In dem bis zu 16 Millionen Kelvin heißen Sonnenkern reagieren Wasserstoffatome in einer Kernfusion zu Helium, wobei Energie in Form von Strahlungsenergie entsteht. Diese gelangt über die sogenannte Strahlungszone in die weiter außen liegende Konvektionszone. Dort findet durch Turbulenzen der Gase eine Energieübertragung in die äußersten Sonnenschichten statt. Die turbulenten Bewegungen sind auch in der äußeren, sichtbaren Photosphäre und in der darüber liegenden Sonnenatmosphäre zu beobachten. (zurück)