Das Innere der Sonne

Die Sonne ist nichts anderes als ein riesiger Fusionsreaktor. Das heißt: tief im Kern der Sonne wird durch die Verschmelzung von Wasserstoff zu Helium Energie gewonnen. Aber die Sonne explodiert nicht wie eine Bombe, weil sich die Kräfte im Gleichgewicht halten. Die Sonne wird durch ihre eigene Schwerkraft zusammengehalten, und die Atome im Kern der Sonne werden so dicht zusammengepresst, dass es zur Kernfusion kommen kann. Die dabei entstehende elektromagnetische Strahlung, also Licht, kompensiert die Gravitation exakt. Die Sonne ist für lange Zeit in einem stabilen Gleichgewicht der Kräfte. Diese Gleichgewicht wird insgesamt ca. 10 Milliarden Jahre erhalten bleiben.

Die Erforschung der Sonne

Der Weg zu Erforschung des Sonneninneren wurde langsam begehbar. Während Robert Emden (1862 bis 1940) noch überwiegend klassische Methoden anwandte, stieß Arthur Stanley Eddington (1882 bis 1944) die Tür weit auf für das Verständnis des inneren Aufbaus der Sterne und der Sonne.
Doch erst die rasche Entwicklung der Kernphysik gab 1938 Hans Bethe und Carl Friedrich von Weizsäcker die Möglichkeit, Reaktionszyklen anzugeben, die auf zeigten, wie aus der Umwandlung von Wasserstoff in Helium die Energie erzeugt werden kann, die Sonne und Sterne über Milliarden von Jahren in den Weltraum abstrahlen.
In immer stärkerem Maße bestimmen Ergebnisse der Physik, insbesondere der Atom- und Quantenphysik, den Fortschritt der Sonnenphysik. Dabei unterscheiden sich Stern- und Sonnenphysik in vielen Punkten nicht wesentlich. Doch gewisse Details lassen sich nur bei der Sonne erforschen und können dann auf die Stern übertragen werden. Ein typisches Beispiel dafür ist die Physik der Sternatmosphären, die Albrecht Unsöld (1905 bis 1995) und Marcel Minnaert (1893 bis 1970) in den dreißiger Jahren, nach Vorarbeiten vieler Kollegen, entscheidend voran gebracht haben.
Unsöld bestimmte 1948, 20 Jahre nach Henry Norris Russel (1877 bis 1957), die Häufigkeitsverteilungen der chemisch Elemente in der Sonnenatmosphäre so genau, dass sie bis heute nur unwesentlich korrigiert werden musste.
Auch das physikalische Geschehen in der Sonnenkorona verstanden die Astronomen immer besser. Großen Anteil daran hatte Grotrians Beobachtungen während der Sonnenfinsternis vom 9. Mai 1929.
Bernhard Lyot entwickelte Anfang der dreißiger Jahre den Koronographen, ein Instrument, mit dem man auch außerhalb von Sonnenfinsternissen zumindest den inneren Teil der Korona beobachten kann. Die Korona-Linien identifizierte 1941 B. Edlen vollständig, sie entspringen hoch ionisierten Atomen, keinem neuen Element, dem Coronium, wie es Jahrzehnte zuvor manchmal vermutet worden war. Die Korona-Temperatur ergab sich zu etwa 1 Millionen Grad.
Während des Zweiten Weltkrieges stand die laufende Überwachung der Sonnenaktivität in Vordergrund. Denn die während besonders aktiven Phasen von der Sonne ausgehende verstärkte ultraviolette Strahlung und die verstärkte Partikelemission veränderte den Zustand unserer Erdatmosphäre. Dies führt zu einer Vielzahl von Erscheinungen und Störungen, die auch für Militärs von Interesse sind. Insbesondere bei Eruptionen, die bevorzugt in der Nähe von Sonnenflecken auftreten, kann der Funkverkehr auf der Erde erheblich gestört werden. So wurden zum Zwecke der ständigen Sonnenüberwachung sogar neue Beobachtungsstation gegründet.

