Die Sonne ist "unser Stern" im Zentrum des Sonnensystems. Sie ist ein massiver, heißer Plasmaball, der durch die in seinem Kern durch Kernfusionsreaktionen erzeugte Energie aufgeblasen und aufgeheizt wird. Ein Teil dieser inneren Energie wird von ihrer Oberfläche als Licht, ultraviolette und infrarote Strahlung abgestrahlt und liefert den Großteil der Energie für das Leben auf der Erde.

Die Sonne ist ein Hauptreihenstern vom Typ G (G2V), der informell als gelber Zwerg bezeichnet wird, obwohl sein Licht eigentlich weiß ist. Sie entstand vor etwa 4,6 Milliarden Jahren durch den gravitativen Kollaps von Materie in einer großen Molekülwolke.

Von der Erde aus ist sie im Durchschnitt 1 AE (1,496×108 km) oder etwa 8 Lichtminuten entfernt. Ihr Durchmesser beträgt etwa 1.391.400 km, das 109-fache der Erde oder 4 Monddistanzen. Ihre Masse ist etwa 330.000-mal so groß wie die der Erde und macht etwa 99,86 % der Gesamtmasse des Sonnensystems aus. Etwa drei Viertel der Sonnenmasse bestehen aus Wasserstoff (~73 %); der Rest ist größtenteils Helium (~25 %), mit weitaus geringeren Mengen an schwereren Elementen, darunter Sauerstoff, Kohlenstoff, Neon und Eisen.

Die Sonne bewegt sich um das galaktische Zentrum der Milchstraße in einer Entfernung von 26.660 Lichtjahren.

https://en.wikipedia.org/wiki/Sun

Sonnenuntergang über dem Atlantischen Ozean auf La Palma

Die Sonne, aufgenommen im weißen Licht einer Sonnenfilterfolie. Man sieht eine große Anzahl Sonnenflecken.

Sonnenflecken sind Phänomene auf der Photosphäre der Sonne, die als vorübergehende Flecken erscheinen, die dunkler sind als die sie umgebenden Bereiche. Es handelt sich um Regionen mit reduzierter Oberflächentemperatur, die durch Konzentrationen des magnetischen Flusses verursacht werden, der die Konvektion hemmt. Sonnenflecken treten innerhalb aktiver Regionen auf, in der Regel in Paaren mit entgegengesetzter magnetischer Polarität. Ihre Anzahl schwankt entsprechend dem etwa 11-jährigen Sonnenzyklus.

Einzelne Sonnenflecken oder Gruppen von Sonnenflecken können zwischen einigen Tagen und einigen Monaten bestehen, zerfallen aber schließlich. Sonnenflecken dehnen sich aus und schrumpfen, während sie sich über die Sonnenoberfläche bewegen, mit Durchmessern von 16 km bis 160.000 km. Größere Sonnenflecken können von der Erde aus ohne Teleskop sichtbar sein. Sie können sich mit einer relativen Geschwindigkeit oder Eigenbewegung von einigen hundert Metern pro Sekunde bewegen, wenn sie zum ersten Mal auftreten.

Als Zeichen intensiver magnetischer Aktivität begleiten Sonnenflecken andere Phänomene in aktiven Regionen wie koronale Schleifen, Protuberanzen und Rekonnexionsereignisse. Die meisten Sonneneruptionen und koronalen Massenauswürfe haben ihren Ursprung in diesen magnetisch aktiven Regionen um sichtbare Sonnenfleckengruppen. Ähnliche Phänomene, die indirekt auf anderen Sternen als der Sonne beobachtet werden, werden allgemein als Sternflecken bezeichnet, und es wurden sowohl helle als auch dunkle Flecken gemessen.
https://en.wikipedia.org/wiki/Sunspot

Ein Ausschnitt aus der Sonnenoberfläche, aufgenommen im weißen Licht. Man erkennt schön die Strukturierung der Sonnenoberfläche und des Sonnenfleckes.

Ein Ausschnitt aus der Sonnenoberfläche, hier im Licht der H-alpha Wellenlänge des Wasserstoffes. Im H-alpha Licht wird die Strukturierung der Sonnenoberfläche und des Sonnenfleckes noch deutlicher sichtbar.

H-alpha (Hα) ist eine tiefrote sichtbare Spektrallinie des Wasserstoffatoms mit einer Wellenlänge von 656,28 nm in Luft und 656,46 nm im Vakuum. Sie ist die erste Spektrallinie in der Balmer-Reihe und wird emittiert, wenn ein Elektron vom drittniedrigsten auf das zweitniedrigste Energieniveau eines Wasserstoffatoms fällt.

https://en.wikipedia.org/wiki/H-alpha

Protuberanz bzw. coronarer Massenauswurf, aufgenommen mit dem H-alpha Sonnenteleskop.

Eine Protuberanz, manchmal auch als Filament bezeichnet, ist eine große Plasma- und Magnetfeldstruktur, die sich von der Sonnenoberfläche nach außen erstreckt, oft in Form einer Schleife. Protuberanzen sind an der Sonnenoberfläche in der Photosphäre verankert und erstrecken sich nach außen in die Sonnenkorona. Während die Korona aus extrem heißem Plasma besteht, enthalten Protuberanzen viel kühleres Plasma, das in seiner Zusammensetzung der Chromosphäre ähnelt.

Protuberanzen bilden sich in Zeiträumen von etwa einem Tag und können mehrere Wochen oder Monate in der Korona verbleiben und Hunderttausende von Kilometern in den Weltraum hineinreichen. Einige Protuberanzen können zu koronalen Massenauswürfen führen. Wissenschaftler erforschen derzeit, wie und warum sich Protuberanzen bilden.

Eine typische Protuberanz erstreckt sich über viele Tausende von Kilometern; die größte bisher aufgezeichnete Protuberanz wurde auf eine Länge von über 800.000 km geschätzt, was in etwa einem Sonnenradius entspricht.

https://en.wikipedia.org/wiki/Solar_prominence

Protuberanz bzw. coronarer Massenauswurf, aufgenommen mit dem H-alpha Sonnenteleskop.