Wie heiß ist die Sonne? Die überraschende Antwort

Wie heiß ist die Sonne? Die kurze Antwort – und die lange, die kaum jemand erzählt

Stellen Sie sich vor, Sie könnten einen einzigen Finger auf die Sonnenoberfläche legen. Es gäbe kein Verbrennen, kein Zischen, kein kurzes Zucken. Ihr Finger wäre einfach nicht mehr da, bevor Ihr Gehirn überhaupt ein Signal verarbeiten könnte. Die Sonnenoberfläche liegt bei rund 5.500 bis 6.000 Grad Celsius. Das ist heißer als alles, was auf der Erde natürlicherweise existiert. Und trotzdem ist das nur der unscheinbarste Teil dieser Geschichte.

Denn die eigentliche Sensation beginnt erst, wenn man nach innen schaut. Dort, im Kern, herrschen etwa 15 Millionen Grad Celsius. Und dann gibt es noch diesen merkwürdigen Bereich außen herum, der heißer ist als die Oberfläche selbst. Genau da wird es spannend – und genau da verlassen die meisten Erklärungen den Raum.

Was wir „Oberfläche" nennen – und warum das Wort irreführend ist

Die Sonne hat keine feste Oberfläche. Kein Gestein, kein Metall, nichts, worauf man stehen könnte. Was wir als leuchtende Scheibe am Himmel sehen, ist die Photosphäre – eine Gasschicht, aus der das sichtbare Licht entkommt. Darunter wird das Plasma so dicht, dass Licht nicht mehr ungehindert nach außen dringt.

Diese Photosphäre hat eine effektive Temperatur von etwa 5.778 Kelvin. Das ist der Wert, den man in den meisten Lehrbüchern findet, weil er sich sauber über die abgestrahlte Leistung berechnen lässt.

Wie heiß ist die Sonne in Kelvin?

In Kelvin sind es an der Oberfläche ungefähr 5.800 K und im Kern rund 15 Millionen K. Der Unterschied zwischen Celsius und Kelvin ist bei diesen Größenordnungen fast vernachlässigbar – die Skalen unterscheiden sich nur um 273,15 Grad, was bei Millionen Grad kaum ins Gewicht fällt. Deshalb schreiben Astrophysiker fast immer Kelvin, wenn sie über Sterne reden.

Wie heiß ist die Sonne in Fahrenheit?

Wer in Fahrenheit rechnet: Die Oberfläche liegt bei etwa 10.000 °F, der Kern bei rund 27 Millionen °F. Ich gebe zu, ich verliere bei solchen Zahlen jedes Gefühl für Verhältnismäßigkeit. Aber genau darum geht es hier.

Warum der Kern so unvorstellbar heiß ist

Im Zentrum der Sonne lasten ungefähr 250 Milliarden Bar Druck. Zum Vergleich: Der Druck im tiefsten Punkt des Marianengrabens, dem tiefsten bekannten Ort der Erde, beträgt etwa 1.100 Bar. Der Sonnenkern ist also rund 200 Millionen Mal stärker komprimiert als der tiefste Meeresgrund.

Unter diesem Druck verschmelzen Wasserstoffkerne zu Helium. Bei jedem dieser Fusionsschritte wird ein winziger Teil der Masse in Energie umgewandelt – nach Einsteins berühmter Formel E=mc². Diese Energie ist es, die den Kern auf 15 Millionen Grad aufheizt und die Sonne überhaupt leuchten lässt.

Und jetzt kommt der Teil, den ich anfangs selbst nicht glauben wollte: Ein einzelnes Photon, das im Kern entsteht, braucht im Schnitt zwischen 10.000 und 170.000 Jahre, um bis zur Oberfläche zu gelangen. Es stößt auf seinem Weg unzählige Male mit anderen Teilchen zusammen, wird absorbiert, wieder freigesetzt, abgelenkt. Was dann endlich oben ankommt und acht Minuten später die Erde erreicht, ist im Grunde ein Uralt-Licht. Die Wärme, die Sie gerade im Gesicht spüren, wurde geboren, als es auf der Erde noch keine Menschen gab.

• Kerntemperatur: etwa 15 Millionen °C
• Druck im Kern: rund 250 Milliarden Bar
• Fusionsrate: etwa 600 Millionen Tonnen Wasserstoff pro Sekunde
• Dauer eines Photons bis zur Oberfläche: Zehntausende Jahre
• Flugzeit Sonne–Erde: etwa 8 Minuten und 20 Sekunden

Das Korona-Paradox: heißer als die Oberfläche?

Hier wird die Sonne physikalisch widersprüchlich. Die Korona, die äußerste Schicht der Sonnenatmosphäre, erreicht Temperaturen von 1 bis 3 Millionen Grad Celsius. Sie ist also 200- bis 500-mal heißer als die Oberfläche direkt darunter.

