Die Sonne ist ein Stern: eine riesige, selbstleuchtende Kugel aus heißem Gas. Sie besteht zu etwa 73 % ihrer Masse aus Wasserstoff und zu etwa 25 % aus Helium. Ihre Masse ist etwa 330 000-mal so groß wie die der Erde, ihr Durchmesser etwa 109-mal so groß.

Von innen nach außen unterscheidet man:

• den Kern (etwa 15 Millionen Kelvin), wo die Energie entsteht,
• die Strahlungszone und die Konvektionszone, durch die die Energie nach außen wandert,
• die Photosphäre, die sichtbare Oberfläche (etwa 5500 °C), und darüber die dünne Atmosphäre.

Zwei Kräfte halten sich im Gleichgewicht: Die Gravitation drückt das Gas nach innen, der Druck des heißen Gases drückt nach außen. Darum bleibt die Sonne so groß, wie sie ist.

Die Sonne verbrennt nichts. Im heißen, dichten Kern verschmelzen Wasserstoffkerne zu Helium. Aus vier Wasserstoffkernen (Protonen) wird über mehrere Zwischenschritte ein Heliumkern. Dazu entstehen zwei Positronen und zwei Neutrinos, sehr leichte, kaum nachweisbare Teilchen.

Ein Stern durchläuft ein Leben:
1. Eine Wolke aus Gas (Wasserstoff und Helium) zieht sich durch die Gravitation zusammen und wird heiß.
2. Wird es im Kern heiß genug, zündet die Fusion von Wasserstoff. Der Stern ist ein Hauptreihenstern. Das ist die längste Phase. Die Sonne ist seit etwa 4,6 Milliarden Jahren dort und bleibt es insgesamt etwa 10 Milliarden Jahre.
3. Ist der Wasserstoff im Kern verbraucht, bläht sich der Stern zu einem Roten Riesen auf. Im Kern verschmilzt jetzt Helium. In etwa 5 Milliarden Jahren geschieht das mit der Sonne.
4. Ein Stern von der Masse der Sonne stößt seine Hülle ab. Sein Kern bleibt als Weißer Zwerg übrig, erdgroß, aber sehr heiß und dicht. Er kühlt langsam aus.
5. Sterne mit mehr als etwa acht Sonnenmassen (eine Sonnenmasse ist die Masse unserer Sonne) verschmelzen in ihrem Kern schwerere Kerne bis zum Eisen. Dann stürzt der Kern in sich zusammen, und der Stern explodiert als Supernova. Es bleibt ein Neutronenstern oder ein Schwarzes Loch.

Massereiche Sterne leben viel kürzer (einige Millionen bis einige zehn Millionen Jahre), weil sie ihren Brennstoff viel schneller verbrauchen. Die meisten Elemente schwerer als Helium sind in Sternen und Supernovae entstanden.

Das Hertzsprung-Russell-Diagramm (HRD) zeigt für viele Sterne die Leuchtkraft (die gesamte Strahlungsleistung, auch in Vielfachen der Sonne) gegen die Oberflächentemperatur. Die Temperatur steht waagerecht und nimmt nach rechts ab, wie bei den Spektralklassen O, B, A, F, G, K, M, die die Sterne von heiß nach kühl ordnen. Die Sonne ist ein G-Stern. Die Leuchtkraft steht senkrecht.

Die Größe folgt aus beidem: Leuchtkraft ist Fläche mal Strahlung je Fläche. Diese Strahlung steigt mit der Temperatur stark an. Ein kühler Stern mit sehr hoher Leuchtkraft braucht also eine riesige Fläche: Beteigeuze ist mehrere hundert Mal so groß wie die Sonne. Ein heißer Stern mit sehr geringer Leuchtkraft ist winzig: Ein Weißer Zwerg ist etwa erdgroß.

Weil Sterne so weit weg sind, misst man ihre Entfernung in Lichtjahren: Ein Lichtjahr ist die Strecke, die Licht in einem Jahr zurücklegt. Mit 300 000 km/s und etwa $3{,}16 \cdot 10^{7}$ s je Jahr sind das etwa $9{,}5 \cdot 10^{12}$ km. Licht von der Sonne braucht etwa 8 Minuten, vom nächsten Stern, Proxima Centauri, etwa 4,2 Jahre.

