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Die Sonne

Die Sonne ist für uns auf einem der inneren Planeten die Energiequelle schlechthin, und sie ist in jeder Beziehung das Zentrum des Sonnensystems: Fast die gesamte Masse des Sonnensystems befindet sich in diesem Feuerball, die Planeten, Monde und sonstigen Körper, die sie umkreisen, sind im Vergleich zu ihr nur Abfall.
Von der Erde aus sieht man sie als gleißend hellen Feuerball - es ist absolut nicht empfehlenswert, am Tag mit bloßem Auge direkt auf die Sonnenscheibe zu schauen, da man nach einigen Sekunden mit hoher Wahrscheinlichkeit erblindet sein wird. Im Bereich des normalen sichtbaren Lichts kann man denn auch nicht viel von den Vorgängen auf der Sonnenoberfläche erkennen - wie turbulent es auf der Sonnenoberfläche zugeht, sieht man erst durch eine Spezialkamera, die ansonsten nicht sichtbare Bereiche des Lichts sichtbar macht. Dieses Bild zeigt eine solche Aufnahme, die in diesem Jahr vom europäisch-amerikanischen Satelliten SOHO im für Menschen an sich unsichtbaren Röntgenbereich gemacht wurde (das Röntgenlicht ist hier blau dargestellt).

Einige Daten zur Sonne

Warum die Sonne leuchtet

Die Sonne erzeugt die Energie, die sie an ihrer Oberfläche abstrahlt, in ihrem Inneren durch Kernfusion. Um diesen Mechanismus etwas näher zu erläutern, blicke ich ganz an den Anfang zurück, als es unsere Sonne noch nicht gab.

Der Anfang: Ein Materieklumpen in einer Dunkelwolke

Der Lagunennebel: Dort entstehen heute Sterne

Das Standardmodell für die Entstehung unserer Sonne sieht stark vereinfacht in etwa so aus: Es begann vor etwa 5 Mrd. Jahren in einer dunklen Gaswolke in einem Spiralarm unserer Galaxie, die zu etwa 82 % aus Wasserstoff, zu 17 % aus Helium und zu 1 % aus anderen Elementen bestand; das Bild links zeigt einen Ausschnitt aus dem Lagunennebel, in dem heute Sterne entstehen, so wie unsere Sonne vor 5 Mrd. Jahren entstanden ist. Materieteilchen müssen sich damals so nahe gekommen sein, daß sie durch ihre gegenseitige Massenanziehung zu verklumpen begannen. Der entstandene Klumpen zog immer mehr Materie an sich, aus der sich schließlich ein Protostern formte: Sehr viele Materieteilchen waren durch ihre gegenseitige Massenanziehung zu einem riesigen, noch nicht so recht runden Ball verklumpt. Die Massenanziehung der Teilchen sorgte dafür, daß sich die Ur-Sonne, die damals noch nicht zu leuchten begonnen hatte, immer mehr zusammenzog: Aus einer kleinen Verklumpung von Gasteilchen war ein Protostern begonnen. Die Schwerkraft sorgte dafür, daß die Teilchen dieses Protosterns in Richtung auf das Zentrum fielen. Dadurch wurde der Druck im Zentrum immer größer, und mit dem Druck im Inneren nahm immer weiter zu. Mit dem Druck stieg aber auch die Temperatur: Die Reibungsenergie der auf das Zentrum strebenden Teilchen sorgte dafür, daß der Protostern zum ersten Mal aufleuchtete.

Die Materie im Zentrum "entartet"

Im Inneren des Protosterns befanden sich zu diesem Zeitpunkt noch einzelne Wasserstoffatome, die aus einem Atomkern mit einem positiv geladenen Teilchen (Proton) und einem negativ geladenen Teilchen (Elektron) bestanden, wobei das Elektron das Proton umkreist. Je mehr sich der Protostern zusammenzog, umso mehr stieg auch die Teilchendichte in seinem Zentrum. Unter dem immer stärker werdenden Druck verdichteten sich die Teilchen im Zentrum immer mehr, und irgendwann war die Dichte so groß geworden, daß es für die Elektronenhülle um die Wasserstoffkerne keinen Platz mehr gab: Jetzt gab es im Zentrum keine Wasserstoffatome mehr, sondern nur noch einzelne Protonen und Elektronen.

Druck, Dichte und Temperatur sind gigantisch: Die Kernfusion beginnt

Protonen als positiv geladene Teilchen stoßen sich bekanntlich ab. Doch der Druck und die Dichte der Teilchen nahm im inneren unbarmherzig zu: Die Dichte war im Zentrum irgendwann so groß geworden, daß sich die Protonen sich nicht mehr ausweichen konnten. Die elektromagnetische Kraft, durch die die Protonen sich gegenseitig abstoßen, wurde überwunden, und die Protonen begannen miteinander zu verschmelzen. Während des Verschmelzungszyklus wurde ein Teil der ursprünglichen Masse der Protonen in Energie umgewandelt. Die Energie, die im Zentrum des Protosterns erzeugt wurde, erzeugte vom Zentrum aus einen Gegendruck, so daß die Ur-Sonne aufhörte, immer weiter in sich zusammenzufallen: Aus einem Protostern war ein richtiger Stern geworden. Die so bei der Verschmelzung von Wasserstoff zu Helium erzeugten Energieteilchen sind es, die wir als Sonnenenergie wahrnehmen.

Ein stabiler Stern ist entstanden

Mit dem Einsetzen der Kernfusion hat die Sonne einen stabilen Zustand erreicht: Der Druck von außen und der Druck von Innen halten sich bei unserer Sonne für ca. 10 Mrd. Jahre in etwa die Waage. Erst wenn die Sonne ihren Wasserstoff im Inneren verbraucht hat, wird sich daran etwas ändern - aber bis dahin haben wir noch 4 bis 5 Mrd. Jahre Zeit.

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