Innerer Aufbau der Sonne

Hallo und herzlich willkommen bei einem Video von Dr. Psi. Heute beschäftigen wir uns mit der Sonne. Genauer gesagt, mit dem Inneren der Sonne. Du fragst Dich dabei sicherlich: „Wie kann das überhaupt passieren? Wir können ja in die Sonne gar nicht hineinschauen." Nun, wie in vielen Fällen unserer näheren und ferneren Umgebung sind wir da auf theoretische Überlegungen angewiesen. Die theoretischen Überlegungen führen dann zu Aussagen, die dann mit bestimmten Beobachtungen verglichen werden. Und wie so etwas im Einzelnen funktioniert, das wollen wir uns heute anschauen. Nun, stell Dir einmal vor, Du würdest ein Stück Papier, was zusammengeknüllt ist, anzünden. Es würde sehr schnell verbrennen. Nimmst Du anstelle von Papier eine Holzkugel, so würde dies sicherlich etwas länger dauern. Wenn Du ein Stück Kohle nehmen würdest, würde der Verbrennungsvorgang sicherlich noch länger dauern. Übertragen wir das einmal auf die Sonne. Was verbrennt da eigentlich? Und zwar sehr, sehr lange, noch und bereits schon sehr, sehr lange in der Vergangenheit. Man schätzt heute das Alter der Sonne auf etwa fünf Milliarden Jahre und nach unserem heutigen Erkenntnisstand wird die Sonne noch etwa elf Milliarden Jahre lang in ihrer jetzigen Größe und Helligkeit als Energiequelle funktionieren. Was ist das nun, was da drin abläuft? Ein chemischer Prozess kann es nicht sein. Wenn das passieren würde, dann würde dieser Energievorrat vielleicht nur noch für einige tausend Jahre reichen. Das würde also allem widersprechen, was wir wissen. Die Lösung des Rätsels liegt in der Kernfusion. Dies fanden die Physiker Bethe und Weizsäcker im Jahre 1938. Schauen wir uns einmal an, wie diese Kernfusion in der Sonne funktionieren könnte. Also seit 1938 wissen wir, dass die Sonne und auch andere glühende Gaskugeln, die Sterne also, die Strahlungsenergie aus der Verschmelzung, wir sagen Fusion, der Kerne des Wasserstoffs, also Protonen zu Heliumkernen, beziehen. Bei diesem Prozess wird Energie frei. Und wir wollen uns diesen Prozess dann gleich etwas näher ansehen. Die Protonen sind ja, wenn sie sich nähern, elektrisch gleichnamig geladen und zwischen ihnen wirkt dann eine elektrostatische Abstoßungskraft. Wenn sie sich ihr doch auf 10^-15 Meter nähern, dann wirkt zwischen ihnen eine sehr starke Anziehungskraft. Diese Kraft nennen wir Kernkraft. Und die ist stärker als die elektrostatische Abstoßungskraft. Übrigens gilt dies auch für Neutronen. Dieser Prozess funktioniert jedoch nur bei Temperaturen von 10⁷ Kelvin und diese Temperaturen gibt es in der Sonne, in dem inneren Bereich, im Zentralgebiet, beziehungsweise Kern, wie wir auch sagen. Und schon bei einem Abstand von mehr als 30 % vom Zentrum der Sonne zur Peripherie der Sonne nimmt dieser Vorgang fast zur Gänze ab. Und die Verschmelzung der Kerne, die hier diesen Proton-Proton-Prozess bilden, kann auf verschiedene Art und Weise erfolgen. Wir wollen uns einen dieser Prozesse einmal näher anschauen. Ja, hier siehst Du diesen Proton-Proton-Prozess in der üblichen Schreibweise und über den Ablauf dieses Prozesses gäbe es viel zu erzählen. Aber wie immer an dieser Stelle reicht die Zeit leider nicht aus. Wir gucken uns jedoch diesen Prozess, der übrigens mehrfach durchlaufen wird, einmal knapp genauer an. Wir sehen hier in der ersten Zeile, dass zwei Wasserstoffkerne zu einem Deuteriumkern verschmelzen. Dabei wird ein Positron frei und ein Neutrino. In einem zweiten Prozess wird dieser Deuteriumkern wieder mit einem Wasserstoffkern, mit einem