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Ausdruck vom: Dienstag, der 28.05.2024

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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 immer stärker zusammen, weil Druck und Dichte mit wachsender Tiefe rasch zunehmen, 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, das ist acht Mal dichter als Gold oder in einem Kubikzentimeter ist die Masse von eineinhalb Tafeln Schokolade untergebracht.

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. Die Temperatur steigt. Irgendwann verlieren Atome dann 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 15.000 K (Kelvin) fast vollständig ionisiert und bilden 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 Druck und Temperatur so hoch sind, dass die Oberfläche des betreffenden Sterns hell 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 Druck auf die sie umgebende Materie ausübt. Dieser Strahlungsdruck trägt gemeinsam mit dem extrem dichten des Sonnenkerns die auf ihm lastenden Schichten der Sonne. Dadurch befindet sich die Sonne im Gleichgewicht zwischen der nach Innen wirkenden Schwerkraft und den nach außen gerichteten Drücken.

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 durch Srömungen des solaren Plasmas bis an die Oberfläche 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.

Das Kernkraftwerk Sonne

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 gestreut. 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 vorwiegend durch Streußrozesse 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.