D i s k u s s i o n



 Beitrag 0-146
Unsere Sonne — ihre innere Struktur und wie sie uns Wärme spendet

 
 

 
Unsere Sonne

 
 
Unsere Sonne ist kein Feuer, sondern eine aus Gas bestehende Kugel. Genauer noch: Dieses Gas ist zu mehr als 99% Plasma: ionisiertes Gas.
 
 
Plasma ist — neben fest, flüssig und gasförmig — der vierte Zustand, in dem Materie vorliegen kann.
 
Plasma unterscheidet sich von Gas darin, dass die sich unabhängig voneinander bewegenden Teilchen elektrisch geladen sind, da hohe Temperator zur Folge hat, dass Atome derart heftig miteinander kollidieren, dass sie sich gegenseitig ihre Elektronen aus den Atomhüllen schlagen (man nennt das Ionisierung).
 
Durch Plasma fließendes Licht wird hier nicht nur ab und an, sondern permanent umhergestreut (d.h. zu einem Zick-zack-Kurs gezwungen).
 
Freie Elektronen nämlich können keine Photonen absorbieren — Licht zu absorbieren ist ihnen nur möglich, wenn sie an Atomkerne gebunden sind.
 
 
Temperatur und Druck bestimmen, in welchem Zustand Materie vorliegt.
 
Das Plasma unserer Sonne besteht zu 70% aus Wasserstoffkernen (d.h. aus einzelnen Protonen) und zu 28% aus Helium. Nur die restlichen 2% sind schwerere Elemente (Astronomen nennen sie » Metalle «, obgleich sie in aller Regel nichts mit Metallen im umgangssprachlichen Sinne zu tun haben: Als » schwer « werden schlichtweg alle Elemente bezeichnet, die weder Wasserstoff noch Helium sind.
 
Für den Astronomen also ist nicht nur Gold ein Metall, sondern z.B. auch Kohlenstoff oder Sauerstoff.
 
Mit Ausnahme von Wasserstoff und Helium enstanden alle weiteren Element keineswegs schon kurz nach dem Urknall, sondern erst sehr viel später im Zuge des Ablebens eines Sterns.
 
 
Doch zurück zur Sonne: Sie gliedert sich — von innen nach außen — in folgende Schichten (die natürlich nur grob gegen einander abgrenzbar sind):

     
  • Sonnenkern: Hier entsteht das Licht durch Kernfusion (als sich frei setzende Bindungsenergie).
     
      Die Sonne ist hier am heißesten und dichtesten.
       
      Als Protonen sind Wasserstoffkerne positiv geladen, stoßen einander also ab. Nur des Tunneleffekts wegen fusionieren sie aber gelegentlich doch. Da nun — dank der sie zusammenhaltenden starken Wechselwirkung ein stabilerer Zustand herrscht, wird überschüssig gewordenen Bindungsenergie frei. Sie entweicht in Form eines Positrons und eines Neutrinos.
       
      Ein so entstandener Deiteriumkern fusioniert dann — jetzt schon mit viel höherer Wahrscheinlichkeit — mit einem dritten Proton.
       
      Während der erste Schritt dieser sog. p-p-Reaktion (auch Proton-Proton-Kette genannt) Milliarden von Jahren auf sich warten lässt, passiert der zweite — die Fusion eines Deuteriumkerns mit einem Wasserstoffkern —, schon nach durchschnittlich 10 Sekunden.
       
      Als Ergebnis liegt dann ein Heliumkern vor, allerdings noch nicht in endgültiger Form, sondern erst als leichteres Helium-3-Isotop. Auch im zweiten Schritt entweicht Energie, jetzt aber ausschließlich als ein einziges Photon, welches Gammastrahlung darstellt.
       
      In einem dritten Schritt schließlich kollidieren und verschmelzen — nach so etwa 1 Mio Jahre — zwei Helium-3-Kerne zum gewünschten Helium-4-Kern unter Freisetzung zweier einzelner Photonen.
       
      Temperatur des Sonnenkerns: 15 Mio Kelvin, Photonen sind Gammastrahlung.

     
  • Die Strahlung puffernde Zone (sog. Strahlungstransportzone): Selbst aus ihr kann das Licht nur schwer entkommen,
     
      da es hier immer noch ständig mit Ionen kollidiert und so in jede nur denkbar Richtung gestreut wird — auch wieder in Richtung des Zentrums der Sonne. Es verliert dadurch viel Energie, bewegt sich auf ständigem Zick-zack-Kurs und kann letztlich nur per Tunneleffekt aus dieser Zone heraus in höhere Zonen entfliehen: im Schnitt gelingt dies jedem Photon erst nach etwa 100.000 oder 200.000 Jahren (!).
       