Proton also, verschmelzen und es entsteht ein Helium-Zwischenkern und dabei, entscheidend, wird Energie frei. Dann in einem dritten Schritt sehen wir hier in dieser Zeile, dass zwei Helium-Zwischenkerne verschmelzen zu einem Heliumkern und zwei Protonen. Die stehen dann wiederum einem weiteren Fusionsprozess zur Verfügung und wie schon gesagt, dieser Prozess wird mehrfach durchlaufen. Welche Folgerungen lassen sich nun aus diesem Prozess ableiten? Gut, das wollen wir uns in einer nächsten Szene einmal anschauen. Die im Proton-Proton-Prozess beschriebene Umwandlung der Wasserstoffkerne führt langfristig dazu, dass sich die chemische Zusammensetzung der Sonne ändert. Der Anteil des Wasserstoffs vermindert sich und der des Heliums steigt. In dieser Abbildung sehen wir dies über Modellrechnungen, die angestellt wurden und dabei müssen natürlich die Annahmen über Temperatur, Dichte, Druck und den sonst beobachtbaren Werten für die Photosphäre übereinstimmen. Und dies gilt natürlich auch für den Massenverlust der Sonne. Bei der Kernfusion wird ein Teil der Masse der Atomkerne in Energie umgewandelt. Dadurch verringert sich die Sonnenmasse um circa 4,4•10⁹ Kilogramm pro Sekunde. Das ist eine ganze Menge. Dieser sogenannte Massendefekt muss wiederum mit der Leuchtkraft der Sonne und ihrer prognostizierten Lebensdauer übereinstimmen. Das Zentralgebiet der Sonne, wir erinnern uns an das erste Bild, ist der eigentliche Fusionsreaktor. Dort wird die Energie bereitgestellt. Und von der Photosphäre wird sie abgestrahlt. Wie kommt also die Energie von dem Zentralgebiet zur Photosphäre? Dies geschieht über gewisse Austauschprozesse, über die wir hier gar nicht tiefer einsteigen können. Über diese Austauschprozesse wird dann die Energie vom Kern an die Photosphäre übertragen. Diese Prozesse sind, und darauf beschränken wir uns, Konvektion und Strahlung. Zum Beispiel bei der Neutrinostrahlung ist es einfach. Die geht durch die Sonne hindurch und wird nach außen übertragen und liefert dort ihren Anteil. Anders sieht es mit der Übernahme oder der Weiterleitung der Energie vom Kern durch Photonen aus. Die freie Weglänge der Photonen beträgt nur wenige Zentimeter. Die Sonne ist aber riesig und daher dauert es sehr, sehr lange. Modellrechnungen ergeben eine Zeitdauer von 10⁶ Jahren, bis die Photonen vom Kern in die Photosphäre gelangen. Mit anderen Worten, die Energie wird im Wesentlichen nicht durch Strahlung von der Sonne, nicht durch Strahlung vom Kern, bis zur Photosphäre übertragen, sondern durch Konvektion. Was ist diese Konvektion? Nun, wir kennen das ja vom Wasser kochen. Heiße Materie steigt auf, kühlt sich ab, sinkt nach unten. Dieser Prozess führt dazu, dass ständig Energie von innen nach außen gelangt, wenn auch über eine sehr lange Zeit. Sichtbarer Ausdruck dieses Prozesses ist die Granulation der Photosphäre. Wir sehen hier ein Bild, ein Ausschnitt der Photosphäre mit Sonnenflecken und Granulation. Ja, damit sind wir schon am Ende angelangt. Fassen wir noch einmal kurz zusammen: Wir haben einen Ausflug in das Innere der Sonne gemacht. Wir haben den Energiehaushalt betrachtet. Dabei haben wir den Proton-Proton-Prozess näher kennengelernt und haben weiterhin gelernt, wie die Energie, die im Kern entsteht, in die Photosphäre gelangt. Das sind die Prozesse Konvektion und Strahlung. Ja, das war's für heute. Ich hoffe, Du hast ein wenig den Inhalt verstanden und hattest vielleicht auch ein bisschen Spaß dabei. Und ich hoffe, wir sehen uns bald wieder bei einem Video von Dr. Psi. Tschüss!