Innere Wärme und Energieerzeugung der Sonne

Da man die Masse der Sonne ebenso wie ihren Durchmesser kennt, kann man die Schwerebeschleunigung an der Sonnenoberfläche sehr leicht berechnen: sie beträgt ca. 27 g. Die Schwerkraft an der Oberfläche der Sonne ist somit 27 Mal höher als die Schwerkraft an der Erdoberfläche.
Das Gewicht der äußersten Schichten der Sonne lastet auf den darunter liegenden Schichten und presst diese Schichten mit wachsender Tiefe zusammen. Daher nehmen Druck und Dichte im Sonnenmaterial mit wachsender Tiefe rasch zu, wobei an jedem Ort innerhalb der Sonne der dort  herrschende Druck stets so groß ist, dass der Druck die Last aller darüberliegenden Schichten trägt.

Im Zentrum der Sonne erreicht der Druck seinen höchsten Wert: 200 Milliarden Bar. Die Dichte des Sonnenplasmas beträgt hier 156 Gramm pro Kubikzentimeter, es ist acht Mal dichter als Gold.

Die Sonne besteht zu 98% aus den chemischen Elementen Wasserstoff und Helium. Auf der Erde kennen wird diese Elemente als Gase. Wird Gas komprimiert, steigt seine Temperatur an. Mit wachsender Temperatur stoßen die Gasatome immer kräftiger zusammen und verlieren dabei Elektronen. Das Gas wird ionisiert, wodurch es elektrisch leitend und undurchsichtig wird. In diesem Zustand nennt man es "Plasma". Plasma ist der vierte Aggregatzustand der Materie.

Bei Normaldruck sind Gase bei einer Temperatur von 15000° K fast vollständig ionisiert und sind somit ein Plasma. In der Sonne sind die Temperaturen und die Drücke jedoch viel höher  In einem Plasma gelten die Gesetze der Thermodynamik. In einem stark komprimierten Plasma ist es daher sehr heiß. Im Zentrum der Sonne beträgt der Druck 200 Milliarden Bar, und aufgrund dieses Druckes beträgt die  Temperatur dort ca.15 Millionen Grad.
Die hohen Temperaturen im Innern der Sonne sind die Ursache dafür, dass die Oberfläche der Sonne so heiß ist, dass sie hell leuchtet. Darum ist die Sonne ein Stern.

Alle Sterne leuchten, weil in ihren Kernen der Druck und damit die Temperatur so hoch sind, dass die Oberfläche des betreffenden Sterns hell glüht und darum leuchtet. Je höher die Masse des Sterns ist, desto höher ist der Druck in seinem Kern, und desto höher sind die dort herrschenden Temperaturen.

Aufgrund der hohen Temperatur im Sonnenkern herrscht dort eine sehr intensive und energiereiche Strahlung. Diese Strahlung ist derart intensiv, dass sie einen Druck auf die sie umgebende Materie ausübt. Dieser Strahlungsdruck trägt gemeinsam mit dem extrem dichten und somit sehr festen Material des Sonnenkerns die auf dem Sonnenkern lastenden Schichten der Sonne. Dadurch verhindert der Strahlungsdruck, dass die auf dem Sonnenkern lastenden Schichten der Sonne den Sonnenkern allmählich auf ein immer kleiner werdendes Volumen zusammenpressen können.

Aus dem viele Millionen Grad heißen Kern der Sonne gelangt jedoch fortwährend Strahlungsenergie in die umgebende Strahlungszone der Sonne. Diese Energie wandert sehr langsam durch die Strahlungszone und erreicht schließlich die Konvektionszone. Durch die Konvektionszone steigt diese Energie bis an die Oberfläche der Sonne auf und wird dort abgestrahlt: Auf diese Weise verliert die Sonne ständig eine Energie von 380 Trilliarden Kilowatt.

Die Sonne muss diesen Energieverlust ausgleichen. Würde sie das nicht tun, würde sich der Sonnenkern durch den Energieverlust allmählich abkühlen. Das würde dazu führen, dass der Strahlungsdruck im Kern der Sonne absinkt, und der Sonnenkern würde dann durch die auf ihm lastenden Schichten der Sonne langsam immer weiter zusammengepresst. Das würde zwar die Temperatur im Sonnenkern wieder ansteigen lassen, aber die dadurch freigesetzte Energie würde schließlich auch zur Sonnenoberfläche abfließen und dort abgestrahlt. Am Ende des Vorgangs wäre das Material des Sonnenkerns so stark verdichtet, dass es nicht mehr weiter komprimiert werden kann. Von diesem Zeitpunkt an würde der Kern der Sonne ständig kühler werden, die Sonne würde dadurch immer schwächer leuchten und müsste schließlich verlöschen.
Doch die Sonne gleicht ihren ständigen Energieverlust aus, weil im extrem verdichteten Material des Sonnenkerns aufgrund seiner hohen Temperaturen Kernfusionsreaktionen ablaufen, die hier soviel Energie freisetzen, dass diese Energie die vom Kern zur Oberfläche abfließende Energie ersetzt.

