Sonne

Von Alexander Merz · Aktualisiert am 31. August 2026 · Angaben geprüft am 22. September 2026

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Die Sonne (Taggestirn) ist der zentrale Stern unseres Sonnensystems. Alle Planeten, Asteroiden und Kometen des Sonnensystems kreisen um die Sonne. Sie vereinigt über 99% der Masse des Sonnensystems auf sich und hat einen 110 mal größeren Durchmesser als die Erde.

Trotz dieser unvorstellbaren Größe ist die Sonne ein eher mittelgroßer (Zwerg-)Stern und wird das Sonnensystem noch rund fünf Milliarden Jahre lang mit Wärme und anderer Strahlung versorgen, bevor sie spektakulär erlischt.

Wichtig vorweg, bevor du an Ausrüstung denkst: Die Sonne ist das einzige Objekt am Himmel, das dir ohne den richtigen Filter dauerhaft die Augen schädigt – ein Teleskop ohne geprüften Sonnenfilter vor der Öffnung ist dafür unbrauchbar. Welche Filter sicher sind, steht in der Filter-Übersicht; welches Gerät überhaupt zu dir passt, im Einsteiger-Ratgeber.

Woraus besteht die Sonne? Die Zusammensetzung in Zahlen

Die Angaben beziehen sich auf den Massenanteil in der Photosphäre – der sichtbaren Oberfläche. Im Kern hat die Kernfusion die Verhältnisse über 4,6 Milliarden Jahre verschoben: Dort ist der Heliumanteil inzwischen auf rund 60 % gestiegen.

Warum die Sonne kein „brennender“ Ball ist

Verbrennung im chemischen Sinn findet in der Sonne nicht statt – dafür gibt es weder Sauerstoff noch ausreichend Brennmaterial. Was wir als Sonnenlicht sehen, stammt aus Kernfusion: Unter dem Druck von 200 Milliarden Erdatmosphären verschmelzen im Kern je vier Wasserstoffkerne zu einem Heliumkern. Das Produkt ist ein Stückchen leichter als die Ausgangsstoffe, und genau diese fehlende Masse wird nach E = mc² zu Energie – rund vier Millionen Tonnen pro Sekunde.

Ein Photon aus dem Kern braucht anschließend zehntausende bis Millionen Jahre, bis es sich durch die dichte Strahlungszone nach außen gearbeitet hat. Die letzten 150 Millionen Kilometer bis zur Erde legt es dann in gut acht Minuten zurück. Mehr dazu in unserem Beitrag über den Sonnenwind und darüber, wie die Sonne Sonnenflecken bildet.

Was ist die Sonne?

Die Sonne ist der erdnächste Stern und bildet das Zentralgestirn unseres Sonnensystems. Die Sonne ist ein riesiger, extrem heißer Gasball. In jeder Sekunde fusioniert sie 657 Million Tonnen Wasserstoff zu 653 Millionen Helium.

Die Massendifferenz von 4 Millionen Tonnen wird als Energie in Form von Strahlung freigesetzt. Diese Strahlung wird über das gesamte elektromagnetische Spektrum emittiert: Radio-, Infrarotstrahlung (Wärme), sichtbares Licht und Röntgen- bzw. Gammastrahlung.

Unser Tagstern ist ein Stern von mittlerer Größe: 1.392.700 Kilometer Durchmesser und damit rund zehnmal so groß wie die kleinsten Roten Zwerge – aber winzig gegen Überriesen wie Stephenson 2-18, der es auf etwa den 2.150-fachen Sonnenradius bringt.

Wie alt ist die Sonne? 4,6 Milliarden Jahre – etwa Halbzeit

Die Sonne ist rund 4,6 Milliarden Jahre alt und hat damit etwa die Hälfte ihrer Zeit als stabiler Stern hinter sich. Noch rund 5 Milliarden Jahre leuchtet sie so gleichmäßig wie heute, dann bläht sie sich zum Roten Riesen auf.

