Wie erzeugt die Sonne Energie?

Es gibt einen Grund, dass die Erde der einzige Ort im Sonnensystem ist, von dem bekannt ist, dass dort Leben leben und gedeihen kann. Zugegeben, Wissenschaftler glauben, dass es unter den eisigen Oberflächen von Europa und Enceladus oder in den Methanseen auf Titan mikrobielle oder sogar aquatische Lebensformen geben könnte. Aber im Moment bleibt die Erde der einzige Ort, von dem wir wissen, dass er die richtigen Bedingungen für die Existenz von Leben bietet.

Einer der Gründe dafür ist, dass die Erde innerhalb der habitablen Zone unserer Sonne liegt (auch bekannt als „Goldlöckchen-Zone“). Das bedeutet, dass sie genau an der richtigen Stelle ist (weder zu nah noch zu weit weg), um die reichlich vorhandene Energie der Sonne zu empfangen, zu der auch das Licht und die Wärme gehören, die für chemische Reaktionen notwendig sind. Doch wie genau produziert unsere Sonne diese Energie? Welche Schritte sind daran beteiligt, und wie kommt sie zu uns hier auf den Planeten Erde?

Die einfache Antwort ist, dass die Sonne, wie alle Sterne, in der Lage ist, Energie zu erzeugen, weil es sich im Wesentlichen um eine massive Fusionsreaktion handelt. Wissenschaftler glauben, dass dies begann, als eine riesige Wolke aus Gas und Partikeln (d.h. ein Nebel) unter der Kraft ihrer eigenen Schwerkraft kollabierte – dies ist als Nebeltheorie bekannt. Dadurch entstand nicht nur der große Lichtball im Zentrum unseres Sonnensystems, sondern es wurde auch ein Prozess ausgelöst, bei dem Wasserstoff, der sich im Zentrum gesammelt hatte, zu fusionieren begann, um Sonnenenergie zu erzeugen.

Technisch als Kernfusion bekannt, setzt dieser Prozess eine unglaubliche Menge an Energie in Form von Licht und Wärme frei. Doch um diese Energie aus dem Zentrum unserer Sonne bis zur Erde und darüber hinaus zu bringen, sind ein paar entscheidende Schritte nötig. Letztendlich läuft alles auf die Schichten der Sonne hinaus und die Rolle, die jede von ihnen spielt, um sicherzustellen, dass die Sonnenenergie dorthin gelangt, wo sie helfen kann, Leben zu schaffen und zu erhalten.

Der Kern:

Der Kern der Sonne ist die Region, die sich vom Zentrum bis zu etwa 20-25% des Sonnenradius erstreckt. Hier, im Kern, wird Energie erzeugt, indem Wasserstoffatome (H) in Kerne von Helium (He) umgewandelt werden. Dies ist dank des extremen Drucks und der extremen Temperatur im Kern möglich, die auf 250 Milliarden Atmosphären (25,33 Billionen KPa) bzw. 15,7 Millionen Kelvin geschätzt werden.

Das Endergebnis ist die Verschmelzung von vier Protonen (Wasserstoffkerne) zu einem Alpha-Teilchen – zwei Protonen und zwei Neutronen, die zu einem Teilchen zusammengebunden werden, das mit einem Heliumkern identisch ist. Bei diesem Prozess werden zwei Positronen sowie zwei Neutrinos (die zwei der Protonen in Neutronen umwandeln) und Energie freigesetzt.

Der Kern ist der einzige Teil der Sonne, der eine nennenswerte Menge an Wärme durch Fusion erzeugt. Tatsächlich finden 99 % der von der Sonne produzierten Energie innerhalb von 24 % des Sonnenradius statt. Bei 30 % des Radius hat die Kernfusion fast vollständig aufgehört. Der Rest der Sonne wird durch die Energie aufgeheizt, die vom Kern durch die aufeinanderfolgenden Schichten übertragen wird und schließlich die solare Photosphäre erreicht und als Sonnenlicht oder die kinetische Energie von Teilchen in den Weltraum entweicht.

Die Sonne setzt Energie mit einer Masse-Energie-Umwandlungsrate von 4,26 Millionen Tonnen pro Sekunde frei, was einer Leistung von 384,6 Septillionen Watt (3,846×1026 W) entspricht. Zum Vergleich: Das entspricht etwa 9,192×1010 Megatonnen TNT pro Sekunde oder 1.820.000.000 Zarenbomben – die stärkste jemals gebaute thermonukleare Bombe!

Radiative Zone:

Dies ist die Zone unmittelbar neben dem Kern, die sich bis zu etwa 0,7 Sonnenradien erstreckt. In dieser Schicht gibt es keine thermische Konvektion, sondern das Sonnenmaterial in dieser Schicht ist so heiß und dicht, dass nur Wärmestrahlung nötig ist, um die im Kern erzeugte intensive Wärme nach außen zu übertragen. Im Wesentlichen handelt es sich dabei um Wasserstoff- und Helium-Ionen, die Photonen aussenden, die eine kurze Strecke zurücklegen, bevor sie von anderen Ionen wieder absorbiert werden.

