Warum scheint die Sonne?

Die Sonne erzeugt etwa 400 Milliarden Milliarden Megawatt Strom, und das seit fünf Milliarden Jahren. Welche Energiequelle ist zu dieser Art von Leistung in der Lage? Bemerkenswert ist, dass der Motor der mächtigsten Sterne nichts immens ist, sondern etwas sehr Kleines: winzige Atombausteine, die mit hoher Geschwindigkeit zusammenschlagen. Bei jeder Kollision wird ein Energiefunke freigesetzt. Die Kernfusion, die Verschmelzung von Atomkernen zu neuen Elementen, treibt ganze Sternengalaxien an.


Dieses Mosaik wurde erstellt vonForVM FacebookFreundin Corina Wales. Danke Corina!

Die Atomkerne sind konzeptionell einfach. Sie bestehen nur aus zwei Arten von Teilchen: Protonen und Neutronen. Die Anzahl der Protonen bestimmt die Art des Atoms; es unterscheidet Helium, Kohlenstoff und Schwefel. Die Neutronen halten die positiv geladenen Protonen zusammen. Ohne die Neutronen würden die gleichen Ladungen die Protonen auseinander fliegen lassen.


Schwerere Atome wie Neon können durch Verschmelzen leichterer Atome wie Helium zusammengebaut werden. Dabei wird Energie freigesetzt. Wie viel Energie? Wenn Sie den gesamten Wasserstoff in einer Gallone Wasser zu Helium verschmelzen würden, hätten Sie genug Energie, um New York City drei Tage lang mit Strom zu versorgen.

Stellen Sie sich nun vor, Sie hätten Wasserstoff im Wert eines ganzen Sterns!

Wasserstofffusion

Die Schritte auf einem der Wege, die vier Wasserstoffkerne nehmen, um einen Heliumkern zu fusionieren. Bei jedem Schritt wird Energie in Form von Gammastrahlen emittiert. Quelle: Wikipedia-Benutzer Borb.

Der Trick, um Atome zum Verschmelzen zu bringen, besteht darin, eine extrem hohe Temperatur und Dichte zu haben. Unter dem Druck von einigen Oktillionen Tonnen Gas wird das Zentrum der Sonne auf etwa 10 Millionen Grad Celsius erhitzt. Bei dieser Temperatur bewegen sich die nackten Protonen eines Wasserstoffkerns schnell genug, um ihre gegenseitige Abstoßung zu überwinden.




Durch eine Reihe von Kollisionen verschmilzt der starke Druck im Kern der Sonne kontinuierlich vier Protonen zu Helium. Bei jeder Fusion wird Energie in das Sterneninnere freigesetzt. Millionen dieser Ereignisse, die jede Sekunde auftreten, erzeugen genug Energie, um der Schwerkraft entgegenzuwirken und den Stern für Milliarden von Jahren im Gleichgewicht zu halten. Die freigesetzten Gammastrahlen folgen einem gewundenen Weg immer höher durch den Stern, bis sie schließlich Millionen von Jahren später in Form von sichtbarem Licht von der Oberfläche austreten.

Aber das kann nicht ewig so weitergehen. Schließlich wird der Wasserstoff verbraucht, während sich ein inerter Kern aus Helium aufbaut. Für die kleinsten Sterne ist dies das Ende der Linie. Der Motor geht aus und der Stern verschwindet leise in der Dunkelheit.

Ein massereicherer Stern, wie unsere Sonne, hat andere Möglichkeiten. Wenn der Wasserstoffbrennstoff zur Neige geht, zieht sich der Kern zusammen. Der sich zusammenziehende Kern erwärmt sich und setzt Energie frei. Der Stern ballt sich zu einem „roten Riesen“ auf. Wenn der Kern eine ausreichend hohe Temperatur erreicht – etwa 100 Millionen Grad Celsius – können die Heliumkerne mit der Verschmelzung beginnen. Der Stern tritt in eine neue Lebensphase ein, in der Helium in Kohlenstoff, Sauerstoff und Neon umgewandelt wird.