Gemessen wird das Alter nicht an der Sonne selbst, sondern an den ältesten festen Körnchen des Sonnensystems: kalzium- und aluminiumreichen Einschlüssen (CAIs) in Meteoriten wie Allende. Ihr Blei-Blei-Alter liegt bei 4,567 Milliarden Jahren, und die Sonne ist nur wenig älter als diese ersten Bröckchen aus ihrer Staubscheibe.

Die Helioseismologie liefert eine unabhängige Gegenprobe: Aus den Schwingungen der Sonnenoberfläche lässt sich ablesen, wie viel Wasserstoff im Kern schon zu Helium verschmolzen ist. Heraus kommen rund 4,57 Milliarden Jahre, auf etwa 0,1 Milliarden Jahre genau – passend zu den Meteoriten.

Wie ist die Sonne aufgebaut?

Unser Stern hat einen schalenartigen Aufbau. Diese drei Schalen sind durch dünne Übergangszonen voneinander getrennt sind.

Kern der Sonne

Der Stern-Kern ist der Ort der stellaren Fusion, bei der Wasserstoff zu Helium fusioniert wird. Nur im Kern sind Druck (200 Milliarden bar) und Temperatur (15 Millionen Grad) hoch genug, damit Wasserstoff als ionisiertes Gas (Plasma) vorliegt. So kann die Verschmelzung von vier Wasserstoffkernen zu Helium als Teil des Wasserstoffbrennens stattfinden.

Innere Atmosphäre

Strahlungszone

Die Strahlungszone schließt sich an den Kern an und leitet die im Kern entstehende Energie als Strahlung in die nächste Zone weiter. Bis ein im Kern entstandenes Photon die Oberfläche unseres Zentralgestirns erreicht und in 8 Minuten zur Erde reist, kann die Reise vom Kern durch die Strahlungszone viele hunderttausend Jahre dauern. Grund hierfür sind Kollisions- und Absorptionseffekte.

Konvektionszone

In der Konvektionszone wird Energie auf zirkulierende Masse übertragen, die dabei erhitzt wird und zur Sonnenoberfläche aufsteigt. Im Bereich der Oberfläche wird Energie zum Beispiel in Form von Wärme abgegeben. Die Masse kühlt ab und sinkt wieder langsam in Richtung der Strahlungszone ab. wo sie erneut erhitzt wird.

Photosphäre

Die Photosphäre ist der sichtbare Teil der Sonne. Sie bildet die Grenzfläche der stabilen Materie zum Weltall und strahlt die Energie der Sonne unter anderem in Form von Licht ab.

Chromosphäre

Die Chromosphäre ist eine dünne Gashülle um die Sonne, die einen Teil der abgestrahlten Energie absorbiert. Sichtbar ist sie während eines kurzen Moments bei einer totalen Sonnenfinsternis.

Äußere Atmosphäre

Korona

Die Korona schließt sich unmittelbar an die Chromosphäre an und geht ohne scharfe Grenze in den interplanetaren Raum über. Ihre Größe und Erscheinung variiert je nach Aktivitätsgrad der Sonne. Sichtbar ist die Korona während einer totalen Sonnenfinsternis.

Wann und wie ist die Sonne entstanden?

Als unser Stern vor rund 4,6 Milliarden Jahren entstanden ist, war das Universum bereits gut 9 Milliarden Jahre alt. Die erste Generation von Sternen, die früh nach dem Urknall entstanden, sind bereits gestorben. In den Sternen der ersten Generation wurden aus dem reichlich vorhanden Wasserstoff bereits die ersten schwereren Elemente (Helium, Sauerstoff, Kohlenstoff, Silizium und Eisen) erzeugt.

Nachdem die Sterne der ersten Generation in gewaltigen Explosionen zu Grunde gingen, hinterließen sie die neu fusionierten schwereren Elemente als Staubwolken im interstellaren Raum. Der Entstehungsort unseres Tagsterns war eine solche Gaswolke, die bereits geringe Spuren dieser schweren Elemente enthielt.