Die Temperaturen fallen in dieser Schicht von etwa 7 Millionen Kelvin in der Nähe des Kerns auf 2 Millionen an der Grenze zur konvektiven Zone. Auch die Dichte nimmt in dieser Schicht von 0,25 Sonnenradien bis zum oberen Ende der Strahlungszone um das Hundertfache ab, von 20 g/cm3 in der Nähe des Kerns auf nur noch 0,2 g/cm3 an der oberen Grenze.

Konvektionszone:

Dies ist die äußere Schicht der Sonne, die alles jenseits von 70 % des inneren Sonnenradius (oder von der Oberfläche bis ca. 200.000 km darunter) umfasst. Hier ist die Temperatur niedriger als in der Strahlungszone und schwerere Atome sind nicht vollständig ionisiert. Infolgedessen ist der Strahlungstransport weniger effektiv und die Dichte des Plasmas ist gering genug, um konvektive Strömungen entstehen zu lassen.

Aus diesem Grund tragen aufsteigende thermische Zellen den Großteil der Wärme nach außen zur Photosphäre der Sonne. Sobald diese Zellen bis knapp unter die Photosphärenoberfläche aufsteigen, kühlt ihr Material ab, wodurch ihre Dichte zunimmt. Dadurch werden sie gezwungen, wieder an den Boden der Konvektionszone zu sinken – wo sie mehr Wärme aufnehmen und der Konvektionszyklus sich fortsetzt.

An der Sonnenoberfläche sinkt die Temperatur auf etwa 5.700 K. Die turbulente Konvektion dieser Schicht der Sonne ist auch der Grund für einen Effekt, der magnetische Nord- und Südpole auf der gesamten Sonnenoberfläche erzeugt.

Auf dieser Schicht treten auch die Sonnenflecken auf, die im Vergleich zur Umgebung als dunkle Flecken erscheinen. Diese Flecken entsprechen Konzentrationen im magnetischen Flussfeld, die die Konvektion hemmen und dazu führen, dass Regionen auf der Oberfläche im Vergleich zum umgebenden Material an Temperatur verlieren.

Photosphäre:

Zuletzt gibt es noch die Photosphäre, die sichtbare Oberfläche der Sonne. Hier breitet sich das Sonnenlicht und die Wärme, die an der Oberfläche abgestrahlt und konvektiert wird, in den Weltraum aus. Die Temperaturen in dieser Schicht liegen zwischen 4.500 und 6.000 K (4.230 – 5.730 °C; 7646 – 10346 °F). Da der obere Teil der Photosphäre kühler ist als der untere, erscheint ein Bild der Sonne in der Mitte heller als am Rand der Sonnenscheibe, ein Phänomen, das als Limb Darkening bekannt ist.

Die Photosphäre ist Dutzende bis Hunderte von Kilometern dick und ist auch der Bereich der Sonne, in dem sie undurchsichtig für sichtbares Licht wird. Der Grund dafür ist die abnehmende Menge an negativ geladenen Wasserstoff-Ionen (H-), die das sichtbare Licht leicht absorbieren. Umgekehrt wird das sichtbare Licht, das wir sehen, erzeugt, wenn Elektronen mit Wasserstoffatomen reagieren, um H- Ionen zu erzeugen.

Die von der Photosphäre abgestrahlte Energie breitet sich dann durch den Raum aus und erreicht die Erdatmosphäre und die anderen Planeten des Sonnensystems. Hier auf der Erde filtert die obere Schicht der Atmosphäre (die Ozonschicht) einen Großteil der ultravioletten (UV-)Strahlung der Sonne, lässt aber einen Teil davon an die Oberfläche durch. Die empfangene Energie wird dann von der Luft und der Erdkruste absorbiert, heizt unseren Planeten auf und versorgt die Organismen mit einer Energiequelle.

Die Sonne steht im Zentrum der biologischen und chemischen Prozesse hier auf der Erde. Ohne sie würde der Lebenszyklus von Pflanzen und Tieren enden, der zirkadiane Rhythmus aller irdischen Lebewesen wäre gestört, und mit der Zeit würde alles Leben auf der Erde aufhören zu existieren. Die Bedeutung der Sonne wurde schon in prähistorischer Zeit erkannt, und viele Kulturen betrachteten sie als Gottheit (oft sogar als Hauptgottheit in ihrem Pantheon).

Aber erst in den letzten Jahrhunderten hat man die Prozesse verstanden, die die Sonne antreiben. Dank der kontinuierlichen Forschung von Physikern, Astronomen und Biologen können wir heute nachvollziehen, wie die Sonne Energie erzeugt und wie sie diese an unser Sonnensystem weitergibt. Auch die Erforschung des bekannten Universums mit seiner Vielfalt an Sternensystemen und Exoplaneten hat uns geholfen, Vergleiche mit anderen Sterntypen zu ziehen.