Kosmologie für Fußgänger

Fluss ein Tal gegraben hat? Wie viel Zeit ist erforderlich, bis die Sedimentschichten des Meeresbodens ihre heutige Dicke erreicht haben? Bei diesen Überlegungen kam man auf Zeitspannen von einigen hundert Millionen Jahren. 1858 erschien dann Darwins umwälzendes Werk Über den Ursprung der Arten durch natürliche Zuchtwahl . Aus seinen Erkenntnissen schloss auch Darwin auf Lebensentwicklungszeiten von hunderten von Millionen Jahren. Schließlich führte die Entdeckung der natürlichen Radioaktivität zu Verfahren, die eine relativ genaue Datierung der Gesteine ermöglichten. Das Alter von Gesteinen, die bereits Fossilien enthielten, wurde auf ein bis drei Milliarden Jahre bestimmt! Die Sonne musste also mindestens während dieser Zeit schon geschienen haben! Damit war die Kelvin-Helmholtz-Zeit um Größenordnungen zu knapp ausgefallen.
    1926 schließlich hatte Arthur Eddington die zündende Idee. Er spekulierte, dass nur die Umwandlung von Masse in Energie, gemäß Einsteins berühmter Formel e = mc 2 , als Energiequelle in Frage kam, und nahm an, dass Wasserstoff in Helium umgewandelt wird. Die Prozesse, die dieser Umwandlung zugrunde lagen, konnte er allerdings noch nicht definieren, da zu dieser Zeit die Kernphysik noch in den Kinderschuhen steckte.

Die Sonne im Detail
    Die Sonne beleuchtet die Erde aus einer Entfernung von 149,6 Millionen Kilometern, und im Vergleich zu unserem Planeten ist sie wahrlich riesig. Ihr Durchmesser beträgt rund 1,4 Millionen Kilometer, und aus ihrer Masse ließen sich 328 000 Planeten von der Masse der Erde formen. Wie schon erwähnt, hat sie eine Leuchtkraft von rund 385 Billionen Billionen Watt. Auf der Erde, oberhalb der Atmosphäre, entfallen davon auf einen Quadratzentimeter 1370 Watt. Damit könnte man knapp 14 Glühlampen von 100 Watt brennen lassen. Würde man diese Energie über einen Tag hinweg speichern, so ist das so viel, wie in drei Litern Heizöl stecken.
    Was die Zusammensetzung der Sonne anbelangt, so ist sie ein heißer Plasmagasball, bestehend aus rund 73 Prozent Wasserstoff, 25 Prozent Helium und etwa zwei Prozent schwereren Elementen. Der Begriff »Plasma« steht für ein heißes, ionisiertes Gas, bei dem die Elektronen nicht mehr an die Atomkerne gebunden sind, sondern sich unabhängig bewegen können. Wie wir noch sehen werden, sind in einem Plasma, insbesondere wenn ein Magnetfeld hinzukommt, spektakuläre Erscheinungen möglich. Die Oberflächentemperatur der Sonne beträgt 5800 Grad Kelvin (ein Kelvin entspricht minus 273 Grad Celsius, der tiefsten, physikalisch sinnvollen Temperatur), sodass das Maximum der abgestrahlten Energie im Bereich des sichtbaren Spektrums liegt.
    Ihr innerer Aufbau ist jedoch nicht homogen. Grob unterscheidet man drei Zonen. Da ist zunächst die so genannte Kernzone, in der die schon geschilderte Verschmelzung von Wasserstoff zu Helium stattfindet. In diesem Fusionsreaktor herrschen eine Temperatur von etwa 15 Millionen Grad und ein Druck, der dem 200-milliardenfachen des Atmosphärendrucks auf der Erdoberfläche entspricht. Dieser innere Bereich hat einen Durchmesser von etwa 280 000 Kilometern. Die Energie, die hier freigesetzt wird, muss nach außen befördert werden. In der den Kern umhüllenden, 350000 Kilometer dicken Strahlungstransportzone geschieht dies durch Strahlung. Hauptsächlich übernehmen hier Photonen den Energietransport. Man kann den Vorgang vergleichen mit der Art, wie sich ein Gegenstand erwärmt, den man in einer gewissen Entfernung über eine heiße Herdplatte hält. Je näher man der Sonnenoberfläche kommt, desto ineffektiver wird jedoch dieses Verfahren. Infolgedessen schaltet die Sonne um auf die schon bekannte Konvektion zur Weiterleitung der Energie. In der rund 210 000 Kilometer mächtigen Konvektionszone brodelt es daher wie in einem Kochtopf. Blasen erhitzter Materie steigen nach oben, kühlen dort ab und sinken wieder zurück in die Tiefe.
    In diesen Zonen fallen Temperatur und Druck von innen nach außen kontinuierlich ab. Jetzt wird auch verständlich, warum der Sonne nicht ihr gesamter Wasserstoffvorrat, sondern lediglich etwa zehn Prozent davon für die Kernfusion zur Verfügung stehen. Nur in der inneren Fusionszone sind Druck und Temperatur ausreichend hoch, dass das Wasserstoffbrennen zünden kann. Weiter draußen wird es einfach zu kalt. Wenn aber in diesem inneren Bereich der gesamte Wasserstoff aufgebraucht ist, kann ihm aus der Strahlungstransportzone kein neuer Wasserstoff zugeführt