Durch welche Phänomene strahlt die Sonne Licht aus?
Das wollen wir uns in diesem kurzen Artikel ansehen.
Viel Spaß beim Erkunden!
Wie leuchtet die Sonne?
Die Sonne, oder übrigens auch jeder andere Stern, „leuchtet“ oder „brennt“ durch einen Prozess der thermonuklearen Fusion, und nicht durch eine chemische Reaktion wie die künstliche Beleuchtung auf unserem Planeten.
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Da die Sonne sehr massiv ist, hat sie eine hohe Schwerkraft und ihr Kern ist enormen Druck- und Hitzewerten ausgesetzt. Dieser Druck und die Hitze sind im Kern der Sonne so hoch (ca. 15 Millionen °C), dass die Protonen der Wasserstoffatome, aus denen die Sonne größtenteils besteht, mit ausreichender Geschwindigkeit miteinander kollidieren, so dass sie aneinander haften oder „verschmelzen“, um Heliumkerne zu erzeugen. Es müssen tatsächlich vier Wasserstoffkerne verschmelzen, um einen Heliumkern zu erzeugen, obwohl es sich in Wirklichkeit um einen komplizierteren dreiteiligen Prozess handelt (von Wasserstoff zu Deuterium, von Deuterium zu Helium-3 und von Helium-3 zu Helium).
Doch die Nettomasse der verschmolzenen Heliumkerne ist tatsächlich etwas geringer als die Summe der Massen der Wasserstoffatome, aus denen sie bestehen, und diese winzige Menge an verlorener Masse wird gemäß der Masse-Energie-Äquivalenzbeziehung E = mc² in eine enorme Menge an Energie umgewandelt. Um eine Vorstellung von der Größenordnung dieses Prozesses zu vermitteln: In jeder Sekunde eines jeden Tages wandelt unsere Sonne etwa 700 Millionen Tonnen Wasserstoff in etwa 695 Millionen Tonnen Helium um. Die fehlenden 5 Millionen Tonnen werden in eine Energie umgewandelt, die der Detonation von etwa 100 Milliarden 1-Megatonnen-Bomben entspricht – das ist das Zweihundertmillionenfache der Sprengkraft aller Atomwaffen, die jemals auf der Erde detoniert sind. Und das geschieht jede Sekunde.
Der Fusionsprozess setzt also enorme Mengen an Energie frei, zunächst in Form von Gammastrahlenphotonen, die durch eine Kombination aus Strahlung und Konvektion das Innere der Sonne durchdringen und dann als elektromagnetische Energie, einschließlich sichtbaren Lichts, in den Weltraum abgestrahlt werden. Dieser Prozess gibt auch Teilchenstrahlung ab, die als „Sternwind“ bekannt ist, einen konstanten Strom elektrisch geladener Teilchen wie freie Protonen, Alpha- und Betateilchen sowie einen konstanten Strom von Neutrinos. Es ist der innere Druck dieses Kernfusionsprozesses, der verhindert, dass die Sonne unter der Wirkung ihrer eigenen Schwerkraft weiter kollabiert (Zustand des hydrostatischen Gleichgewichts).
Wasserstoff ist das bei weitem häufigste Element in der Sonne (und im Universum insgesamt) und Helium ist das zweithäufigste Element. Ein Stern verbringt den größten Teil seines Lebens, die sogenannte „Hauptreihenphase“, damit, Wasserstoff zu Helium zu verschmelzen, aber in größeren und heißeren Sternen wird das Helium, das sich im Kern ansammelt, immer mehr verdichtet und heißer, bis die Heliumatome beginnen, zu Sauerstoff und Kohlenstoff zu verschmelzen. Diese Sterne erzeugen also ständig schwerere Elemente aus den weniger schweren: Helium aus Wasserstoff, Sauerstoff aus Helium und so weiter. Doch selbst in den größten Sternen stoppt dieser Prozess beim ultra-stabilen Element Eisen, das nicht leicht zu schwereren Elementen verschmilzt. An diesem Punkt gewinnt der innere Druck der Schwerkraft die Oberhand, zerquetscht den Kern und führt zu einer Supernova-Explosion und der Entstehung eines Neutronensterns oder eines Schwarzen Lochs.
Hoffentlich konnten Sie mit diesen Informationen mehr über unsere Sonne erfahren.
Bis bald bei Der kleine Astronaut!
Lesen Sie unseren nächsten Artikel : Wo befindet sich die Erde im Universum?
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