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/ wissensmagazin ... Unser Universum (Teil 1): Die Sonne
Die Sonne ist mit ihrer Masse der beherrschende Himmelskörper in unserem Planetensystem, allerdings im Vergleich zu anderen Sternen nur Durchschnitt, auch hinsichtlich ihres Durchmessers von 1,39 Millionen km (109-facher Erddurchmesser).
Durch ihre Oberflächentemperatur von 5.778 K fällt die Sonne in die Spektralklasse G2 und hat die Leuchtkraftklasse V. Der G2V-Stern ist daher ein durchschnittlicher, gelb leuchtender „Zwergstern", der sich in der etwa 10 Milliarden Jahre dauernden Hauptphase seiner Entwicklung befindet. Die Sonne wird auf etwa 4,57 Milliarden Jahre geschätzt.
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Die Sonne besteht aus verschiedenen Zonen mit schalenförmigem Aufbau, wobei die Übergänge allerdings nicht streng voneinander abgegrenzt sind.
Sie setzt sich zu 73,5 % aus Wasserstoff und zu 25 % aus Helium zusammen. Die restlichen 1,5 Prozent bestehen aus zahlreichen schwereren Elementen bis einschließlich Eisen, vor allem Sauerstoff und Kohlenstoff. Hinsichtlich der Anzahl der Atome beträgt der Wasserstoffanteil 92,0 % und der Heliumanteil 7,9 %.
Als „Kern" wird die Fusionszone bezeichnet. Innerhalb von 25 % des Radius der Sonne (1,6 % ihres Volumens, aber rund 50 % ihrer Masse) werden 99 % der Fusionsleistung frei, die Hälfte gar innerhalb von nur 10 % des Radius (0,1 % des Volumens). Im Zentrum liegt der Druck bei 200 Milliarden bar.
Hauptsächlich durch die Proton-Proton-Reaktion und zu einem geringen Teil (1,6 %) durch den CNO-Zyklus verschmelzen Wasserstoffkerne zu Heliumkernen, wobei Gammastrahlung und Elektronneutrinos erzeugt werden. Die erzeugten Heliumkerne haben aufgrund der Bindungsenergie eine geringfügig geringere Masse als die Summe der ursprünglichen Wasserstoffkerne (Massendefekt). Der Massenunterschied wird gemäß der Formel E = m · c2 in Energie umgewandelt (pro Fusion von vier Protonen zu einem He-Kern ≈ 27 MeV). Im Kern der Sonne werden pro Sekunde 564 Millionen Tonnen Wasserstoff zu 560 Millionen Tonnen Helium fusioniert.
Die 4,3 Millionen Tonnen Differenz pro Sekunde (die aus der Relativitätstheorie nach zu schließen ist) ergeben eine Gesamtleistung von etwa 3,7 × 1026 W, die im Kern freigesetzt und schließlich an der Oberfläche zum Großteil als Licht abgestrahlt wird. Ein Anteil von einigen Prozent der Energie wird durch die Neutrinos direkt aus dem Kern heraus transportiert.
Die Kernfusion im Sonneninneren erfordert großen Druck und hohe Temperaturen: Die kinetische Energie der Teilchen muss ausreichen, um bei einem Zusammenstoß die elektrostatischen Abstoßungskräfte der positiv geladenen Protonen (Wasserstoffkerne) zu überwinden. Die Temperatur im Sonnenkern mit der daraus resultierenden typischen kinetischen Energie der Protonen erweist sich bei einer naiven, klassischen Rechnung als eigentlich „zu kalt" für eine Kernfusion.
Dass dennoch Fusionen stattfinden, ist auf den quantenmechanischen Tunneleffekt zurückzuführen. Es besteht dabei eine bestimmte Wahrscheinlichkeit, dass sich zwei Protonen so weit nähern, dass eine Kernverschmelzung stattfinden kann. Das Energieniveau der abstoßenden Kräfte wird bei der Verschmelzung gleichsam „durchtunnelt". Die Wahrscheinlichkeit einer Fusion zweier Wasserstoffkerne im Innern der Sonne ist zwar sehr gering. Da jedoch eine immense Anzahl von Kernen vorhanden ist und die Dichte enorm ist, können dennoch gewaltige Energiemengen freigesetzt werden.
Im Sonnenkern entsteht aus den dicht gedrängten Atomkernen des Wasserstoffs durch Kernfusion Helium, so dass der Wasserstoff-Anteil zugunsten des Heliums in Zukunft weiter sinken wird. Dieser Prozess ist der Motor der Sonne, aus dem sie jene Energie bezieht, die sie an der Photosphäre (leuchtende, sichtbare Oberfläche) durch Strahlung abgibt. Da die Sonne kein fester Körper wie die erdähnlichen Planeten und Monde ist, sondern ein heißer Gasball, wäre sie ohne diesen Energienachschub von innen instabil. Sie würde sich abkühlen und auf einen Bruchteil ihrer jetzigen Größe zusammenziehen.
• de.wikipedia.org/wiki/Sonne
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