Die anfangs gleichmäßig verteilte Masse kann unter ihrer eigenen Gravitation kollabieren oder durch eine Schockwelle ausgehend von einer Supernova ins Ungleichgewicht gebracht werden. Beides führt zur Materiekonzentration, die zunehmend in einer Kettenreaktion abläuft und immer schneller weitere Materie akkumuliert.

Mit der Zunahme der Masse steigen Druck und Temperatur im Protostern. Seine unmittelbare Umgebung ist bereits frei von Masse.

Sobald die Kerntemperatur einen kritischen Bereich überschreitet, beginnt die stellare Fusion und ein neuer Stern ist geboren. Aus der restlich verblieben Masse im Gravitationsfeld des Sterns können Planeten, Asteroiden und Kometen entstehen.

Wie funktioniert unser Stern?

Warum leuchtet unser Zentralgestirn? Warum spüren wir in 150 Millionen km Entfernung noch ihre Wärme auf unserer Haut?

Um das zu verstehen, müssen wir wissen, was die Energiequelle unseres Sterns ist.

Unser Stern besteht wie alle Sterne überwiegend aus Wasserstoff. Wasserstoff ist das häufigste Element im Universum und steht angesammelt in Gaswolken bei der Sternentstehung reichlich zu Verfügung. Nach der Kollabierung einer Gaswolke sammelt sich mehr und mehr Materie in einem Protostern an.

Der Stern wächst und Druck und Temperatur nehmen in seinem Kern immer weiter zu. Ab einer kritischen Temperatur und Druck beginnt die stellare Fusion, das sogenannte “Wasserstoffbrennen” im Kern des geborenen Sterns. Bei der stellaren Fusion werden  4 Wasserstoffkerne zu Helium fusioniert.

Dabei entsteht ein Massendefekt von circa 0,7%. Diese “fehlende” Masse ist in Energie umgewandelt worden. Der Stern und damit auch die Sonne setzen diese Energie unter anderem in Form von Licht und Wärme frei.

Wo steht die Sonne in der Milchstraße?

Unser Sonnensystem befindet sich im Orion-Arm unserer Galaxis. Der Orion-Arm liegt auf dem halben Radius der galaktischen Ebene.

Bis ins Zentrum der Milchstraße sind es 28.000 Lichtjahre, bis an den äußersten Rand 30.000 Lichtjahre. Für die Umrundung des galaktischen Zentrums benötigt die Sonne 210 Millionen Jahren.

Hat die Sonne einen Einfluss auf die Jahreszeiten?

Hauptverantwortlich für die Entstehung der Jahreszeiten ist die zur Bahnebene geneigte Erdrotationsachse. Die Neigung führt dazu, dass die Nordhalbkugel im Sommer der Sonne näher ist als im Winter.

Entsprechend umgekehrt verhält es sich für die Südhalbkugel. Die geringste Auswirkung hat die Neigung der Erdrotationsachse am Äquator, weshalb man dort auch von einem Tageszeitenklima spricht. Am stärksten machen sich die Jahreszeiten an den Polen bemerkbar.