Das ergibt auf den ersten Blick keinen Sinn. Normalerweise gilt: Je weiter man von einer Wärmequelle weggeht, desto kühler wird es. Bei der Sonne ist es umgekehrt. Warum?

Was ist der Grund für diesen Temperatursprung?

Die wahrscheinlichste Erklärung sind magnetische Prozesse. Die Sonne hat ein chaotisches Magnetfeld, das sich ständig verändert. An manchen Stellen verdrehen sich die Feldlinien so stark, dass sie sich neu verbinden – ein Vorgang, den man magnetische Rekonnexion nennt. Dabei wird schlagartig Energie freigesetzt, die das umliegende Plasma aufheizt.

Zusätzlich tragen Schallwellen und sogenannte Alfvén-Wellen Energie nach außen, die in der dünnen Korona nicht mehr abgeführt werden kann. Ich habe versucht, das einem Freund zu erklären, der Physiklehrer ist. Sein Kommentar: „Das ist einer der ehrlichsten offenen Punkte der Astrophysik." Er hat recht. Ganz verstanden ist der Mechanismus bis heute nicht.

Was passiert in der Übergangszone?

Zwischen Photosphäre und Korona liegt die Chromosphäre mit Temperaturen von etwa 4.000 bis 20.000 °C, gefolgt von einer schmalen Übergangszone, in der die Temperatur auf über eine Million Grad springt – innerhalb von nur wenigen hundert Kilometern. Diese Zone kann man nur mit Spezialteleskopen im ultravioletten Licht beobachten.

Wie heiß ist es im Vergleich auf der Erde?

Um diese Zahlen einzuordnen, hilft ein Blick auf irdische Extremwerte.

Ort	Temperatur	Verhältnis zur Sonnenoberfläche
Sonnenkern	~15.000.000 °C	2.500x heißer
Sonnenoberfläche	~5.800 °C	Referenzwert
Blitzkanal (kurzzeitig)	~30.000 °C	5x heißer
Lava	~700–1.200 °C	rund 5x kühler
Erdkern (geschätzt)	~5.000–6.000 °C	etwa gleich heiß wie die Sonnenoberfläche

Man sieht: Der Erdkern ist tatsächlich etwa so heiß wie die Sonnenoberfläche. Ein Blitz ist sogar heißer als die Photosphäre – aber nur für den Bruchteil einer Sekunde und nur in einem hauchdünnen Kanal. Die Sonne hält ihre Temperatur dagegen seit Milliarden von Jahren konstant.

Wie misst man eigentlich, wie heiß die Sonne ist?

Niemand war dort. Kein Thermometer, keine Sonde. Gemessen wird indirekt, über das Licht.

Die zentrale Methode ist die Spektroskopie: Man zerlegt das Sonnenlicht in seine Spektralfarben und liest anhand der dunklen Absorptionslinien ab, welche Elemente in welchem Zustand vorliegen. Aus den Linienbreiten und dem Intensitätsverlauf lässt sich die Temperatur rekonstruieren.

Ergänzend gilt das Wiensche Verschiebungsgesetz: Die Sonne strahlt am intensivsten im grünen Bereich des Spektrums ab, was auf eine Oberflächentemperatur von rund 5.800 Kelvin schließen lässt. Für die Korona nutzt man Satelliten wie das Solar Dynamics Observatory, die im UV- und Röntgenbereich beobachten. Aus der Wellenlänge dieser Strahlung ergibt sich die Temperatur des Plasmas.

• Spektroskopie der Photosphäre
• Wiensches Verschiebungsgesetz und Stefan-Boltzmann-Gesetz
• UV- und Röntgenteleskope für die Korona
• Helioseismologie für das Innere (Schallwellen durchqueren die Sonne)

Wird die Sonne heißer? Kurz: ja

Die Sonne wird mit jedem Jahrtausend ein kleines bisschen heißer. Der Grund: Im Kern reichert sich Helium an, was die Fusionszone komprimiert und die Rate erhöht. Pro Milliarde Jahre steigt die Leuchtkraft um etwa ein Prozent.

Ein Prozent pro Milliarde Jahre klingt nach nichts. Aber in etwa einer Milliarde Jahren wird die Erde dadurch so warm, dass Ozeane verdampfen. Der berühmte Wasserverlust ist also keine Zukunftsvision aus Science-Fiction-Filmen – er ist physikalisch fest eingeplant.

Für Ihre Lebenszeit ändert sich nichts. Die Sonne bleibt, was sie ist: ein alltäglicher Stern mit einer Oberfläche von rund 5.800 Grad, einem Kern von 15 Millionen Grad und einem äußeren Rand, der sich physikalisch immer noch nicht vollständig erklären lässt.

Was ich daran am bemerkenswertesten finde: Die heißeste Stelle unseres Sonnensystems liegt nicht am Rand, sondern in der Mitte – und das Licht, das morgen früh durch Ihr Fenster fällt, hat eine Reise hinter sich, die länger gedauert hat als die gesamte Menschheitsgeschichte.