oberfläche“ der Sonne und stellt die Grenze dar, ab der das Sonnenplasma transparent wird. Sie ist nur etwa 400 Kilometer dick. Hier sinkt die Temperatur auf ihr Minimum im gesamten Sonnenaufbau: „nur“ noch etwa 5.500 °C.
Die Konvektionsströme aus der Tiefe sind hier als körniges Muster sichtbar, die sogenannte Granulation. Jede dieser „Granulen“ ist etwa so groß wie Europa und existiert nur für 10 bis 20 Minuten. In der Photosphäre bilden sich auch die berühmten Sonnenflecken (wie zuletzt die hochaktive Region AR4366 im Februar 2026). Diese Flecken sind kühler (ca. 3.500 bis 4.500 °C) und erscheinen daher dunkel.
Tipp für Hobby-Astronomen: Wenn du die tägliche Entwicklung der Photosphäre und der Sonnenflecken verfolgen möchtest, wirf einen Blick in unser stetig wachsendes Solar Data Archive. Dort dokumentieren wir die tagesaktuelle Sonnenaktivität fotografisch.
Die Chromosphäre (Die „Farbkugel“)
Über der Photosphäre liegt die Chromosphäre, eine etwa 2.000 Kilometer dicke Schicht. Sie verdankt ihren Namen dem charakteristischen roten Leuchten, das bei totalen Sonnenfinsternissen sichtbar wird. Dieses Leuchten stammt von der H-alpha-Emission des Wasserstoffs.
Hier steigt die Temperatur überraschenderweise wieder an, von 4.500 °C auf bis zu 20.000 °C. Die Chromosphäre ist stark strukturiert und durchzogen von Spikulen – gigantischen, nadelartigen Plasmajets, die mit Geschwindigkeiten von bis zu 100 km/s in die obere Atmosphäre schießen.
Die Korona (Der Strahlenkranz)
Die äußerste Schicht im Aufbau der Sonne ist die Korona. Sie ist ein extrem verdünntes Plasma, das sich Millionen von Kilometern ins Weltall erstreckt und nahtlos in den Sonnenwind übergeht.
Die Korona birgt eines der größten Rätsel der modernen Astrophysik: das koronale Heizproblem. Obwohl sie viel weiter vom Energie erzeugenden Kern entfernt ist als die Photosphäre, steigen die Temperaturen in der Korona plötzlich auf 1 bis 3 Millionen °C (bei Flares sogar bis auf 20 Millionen °C) an.
Magnetismus: Der Motor der Sonnenaktivität
Der Aufbau der Sonne wäre nicht komplett verstanden ohne ihr Magnetfeld. Durch die Rotation des elektrisch leitenden Plasmas (der Äquator dreht sich schneller als die Pole) entsteht ein Dynamo-Effekt an der Tachokline – der Grenzschicht zwischen Strahlungs- und Konvektionszone.
Dieses Magnetfeld durchbricht an vielen Stellen die Photosphäre und sorgt für das Weltraumwetter. Die magnetische Energie entlädt sich in Form von:
- Solares Flares: Plötzlichen Strahlungsausbrüchen.
- Koronale Massenauswürfe (CMEs): Milliarden Tonnen Plasma, die in den Weltraum geschleudert werden und auf der Erde Polarlichter verursachen können.
Neueste Erkenntnisse aus der Forschung
Unser Verständnis über den Aufbau der Sonne entwickelt sich rasant weiter. Einen enormen Beitrag dazu leistet die NASA-Raumsonde Parker Solar Probe. Diese Sonde taucht tiefer in die Sonnenatmosphäre ein als je ein von Menschen geschaffenes Objekt zuvor.
Sie hat die Alfvén-Grenze überschritten – den Punkt, an dem der Sonnenwind schnell genug wird, um sich vom Magnetfeld der Sonne loszureißen. Die Daten der Sonde deuten darauf hin, dass magnetische „Switchbacks“ (S-förmige Umkehrungen der Magnetfeldlinien) eine Schlüsselrolle bei der Aufheizung der Korona spielen. (Mehr zur Mission erfährst du auf unserer speziellen Detailseite zur Parker Solar Probe).
Zudem liefern moderne Sonnenteleskope wie das Inouye Solar Telescope auf Hawaii nie dagewesene, hochauflösende Bilder der Konvektionszellen und magnetischen Flussschläuche in der Photosphäre, die unsere Modelle der Plasmadynamik bestätigen.
Die Sonne – Ein perfekt ausbalanciertes System
Der Aufbau der Sonne ist ein kosmisches Meisterwerk des hydrostatischen Gleichgewichts – die nach außen gerichtete Kraft der Kernfusion hält der nach innen gerichteten Schwerkraft exakt die Waage. Vom brodelnden Fusionsreaktor im Kern über die träge Strahlungszone bis hin zur extrem heißen, magnetischen Atmosphäre greifen alle Schichten ineinander.
Die genaue Kenntnis dieses Aufbaus hilft uns nicht nur, Sterne im restlichen Universum besser zu verstehen, sondern ist auch wichtig, um das Weltraumwetter zu prognostizieren, das unsere moderne, technologiebasierte Gesellschaft auf der Erde beeinflusst.