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 27 Mal höher als die Schwerkraft auf der Erde.
Das Gewicht der äußersten Schichten der Sonne lastet auf den darunter liegenden Schichten und presst sie mit wachsender Tiefe zusammen. Daher nehmen Druck und Dichte im Sonnenmaterial mit wachsender Tiefe rasch zu. Dabei ist an jedem Ort innerhalb der Sonne der dort jeweils herrschende Druck stets so groß, dass er 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.

Im Plasma gelten die Gesetze der Thermodynamik. Wird Plasma komprimiert, steigt seine Temperatur. In einem sehr stark komprimierten Plasma ist es daher sehr heiß. Aufgrund des Drucks von 200 Milliarden Bar im Zentrum der Sonne herrscht dort eine Temperatur von mehr als 15 Millionen Grad.
Die hohen Temperaturen im Innern der Sonne sind die eigentliche Ursache dafür, dass die Oberfläche der Sonne so heiß ist, dass sie hell leuchtet. Darum ist die Sonne ein Stern.

Alle Sterne leuchten aus dem gleichen Grund. Auch in ihren Kernen sind der Druck und damit die Temperatur so hoch, 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 höhersind 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 vergindert der Strahlungsdruck, dass der Sonnenkern durch die auf ihm lastenden Schichten der Sonne allmählich auf ein immer kleiner werdendes Volumen zusammengepresst wird.

Aus dem viele Millionen Grad heißen Kern der Sonne fließt jedoch fortwährend Strahlungsenergie in die umgebende Strahlungszone der Sonne ab. 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 dortabgestrahlt: Auf diese Weise verliert die Sonne ständig eine Energie von 380 Trilliarden Kilowatt.

Die Sonne muss diesen Energieverlust ausgleichen. Würde sie das nicht tun, müsste der Sonnenkern durch den Energieverlust allmählich kühler werden. Dadurch würde der Strahlungsdruck im Kern der Sonne absinken, und der Sonnenkern würde durch die auf ihm lastenden Schichten der Sonne langsam immer weiter zusammengepresst. Dadurch würde seine Temperatur zwar wieder ansteigen, aber diese freigesetzte Energie würde schließlich auch zur Sonnenoberfläche abfließen und dort abgestrahlt. Schließlich 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 undurchlässig ist, kann diese Strahlung 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 in diesen dichten Plasmas absorbiert, dort wird sofort wieder ein neues Photon gebildet, wird wieder in eine beliebige Richtung emittiert, wird sofort vom nächsten Teilchen absorbiert, sofort wieder emittiert, usw. Da die Strahlung durch diesen Prozess auf dem Weg zur Oberfläche gewaltige Umwege machen muss, dauert es Millionen Jahre, bis die Energie aus dem Kernbereich der Sonne endlich an die Sonnenoberfläche gelangt und dort abgestrahlt wird. Darüberhinaus verlieren die Photonen auf diesem langen Weg vom Kern 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 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 imSonnenmaterial 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, dadurch 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 Plasma ein sehr guter elektrischer Leiter ist, können sich Magnetfeldlinien nicht frei durch das Plasma bewegen, in das sie eingebettet sind, sondern müssen sich mit dem Plasma bewegen. Das strömende Plasma formt die Struktur und die Verteilung der in ihm eingebetteten magnetischen Feldlinien. Das Magnetfeld im Plasma wird dabei in manchen Zonen verdichtet und stärker, 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.