Die Wärme wandert

Die in Zentrumsnähe freigesetzte Energie muss nach außen abgeführt werden. Die kann auf drei Arten geschehen: Durch Wärmeleitung, durch Strahlung oder durch Konvektion. In der Sonne spielen nur die letzten beiden eine Rolle. Der Wärmetransport durch Strahlung funktioniert so: Ein kleines Volumen der Gas strahlt entsprechend seiner Temperatur gleichmäßig in alle Richtungen Energie in Form von Photonen aus. Zwei benachbarte Volumenelemente strahlen sich also gegenseitig Energie zu. Wegen des Temperaturgefälles von innen nach außen erhält das ein wenig weiter außen liegende, kühlere Volumenelement vom heißeren weiter innen mehr Energie als umgekehrt: Es resultiert ein Energiefluss nach außen. Durch diesen Energiefluss wird auch das kollabieren des Sterns aufgehalten und hält diesen in der Hauptreihe des HRD stabil.
Die Wegstrecke, die ein Photon in der Sonne von der Emission bis zu seiner Absorption zurücklegen kann, seine so genannte freie Weg legen, ist sehr klein. Sie beträgt typischerweise ein Zentimeter oder weniger. Die freigesetzte Energie kann also nicht auf dem geraden Weg die Sonne verlassen; sie durchläuft, getragen von Photonen wechselnder Energie, ein Zufallsweg, ehe sie irgendwann in den Weltraum gelangt.
Die freie Weglänge nimmt dabei nach außen hin zu. In der Photosphäre ist es schließlich so groß, dass die Photonen ungehindert in den freien Weltraum entweichen können.
Der Wärmetransport durch Strahlung ist ein langwieriges Geschäft. Obwohl sich die einzelnen Photonen mit Lichtgeschwindigkeit ausbreiten, kommt wegen der Vielzahl von Wechselwirkungen ein langer Zeitraum für den Weg der Wärme von innen nach außen zu sammeln. Würde ein Dämon den Fusionsofen im Inneren der Sonne plötzlich ausschalten, so wäre dies erst nach etwa 100.000 Jahren an ihrer Oberfläche zu erkennen.
Bei der Konvektion wird die Materie selbst zwischen den unterschiedlich heißen Schichten ausgetauscht. Ist durch Zufall ein Materieballen etwas heißer und damit weniger dicht als die Materie in seiner Umgebung, so erfährt er einen Auftrieb und steigt auf, kühlere, dichtere Materieballen sinken hingegen ab. Derselbe Vorgang läuft in einem brodelnden Suppen-Topf ab.

Sechs Milliarden Tonnen Brennstoff pro Sekunde

Bei der Umwandlung eines einzigen Gramms Wasserstoff in Helium entsteht eine Energie von 180.000 kWh (Kilowattstunden). Derselbe Energiebetrag auf einer Stromrechnung kostet heutzutage etwa 16.000 Euro. Aber ein Teil der Energie geht der Sonne sofort verloren. Denn bei der Kernreaktion bilden sich zugleich zwei so genannte Neutrinos, welche den Ort ihrer Entstehung mit Lichtgeschwindigkeit verlassen, ohne von der sie umgebenden Materie aufgehalten zu werden (siehe Neutrinos).
Zur Deckung der Ausstrahlung wandelt die Sonne je Sekunde rund 6 Milliarden Tonnen (6 x 10⁹ t) Wasserstoff in Helium um, dabei werden etwa 0,7 Prozent der Masse in reine Energie überführt und ausgestrahlt. Die Sonne verliert dadurch je Sekunde eine Masse von etwa 4,3 Millionen Tonnen (4,3 x 10⁶ t)! Für irdische Begriffe ist dies ein enormer Verlust, der Sonne aber ist es praktisch egal: Selbst in ihrer gesamten Lebenszeit von 10 Milliarden Jahren büßt sie nur etwa ein 1/4000 ihrer Masse ein.