Die Sonne ist für die astronomische und astrophysikalische Forschung nicht nur das auf der Erde Leben ermöglichende Zentralgestirn des Sonnensystems, sondern auch der einzige Stern, auf dessen Oberfläche Details erkennbar sind. Daraus erklärt sich auch die Sonderstellung, die die Sonnenforschung innerhalb der Erkundung des Weltalls einnimmt.

Schon mit einfachen Teleskopen können auf der »rotierenden Sonne dunkle Flecken innerhalb der »Photosphäre beobachtet werden. Turbulente Strukturen der darüber liegenden rötlichen »Chromosphäre können in einem Sonnenteleskop mit H-alpha-Filter erkannt werden. Die »Korona wird mittels Raumsonden überwacht und tritt bei einer Sonnenfinsternis zum Vorschein.

Alle beobachtbaren Erscheinungen verändern sich innerhalb eines 11jährigen »Aktivitätszyklus der Sonne. Auf der Erde können wir die Auswirkungen des »Sonnenwindes, einem ständigen Partikelstrom, der von der Sonne ausgeht, beobachten.

Die Sonne bezieht ihre Energie durch Kernfusion von Wasserstoff zu Helium, wobei Masse in Energie umgesetzt wird. Dieser Prozeß findet im Sonneninneren bei Temperaturen von etwa 15 Millionen Kelvin statt.

Der in einer Sekunde abgestrahlten Energie von 3,85 * 10²³ Kilowatt entspricht ein Masseverlust von 4.300.000 Tonnen pro Sekunde. Trotzdem decken die Kernprozesse noch auf einige Milliarden Jahre den Energiebedarf der Sonne.