Spannende und beeindruckende Fakten zur Sonne

• Durchmesser: Die Sonne hat einen Durchmesser von etwa 1,4 Millionen Kilometern und ist damit 109-mal größer als die Erde.
• Masse: Die Sonne macht etwa 99,86 % der gesamten Masse unseres Sonnensystems aus und wiegt rund 1,989 × 10^30 Kilogramm.
• Kernfusion: Im Inneren der Sonne finden Kernfusionsreaktionen statt, bei denen Wasserstoff zu Helium verschmolzen wird. Dabei werden riesige Mengen an Energie in Form von Licht und Wärme freigesetzt.
• Sonnenflecken: Auf der Oberfläche der Sonne sind dunkle Bereiche, sogenannte Sonnenflecken, zu erkennen. Diese entstehen durch starke Magnetfelder, die die Wärmeübertragung beeinflussen und somit zu kühleren Stellen führen.
• Sonnenwind: Die Sonne stößt kontinuierlich geladene Teilchen aus, die als Sonnenwind bezeichnet werden. Dieser beeinflusst das gesamte Sonnensystem und trägt zur Entstehung von Polarlichtern auf der Erde bei.
• Sonnenzyklus: Die Sonne durchläuft einen etwa 11-jährigen Aktivitätszyklus, der von ruhigeren Phasen mit wenigen Sonnenflecken bis hin zu aktiveren Phasen mit vielen Sonnenflecken und Sonneneruptionen reicht.
• Sonneneruptionen: Gelegentlich kommt es zu gewaltigen Eruptionen auf der Sonne, bei denen große Mengen an geladenen Teilchen und Strahlung ins All geschleudert werden. Solche Ereignisse können unter Umständen Satelliten und Kommunikationssysteme auf der Erde stören.
• Lebensdauer: Die Sonne ist etwa 4,6 Milliarden Jahre alt und wird voraussichtlich noch weitere 5 Milliarden Jahre existieren. Anschließend wird sie sich zu einem Roten Riesen aufblähen und schließlich als Weißer Zwerg enden.
• Lichtgeschwindigkeit: Das Licht der Sonne benötigt im Mittel 8 Minuten und 19 Sekunden bis zur Erde.
• Gravitation: Die Schwerkraft der Sonne hält die Planeten unseres Sonnensystems in ihren Bahnen und ermöglicht somit das Bestehen von Leben auf der Erde.
• Lagrange Punkte: Balance Punkte zwischen Sonne-Erde-Mond.

Die Sonne selbst beobachten

Die Sonne ist der einzige Stern, an dem du Oberflächendetails mit eigenen Augen verfolgen kannst – Flecken, die über Tage wandern, und am Rand die Protuberanzen. Sie ist zugleich das einzige Objekt am Himmel, das dich in Sekunden blenden kann: Ein Blick durch ein ungefiltertes Teleskop zerstört die Netzhaut dauerhaft, und zwar schmerzfrei.

Welche Filter sicher sind, warum Filter am Okular nichts taugen, was Weißlicht von H-Alpha unterscheidet und wie die Projektionsmethode ganz ohne Filter funktioniert, steht ausführlich im Ratgeber Sonne beobachten – sicher und richtig.

Für die Finsternis am 2. August 2027 zeigt unsere Anleitung, wie du eine Lochkamera für die Sonnenfinsternis aus Schuhkarton, Röhre oder Nudelsieb baust.

Die Sonnenfinsternis vom 12. August 2026 ist vorbei. Der nächste Termin für den deutschsprachigen Raum ist der 2. August 2027: eine partielle Sonnenfinsternis am Vormittag, je nach Ort mit 28 bis 61 Prozent Bedeckung.

Was du dafür wirklich brauchst

Sonnenbeobachtung ist der billigste Teil der Astronomie: Ein Teleskop, das du vielleicht schon hast, plus ein Stück zertifizierte Filterfolie vor der Öffnung – mehr ist es nicht. Die Folie wird nicht ins Okular geschraubt, sondern vorn auf die Öffnung gesetzt, sonst platzt sie durch die gebündelte Hitze.

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Eine Sofi-Brille für 5 € ersetzt das nicht: Sie ist ausschließlich fürs bloße Auge gedacht und darf niemals vor ein Okular gehalten werden. Für Sonnenflecken reicht sie ohnehin nicht – die siehst du damit bestenfalls als winzige Punkte.

Häufig gestellte Fragen

Die auffälligsten Strukturen auf der Sonnenoberfläche sind die Sonnenflecken – dunkle, magnetisch gebremste Gebiete, deren Zahl im Elfjahresrhythmus schwankt. Aufbau, Größen und der aktuelle Stand von Zyklus 25 stehen im ausführlichen Beitrag.