Die Sonne – das massereichste Objekt im Sonnensystem – ist a Population I gelber Zwergstern. Es befindet sich am schwereren Ende seiner Sternenklasse und sein Populations-I-Status bedeutet, dass es schwere Elemente enthält. Die einzigen Elemente im Kern sind jedoch Wasserstoff und Helium; Wasserstoff ist der Brennstoff für Kernfusionsreaktionen, die kontinuierlich Helium und Energie produzieren. Derzeit hat die Sonne etwa die Hälfte ihres Brennstoffs verbrannt.
Wie die Sonne entstand
Laut der Nebelhypothese, entstand die Sonne durch den Gravitationskollaps eines Nebels – einer großen Wolke aus Weltraumgas und -staub. Als diese Wolke immer mehr Materie in ihren Kern zog, begann sie sich um eine Achse zu drehen, und die zentrale Teil begann sich unter dem enormen Druck zu erhitzen, der durch die Zugabe von immer mehr Staub und Gase. Bei einer kritischen Temperatur – 10 Millionen Grad Celsius (18 Millionen Grad Fahrenheit) – entzündete sich der Kern. Die Fusion von Wasserstoff zu Helium erzeugte einen nach außen gerichteten Druck, der der Schwerkraft entgegenwirkte, um einen stationären Zustand zu erzeugen, den Wissenschaftler die "Hauptsequenz" nennen.
Das Innere der Sonne
Die Sonne sieht von der Erde aus wie eine gesichtslose gelbe Kugel, hat aber diskrete innere Schichten. Der zentrale Kern, der einzige Ort, an dem die Kernfusion stattfindet, erstreckt sich über einen Radius von 138.000 Kilometern. Darüber hinaus erstreckt sich die Strahlungszone fast dreimal so weit und die Konvektionszone reicht bis zur Photosphäre. Mit einem Radius von 695.000 Kilometern (432.000 Meilen) vom Zentrum des Kerns ist die Photosphäre die tiefste Schicht, die Astronomen direkt beobachten können, und ist der Sonne am nächsten an einer Oberfläche.
Strahlung und Konvektion
Das Temperatur im Kern der Sonne beträgt etwa 15 Millionen Grad Celsius (28 Millionen Grad Fahrenheit), was fast 3.000 Mal höher ist als an der Oberfläche. Der Kern ist 10-mal so dicht wie Gold oder Blei und der Druck beträgt 340 Milliarden Mal der atmosphärische Druck auf der Erdoberfläche. Der Kern und die Strahlungszonen sind so dicht, dass Photonen, die durch Reaktionen im Kern erzeugt werden, eine Million Jahre brauchen, um die konvektive Schicht zu erreichen. Am Anfang dieser halbopaken Schicht sind die Temperaturen so weit abgekühlt, dass schwerere Elemente wie Kohlenstoff, Stickstoff, Sauerstoff und Eisen ihre Elektronen behalten können. Die schwereren Elemente fangen Licht und Wärme ein, und die Schicht "kocht" schließlich und überträgt Energie durch Konvektion an die Oberfläche.
Fusionsreaktionen im Kern
Die Fusion von Wasserstoff zu Helium im Kern der Sonne verläuft in vier Stufen. Im ersten Fall kollidieren zwei Wasserstoffkerne – oder Protonen –, um Deuterium zu erzeugen – eine Form von Wasserstoff mit zwei Protonen. Die Reaktion erzeugt ein Positron, das mit einem Elektron kollidiert, um zwei Photonen zu erzeugen. In der dritten Stufe kollidiert der Deuteriumkern mit einem anderen Proton zu Helium-3. In der vierten Stufe kollidieren zwei Helium-3-Kerne, um Helium-4 – die häufigste Form von Helium – und zwei freie Protonen zu produzieren, um den Zyklus von Anfang an fortzusetzen. Die während des Fusionszyklus freigesetzte Nettoenergie beträgt 26 Millionen Elektronenvolt.