Mitten in die Korona.
2021 flog die Sonde erstmals durch die äußere Sonnenatmosphäre. Sie misst dort unter anderem Teilchen und Magnetfelder und untersucht, wie der Sonnenwind entsteht.
Zur NASA-Mission ↗Startseite / Unsere Sonne
Der Stern unserer WeltenDie Sonne.
Die Sonne.
Alles kreist um sie.
Sie prägt unsere Tage und macht unsere vertraute Welt erst möglich. Doch auch unser Stern hat eine Geschichte.
Von einer kalten Wolke zu einer Quelle aus Licht und Wärme – und zu einer Zukunft, in der sie sich grundlegend verändern wird.
Ihre Geschichte entdecken ↓
NASA / GSFC / SVS · SDO Science Team · Virtual Solar Observatory
4,6 Mrd. JahreALTER · UNGEFÄHR
1,4 Mio. kmDURCHMESSER · GERUNDET
5.500 °CPHOTOSPHÄRE · UNGEFÄHR
15 Mio. °CIM KERN · UNGEFÄHR
Bevor die Sonne leuchtete.
Vor rund 4,6 Milliarden Jahren zog sich ein Teil einer Gas- und Staubwolke unter seiner eigenen Schwerkraft zusammen. Im Zentrum sammelte sich der größte Teil des Materials. Daraus entstand unsere Sonne; in der umgebenden Scheibe wuchsen die Bausteine der Planeten.
Der junge Protostern wurde durch das Zusammenziehen immer heißer. Schließlich herrschten im Kern die Bedingungen für anhaltende Kernfusion: Wasserstoffkerne verbinden sich zu Helium. Dabei wird Energie frei. Die Sonne trat in die lange Hauptreihenphase ein, in der sie sich heute befindet.
Die Sonne besteht überwiegend aus heißem Plasma. Im Inneren wirkt Druck dem Zusammenziehen durch die Schwerkraft entgegen.
Wie entstand dabei unser Sonnensystem? →Nicht nur lesen. Durch die Zeit reisen.
Ein Stern. Ein langes Leben.
Wähle eine Entwicklungsphase.
Die Reise beginnt bei unserer heutigen Sonne.
Rund 4,6 Milliarden Jahre nach der Entstehung
Ein Stern im langen Gleichgewicht.
Im Kern wird Wasserstoff zu Helium fusioniert. Die freigesetzte Energie hilft, den Druck aufrechtzuerhalten, der der Schwerkraft entgegenwirkt. Die Sonne befindet sich auf der Hauptreihe.
- Was liefert Energie oder regt das Leuchten an?
- Wasserstofffusion im Kern
Schematische Illustration · Größen, Farben und Phasendauern nicht maßstabsgetreu · keine gleichmäßige Zeitachse und keine berechnete Sternentwicklung. „Roter Riese“ fasst mehrere späte Entwicklungsabschnitte zusammen.
HEUTE · HAUPTREIHE
Ein langes Kapitel.
Wasserstofffusion im Kern versorgt den Stern mit Energie. Seine Eigenschaften verändern sich auch in dieser langen Phase langsam.
IN ETWA 5 MILLIARDEN JAHREN
Die Sonne wird zum Riesen.
Nach dem Ende der Hauptreihe dehnen sich ihre äußeren Schichten stark aus. Später gehört auch Heliumfusion zu ihrem Lebensweg.
DIE FERNE ZUKUNFT
Ein Weißer Zwerg bleibt.
Nach dem Verlust der äußeren Hülle bleibt ein ungefähr erdgroßer, dichter Rest, der über Milliarden Jahre auskühlt.
Was wird aus der Erde?
Die starke Ausdehnung wird Merkur und Venus verschlingen; ob auch die Erde verschluckt wird, hängt von Details der Entwicklung ab. Unser heutiger Lebensraum wird jedenfalls nicht dauerhaft bestehen bleiben. Die interaktive Reise zeigt deshalb keine scheinbar genaue künftige Erdbahn.
Wird unsere Sonne als Supernova explodieren?
Dafür besitzt sie nicht genug Masse. Für einen Stern wie unsere Sonne führt die Entwicklung über Riesenphasen und den Verlust der äußeren Schichten zu einem Weißen Zwerg.
Wie wir unseren Stern verstehen lernen.
Die Sonne begleitete menschliche Zeitrechnung lange vor der modernen Astronomie. Neue Instrumente veränderten dann die Fragen: Ist sie unveränderlich? Woraus besteht sie? Und wie reicht ihr Einfluss bis zur Erde?
UM 1610 · FERNROHRE
Flecken statt Vollkommenheit.
Beobachter wie Galileo untersuchen Sonnenflecken. Ihre Bewegung zeigt: Die Sonne rotiert und verändert sich.
19. JAHRHUNDERT · SPEKTREN
Licht verrät Stoffe.
Fraunhofer untersucht dunkle Linien im Sonnenspektrum. Kirchhoffs Arbeiten machen Spektrallinien zum Werkzeug, um chemische Elemente in fernen Lichtquellen zu erkennen.
1958 · EINE VORHERSAGE
Ein Wind aus Teilchen.
Eugene Parker beschreibt den Sonnenwind theoretisch. Messungen von Raumsonden bestätigen den dauernden Teilchenstrom.
Raumfahrt erweitert unseren Blick über die störenden und schützenden Einflüsse der Erdatmosphäre hinaus. Das 1995 gestartete Observatorium SOHO untersucht die Sonne auf verschiedenen Wegen. Unterschiedliche Wellenlängen machen unterschiedliche Regionen und Vorgänge sichtbar.
Neue Blickwinkel.
Die gemeinsame Mission von ESA und NASA verbindet Nahaufnahmen mit Messungen des Sonnenwinds. Auch die Polarregionen gehören zu ihren Forschungszielen.
Zur Missionsübersicht ↗Warum sieht die Sonne auf dem Titelbild orange aus?
Das Bild zeigt extremes Ultraviolett bei 30,4 Nanometern, das unsere Augen nicht sehen können. Die Messdaten wurden eingefärbt. Besonders sichtbar werden dabei Strukturen in der Chromosphäre und im Übergangsbereich zur Korona. Es ist keine Aufnahme im sichtbaren Licht und keine Temperaturkarte der ganzen Sonne.
Unser Wissen hat eine Grundlage.
- NASA · Sun Facts – Alter, Größe, Aufbau und Zukunft des Sonnensystems.
- NASA · Stars – Sternentstehung, Kontraktion und Hauptreihe.
- NASA · Types of Stars – Riesenphasen, abgestoßene Hüllen und Weiße Zwerge.
- NASA · A Solar Science Timeline – Sonnenflecken, Spektroskopie und Sonnenwind.
- NASA · Missions Exploring Our Sun – Forschung aus dem All und SOHO.
- NASA · Parker Solar Probe und NASA · Solar Orbiter – Ziele und Startdaten.
- NASA SVS · The Active Sun from SDO: 304 Ångstroms – lokale Titelaufnahme. Bildnachweis: NASA/Goddard Space Flight Center Scientific Visualization Studio, the SDO Science Team, and the Virtual Solar Observatory.
Quellenstand: 22. Oktober 2026. Zahlen und Zukunftsangaben sind gerundet. Die manuelle Phasenreise ist eine redaktionelle Übersicht mit schematischen Illustrationen. Alle Bedieneingaben bleiben im aktuellen Tab.