Der Stern tritt nun in einen Zyklus ein, in dem der Kernbrennstoff aufgebraucht ist, der Kern sich zusammenzieht und die Sternballons aufsteigen. Jedes Mal startet die Kernheizung eine neue Schmelzrunde. Wie oft der Stern diese Stufen durchläuft, hängt ganz von der Masse des Sterns ab. Mehr Masse kann mehr Druck erzeugen und im Kern immer höhere Temperaturen treiben. Die meisten Sterne, wie unsere Sonne, hören auf, nachdem sie Kohlenstoff, Sauerstoff und Neon produziert haben. Der Kern wird aweißer Zwergund die äußeren Schichten des Sterns werden in den Weltraum getrieben.


Aber Sterne, die ein paar Mal massereicher sind als die Sonne, können weitergehen. Nachdem das Helium aufgebraucht ist, erzeugt die Kernkontraktion Temperaturen von fast einer Milliarde Grad. Jetzt können Kohlenstoff und Sauerstoff zu noch schwereren Elementen verschmelzen: Natrium, Magnesium, Silizium, Phosphor und Schwefel. Darüber hinaus können die massereichsten Sterne ihre Kerne auf mehrere Milliarden Grad erhitzen. Hier gibt es eine verwirrende Vielfalt an Möglichkeiten, wie Silizium durch eine komplexe Reaktionskette zu Metallen wie Nickel und Eisen verschmilzt. So weit kommen nur wenige Sterne. Um Eisen zu bilden, braucht es einen Stern mit einer Masse von mehr als acht Sonnen.

In einem roten Riesen

Das Innere eines Roten Riesensterns in den Momenten, bevor er als Supernova explodiert. Die Produkte der verschiedenen Kernfusionsreaktionen stapeln sich wie die Schichten einer Zwiebel. Die leichtesten Elemente (Wasserstoff) bleiben in der Nähe der Sternoberfläche, während die schwersten (Eisen und Nickel) den Sternkern bilden. Bildnachweis: NASA (über Wikipedia)

Sobald ein Stern jedoch einen Kern aus Eisen oder Nickel produziert, gibt es keine Optionen mehr. Auf jeder Etappe dieser Reise hat die Fusion Energie in das Sterneninnere freigesetzt. Mit Eisen zu verschmelzen hingegen raubt dem Stern Energie. Zu diesem Zeitpunkt hat der Stern allen brauchbaren Treibstoff verbraucht. Ohne nukleare Energiequelle kollabiert der Stern. Alle Gasschichten prallen in die Mitte, die sich als Reaktion darauf versteift. Ein exotischer Neutronenstern wird im Kern geboren und die anstürmende Masse prallt von der inkompressiblen Oberfläche ab, wo sie sonst nirgendwo hingehen kann. Wild aus dem Gleichgewicht gerät der Stern in einer Supernova auseinander – eines der katastrophalsten Einzelereignisse im Universum. Im Chaos der Explosion beginnen Atomkerne, einzelne Protonen und Neutronen einzufangen. Hier, in den Feuern einer Supernova, entstehen die restlichen Elemente des Universums. Alles Gold in allen Eheringen der Welt kann nur von einem Ort stammen: einer nahegelegenen Supernova, die das Leben eines Sterns beendete und höchstwahrscheinlich vor fünf Milliarden Jahren die Entstehung unseres Sonnensystems auslöste.

Der Krebsnebel

Der Krebsnebel ist der Überrest einer Supernova, die vor tausend Jahren von der Erde aus gesehen wurde. Der Überrest liegt 6500 Lichtjahre entfernt im Sternbild Stier, der Stier, ist 11 Lichtjahre groß und dehnt sich mit etwa 1500 km/s aus! Bildnachweis: NASA, ESA, J. Hester und A. Loll (Arizona State University)


Es ist eine bemerkenswerte Tatsache, dass die größten Sterne von den kleinsten Dingen angetrieben werden. All das Licht und die Energie in unserem Universum ist das Ergebnis von Atomen, die in den Kernen von Sternen gebaut werden. Die Energie, die jedes Mal freigesetzt wird, wenn zwei Teilchen miteinander verschmelzen, zusammen mit Billionen anderer laufender Reaktionen, reicht aus, um einen einzelnen Stern für Milliarden von Jahren anzutreiben. Und jedes Mal, wenn ein Stern stirbt, werden diese neuen Atome in den interstellaren Raum freigesetzt und entlang galaktischer Ströme transportiert, wodurch die nächste Generation von Sternen gesät wird. Alles, was wir sind, ist das Ergebnis einer thermonuklearen Fusion im Herzen eines Sterns. Wie Carl Sagan einmal berühmt witzelte, sind wir wirklich Starkram.