      Temperatur: 10 Mio Kelvin, Photonen sind Röntgenstrahlung.

     
  • Konvektionszone: Hier wird Licht von aufsteigenden Gasblasen zur Sonnenoberfläche befördert und muss dabei Energie abgeben.
     
              Temperatur: 2 Mio Kelvin, Photonen: Röntgen- und UV-Strahlung.
     
  • Photosphäre: Hier ist die Dichte der Sonne gering genug, dass Licht nicht mehr ständig mit Ionen kollidiert und so der Sonne entkommen kann.
     
              Temperatur: 5800 Kelvin, Photonen sind sichtbares Licht und Infrarot-Strahlung.
     
     
  • Chromospäre: Hier strömt Plasma der Sonne entlang der Magnetfeldlinien in hohem Bogen aus der Sonne heraus.
     
              Temperatur: 10.000 Kelvin, Photonen sind hier noch UV-Strahlung.
     
  • Korona: Sie besteht aus geladenen Teilchen, die das Magnetfeld der Sonne in geringer Dichte in den Raum hinaus trägt.
     
              Temperatur: wenige Mio Kelvin, Photonen sind Röntgenstrahlung.
     
  • Heliospäre: Sie besteht aus Sonnenwind, der geladene Teilchen (Ionen) bis zu 150 Astronomische Einheiten (AE) weit in den Raum hinausbläst.
     
              1 AE = Entfernung der Erde von der Sonne = knapp 150 Mio Kilometer.
     
     
    Zum Vergleich: Pluto — der äußerste Planet unseres Sonnensystems — ist nur knapp 40 AE von der Sonne entfernt. Somit reicht die Heliosphäre weit über den durch Planeten, Astereoiden oder uns bekannte Staubgürtel besiedelten Teil des Sonnensystems hinaus.
     
    Eingebettet ist dieses ganze Szenario in die sog. Oort'sche Wolke: Sie stellt eine aus Eis- und Gesteinsbrocken bestehende kugelförmige Schale um unser Sonnensystem herum dar (300 bis 10.000 AE vom Sonnenzentrum entfernt).

 
In der Sonne herrscht ein fein abgestimmtes Kräftegleichgewicht zwischen
  • der nach innen gerichteten Gravitationskraft
  • und dem nach außen gerichteten thermischen Druck.

Dieses Gleichgewicht hält die Fusionsrate konstant, denn wenn sie zunimmt, gewinnt der thermische Druck, und der Sonnenkern dehnt sich aus.
Dies aber reduziert den Druck, also auch die Fusionsrate, so dass dann die Gravitation gewinnt und den Sonnenkern schrumpfen lässt.
 
Des Gleichgewichts wegen bleiben Leuchtkraft und Radius der Sonne relativ konstant.
 
 
Im Laufe ihres bisherigen Lebens ist der Radius der Sonne um etwa 5% gewachsen und ihre Leuchtkraft um etwa 40% gestiegen.
 
Pro Sekunde setzt die Sonne in etwa so viel Energie frei, wie notwendig wäre, fast das gesamte auf der Erde vorhandene Wasser zum Kochen zu bringen.
Sie verliert hierdurch — jede Sekunde — etwa 5 Mio Tonnen ihrer Masse in Form von Licht (elektromagnetischer Strahlung).

 
 
Entstanden ist unsere Sonne — ja unser ganzes Sonnensystem — aus einer nur etwa 10 Kelvin kalten Gaswolke
  • mit einer Ausdehnung von etwa 20.000 AE
  • und einer Dichte von nur etwa 300 Molekülen pro Kubikzentimeter.

 
 
 
Quelle: Daniela Leitner: Als das Licht laufen lernte (Bertelsmann 2013, Seite 221-320 und 422)
 
Lies auch: Astrokramkiste

 
 
 
Nebenbei noch:
 
Temperatur und thermische Energie sind zwei unterschiedliche Größen, denn für jedes Gas oder Plasma ist
  • Temperatur die durchschnittlichen Bewegungsenergie der Teilchen,
  • thermische Energie aber die Summe der Bewegungsenergie sämtlicher Teilchen.
Wo Wärme ist, ensteht ständig auch Licht (elektromagnetische Strahlung) — dies einfach deswegen, da miteinander kollidierende Teilchen einander beschleunigen, beschleunigte Ladungen aber elektromagnetische Wellen hervorrufen.

 

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