Im Sonnenkern werden mittels Kernfusion pro Sekunde 600 Millionen Tonnen Wasserstoffkerne in 596 Millionen Tonnen Heliumkerne umgewandelt. Die Massendifferenz von 4 Millionen Tonnen pro Sekunde wird als Strahlungsenergie in Form von energiereicher Gammastrahlung freigesetzt. Da das extrem heiße und extrem komprimierte Plasma für elektromagnetische Strahlung jeder Art undurchlässig ist, kann diese Gammastrahlung nicht mit Lichtgeschwindigkeit aus dem Kern zur Sonnenoberfläche und ins Weltall entweichen. Stattdessen wird jedes Photon dieser Strahlung unmittelbar nach seiner Entstehung von einem der zahllosen Teilchen dieses dichten Plasmas absorbiert. Das Teilchen gint diese Energie sofort wieder ab, indem es ein neues Photon bildet, welches in eine beliebige Richtung emittiert wird, wo es sofort vom nächsten Teilchen absorbiert wird, das wiederum sofort ein anderes Photon emittiert, usw. Da die Strahlung durch diesen Energietransportprozess auf dem Weg zur Oberfläche gewaltige Umwege macht, dauert es Millionen Jahre, bis die im Kernbereich der Sonne freigesetzte Energie vom Kernbereich der Sonne endlich an die Sonnenoberfläche gelangt und dort abgestrahlt wird. Darüberhinaus verlieren die Photonen auf diesem langen Weg aus dem Sonnenkern zur Oberfläche Energie, sodass sich die beim Fusionsprozeß entstehende harte Gammastrahlung auf ihrem langen Umweg durch die Sonnenmaterie schließlich überwiegend in sichtbares Licht verwandelt. Wenn die Sonne scheint, sehen wir Licht, das im Innern der Sonne viele Millionen Jahre lang unterwegs gewesen ist.

Weder im Kernbereich der Sonne noch in der darüberliegenden Strahlungszone findet ein Materieaustausch statt, denn die Materie ist dort an jedem Punkt durch den dort herrschenden Druck und die herrschende Dichte stabil geschichtet. Erst am Übergang zur Konvektionszone, ca. 230000 km unter der Oberfläche der Sonne, sind der Druck und die Materiedichte im Sonnenmaterial niedrig genug, sodass dort Konvektionsströmungen einsetzen können. In dieser Tiefe erfolgt ein Energiefluß von ca. 100 MW/m² in Richtung zur Sonnenoberfläche.

Am Übergang zur Konvektionszone schafft es das heiße dichte Plasma, sich wegen des im Vergleich zur Strahlungszone niedrigeren Umgebungsdrucks etwas auszudehnen. Dadurch wird es leichter und steigt als Konvektionszelle durch das darüberliegende, geringfügig kühlere und daher dichtere Plasma der Konvektionszone auf. Schließlich erreicht das heiße Plasma die Photosphäre, wo es Energie abstrahlt, dadurch abkühlt, durch die Abkühlung dichter und schwerer wird und schließlich wieder in die Tiefen der Konvektionszone absinkt, wo es sich im Kontakt mit heißerem Plasma wieder aufheizt und erneut aufsteigt. So entsteht ein ewiger Kreislauf.

Die Menge des in einer Konvektionszelle strömenden Sonnenplasmas ist gewaltig, und das strömende Plasma transportiert gewaltige Energiemengen. Es steigen Zigtausende Konvektionszellen gleichzeitig auf, jede davon kann ein Volumen von mehreren hundert Millionen Kubikkilometern umfassen, und das Plasma strömt hier mit Geschwindigkeiten bis zu mehreren 100 m/s. Da das strömende Plasma aus elektrisch geladenen Teilchen besteht, stellt jede Strömung im Plasma einen gewaltigen elektrischen Strom dar. Dieser elektrische Strom verursacht riesige und sehr energiereiche Magnetfelder, deren Feldlinien in das umgebende Plasma eingebettet sind. Da das elektrische Leitvermögen des Sonnenplasma den von metalloschem Kupfer entspricht, können sich Magnetfeldlinien nicht frei durch das Plasma bewegen, in das sie eingebettet sind, sondern müssen sich mit dem Plasma bewegen. Daher formt das strömende Plasma die Struktur und die Verteilung der in ihm eingebetteten magnetischen Feldlinien. Hierbei wird das Magnetfeld im Plasma in manchen Zonen dynamisch verdichtet und verstärkt, in anderen Zonen auseinandergezogen und abgeschwächt. Wenn das Plasma die Oberfläche der Sonne erreicht, können die Feldlinien der darin eingebetteten Magnetfelder in den Weltraum austreten.

Weiterlesen: Was kann man auf der Sonne sehen?

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Über den Autor Günther Bendt

Günther Bendt ist Jahrgang 1951, Diplompädagoge und Ingenieur für Physikalische/Biomedizinische Technik.  Er arbeitete in internationalen Unternehmen der Medizintechnik und war zuletzt mehrere Jahrzehnte Technischer Redakteur in einem Telekommunikationsunternehmen. Seit dem Sommer 2016 ist er im Ruhestand.

Als KInd erlebte er unerwartet eine Mondfinsternis, das weckte sein Interesse an der Astronomie. Seit 1997 macht er Führungen für Besuchergruppen der Volksternwarte Aachen. Er  ist aktives Mitglied im Arbeitskreis Astronomie der Sternwarte. Seit 2000 wartet er die technische Ausstattung der Sternwarte.
Bei Astronomie.de erstellt er seit 2004 u. a. die monatliche Himmelsvorschau. Seit 2008 präsentiert er im Arbeitskreis Astronomie seine monatlichen „Neuigkeiten aus der Astronomie“.

Als astronomischer Betreuer hat Günther Bendt seit 2009 diverse Reisegruppen für Astronomie.de und für andere Veranstalter auf Sonnenfinsternisreisen nach China und Australien, zum Venustransit auf Island sowie zu diversen Polarlichtbeobachtungen im winterlichen Lappland begleitet. Auf fünf Kontinenten hat er bislang sieben Totale Sonnenfinsternisse erlebt.