Physikalisch-Technische Bundesanstalt

Autor: Jens Simon

Sie ist völlig gewöhnlich, aber ohne sie wären wir nicht. Unsere Sonne strahlt schon fünf Milliarden Jahre und wird es noch einmal so lange tun. Jetzt, in der Mitte ihres Daseins, herrschen tief in ihrem Innern unvorstellbare Temperaturen von 15,5 Millionen Grad Celsius und ballen sich die Wasserstoffkerne zu einer Dichte von 155 Gramm pro Kubikzentimeter zusammen. Die Atomkerne in dieser Zone sind energiegeladene Pakete und nichts als hüllenlose, nackte Kernbausteine - die "zarten" Elektronenbindungen sind alle zerrissen. Temperaturgetrieben donnern Kerne auf Kerne und verschmelzen in thermonuklearen Reaktionen. Die Kollisionen von vier Protonen, also Wasserstoffkernen, erzeugen letztlich jeweils einen Heliumkern und - als entscheidenden Zusatz - überschüssige Energie. Dieses "Wasserstoffbrennen" dominiert im momentanen Lebensabschnitt der Sonne alle anderen Prozesse, es produziert 99 % der solaren Energie. Doch irgendwann geht dieser Brennstoff aus, die Wasserstoffkerne werden zur Neige gehen. Nun sind größere Kerne an der Reihe, es beginnt das Heliumbrennen, in dem Helium zu Kohlenstoff fusioniert. Für die Sonne beginnt der Lebensabschnitt eines Roten Riesen: Langsam kühlt sie sich ab - ihre Oberflächentemperatur sinkt von jetzt 6000 Kelvin auf Werte zwischen 2000 Kelvin und 4000 Kelvin; und ebenso langsam bläht sie sich auf, frisst irgendwann den ersten Planeten, Merkur, den zweiten, die Venus, und dann wahrscheinlich auch noch die Erde.

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