Es gibt zwei Methoden:

• Parallaxe. Weil die Erde die Sonne umläuft, siehst du einen nahen Stern im Abstand eines halben Jahres von zwei weit entfernten Punkten aus. Er springt vor dem Hintergrund fernerer Sterne ein winziges Stück. Je kleiner die Verschiebung, desto weiter ist der Stern. Die Verschiebung ist winzig, selbst beim nächsten Stern kleiner als ein Tausendstel Grad.
• Helligkeit. Kennt man die wahre Leuchtkraft eines Sterns, ergibt sich seine Entfernung aus seiner scheinbaren Helligkeit (wie hell er von der Erde aus aussieht). Sie nimmt mit dem Quadrat der Entfernung ab, wie die Dosisleistung beim Strahlenschutz. Sterne bekannter Leuchtkraft sind zum Beispiel Cepheiden (Sterne, deren Helligkeit regelmäßig schwankt und deren Schwankungsdauer ihre Leuchtkraft verrät) und bestimmte Supernovae.

Zerlegt man Licht mit einem Prisma oder Gitter in seine Farben, erhält man ein Spektrum (aus Klasse 7-8). Es gibt drei Arten:

• Ein heißer fester oder dichter Körper (auch ein Stern) sendet ein kontinuierliches Spektrum mit allen Farben. Je heißer er ist, desto bläulicher wird das Licht. Das verrät die Oberflächentemperatur.
• Ein heißes, dünnes Gas sendet nur bestimmte Farben aus: ein Linienspektrum. Die Linien sind für jedes Element anders wie ein Fingerabdruck.
• Liegt kühles Gas vor einer hellen Lichtquelle, fehlen genau diese Farben: dunkle Linien im kontinuierlichen Spektrum.

Im Sonnenspektrum gibt es viele dunkle Linien. Sie stammen von Elementen in der Sonnenatmosphäre. So fand man 1868 das Helium zuerst auf der Sonne (Helios ist der griechische Sonnengott).

Bewegt sich eine Lichtquelle von uns weg, werden die Wellenlängen gedehnt, und die Linien verschieben sich zum roten Ende (Rotverschiebung). Du kennst das vom Martinshorn: Entfernt es sich, klingt es tiefer.

Eine Galaxie ist eine riesige Ansammlung aus Sternen, Gas und Staub, die die Gravitation zusammenhält. Unsere Galaxie, die Milchstraße, ist eine Scheibe mit Spiralarmen, etwa 100 000 Lichtjahre breit, mit einigen hundert Milliarden Sternen. Die Sonne liegt etwa 26 000 Lichtjahre vom Zentrum entfernt. Das helle Band am Nachthimmel ist die Milchstraße, von innen gesehen. Die nächste große Galaxie, die Andromedagalaxie, ist etwa 2,5 Millionen Lichtjahre entfernt. Im beobachtbaren Universum gibt es mehr als hundert Milliarden Galaxien.

Fast alle fernen Galaxien zeigen Rotverschiebung. Sie entfernen sich von uns, und zwar umso schneller, je weiter sie weg sind (Hubble, 1929). Das Hubble-Gesetz sagt: Die Fluchtgeschwindigkeit $v$ ist proportional zur Entfernung $d$. Der Raum selbst dehnt sich aus. Es gibt keinen Mittelpunkt, von jeder Galaxie aus sieht es gleich aus. Wie bei einem Hefeteig mit Rosinen: Beim Aufgehen entfernen sich alle Rosinen voneinander.

Rechnet man rückwärts, war das Universum früher dichter und heißer. Der Anfang heißt Urknall, vor etwa 13,8 Milliarden Jahren. Er war keine Explosion in einem leeren Raum, sondern der Beginn von Raum und Zeit. Weitere Belege: Etwa 380 000 Jahre danach wurde das Universum durchsichtig, und das damalige Licht erreicht uns noch heute als schwache Hintergrundstrahlung (Mikrowellen, etwa 2,7 K).