Wie leuchtet die Sonne? Die Geschichte der Kernfusion in ihrem Inneren

Die Sonne, die jeden Morgen aufgeht, ist die Energiequelle für fast alles Leben auf der Erde. Die Fotosynthese der Pflanzen, der Wasserkreislauf, der den Regen speist, die Winde und sogar die Energie in fossilen Brennstoffen – alles sind letztlich Formen von Sonnenlicht. Wie funktioniert diese gewaltige Lichtquelle, und wie leuchtet sie seit Milliarden Jahren?

Wie groß ist die Sonne?

Die Sonne ist ein gewöhnlicher, aber riesiger Stern:

Die Sonne besteht überwiegend aus Wasserstoff (etwa 73 %) und Helium (etwa 25 %). Diese Gase sind so heiß, dass die Atome ihre Elektronen verloren haben – es entsteht ein elektrisch geladener Zustand namens Plasma.

Die Schichten der Sonne

Im Inneren ist die Sonne aufgebaut wie eine Zwiebel, und jede Schicht hat eine andere Aufgabe:

• Kern: das Zentrum mit rund 15 Millionen °C, in dem die gesamte Energie erzeugt wird.
• Strahlungszone: Hier wandert Energie als Lichtteilchen, als Photonen, nach außen. Die Materie ist aber so dicht, dass jedes Photon ständig absorbiert und in zufällige Richtungen neu ausgesandt wird. Die Durchquerung kann Zehntausende Jahre dauern.
• Konvektionszone: Energie wird von riesigen heißen Gasströmen transportiert, die wie kochendes Wasser im Topf auf- und absteigen.
• Photosphäre (Oberfläche): die rund 5.500 °C heiße Schicht, von der das sichtbare Licht ausgeht.
• Korona: die äußere Atmosphäre der Sonne, bei totalen Sonnenfinsternissen als weißer Strahlenkranz sichtbar. Erstaunlicherweise ist sie mit 1 bis 3 Millionen °C viel heißer als die Oberfläche.

Der Motor der Sonne: Kernfusion

Im Sonnenkern sind Temperatur und Druck so extrem, dass Wasserstoffkerne zusammenstoßen und verschmelzen können. Das nennt man Kernfusion.

Normalerweise stoßen sich Atomkerne ab, weil sie positiv geladen sind. Um sie zu verschmelzen, muss diese Abstoßung überwunden werden. Die 15 Millionen Grad im Kern verleihen den Teilchen Geschwindigkeiten von Hunderten Kilometern pro Sekunde, und der enorme Druck durch das Eigengewicht der Sonne presst sie zusammen. Leicht ist Fusion trotzdem nicht: Ohne einen Quanteneffekt namens „Tunneleffekt“ reichte selbst die Hitze der Sonne nicht aus.

Der Vorgang verläuft in mehreren Schritten, zusammengefasst:

• Vier Wasserstoffkerne (Protonen) verbinden sich zu einem Heliumkern.
• Dieser Heliumkern ist etwa 0,7 % leichter als die vier Protonen, aus denen er entstand.
• Die fehlende Masse wird nach Einsteins berühmter Formel E = mc² zu Energie. Weil c – die Lichtgeschwindigkeit – so riesig ist, bedeutet schon eine winzige Masse enorm viel Energie.

Pro Sekunde wandelt die Sonne etwa 600 Millionen Tonnen Wasserstoff in Helium um, wobei rund 4 Millionen Tonnen Masse vollständig zu Energie werden. Das klingt nach viel, doch die Sonne ist so gewaltig, dass sie in diesem Tempo Milliarden Jahre weiterleuchten kann.

Warum explodiert oder kollabiert die Sonne nicht?

Die Sonne befindet sich in einem ständigen Gleichgewicht:

• Die Schwerkraft ihrer riesigen Masse will sie nach innen zusammenpressen.
• Hitze und Druck der im Kern erzeugten Energie drücken nach außen.

Beide Kräfte halten sich die Waage. Läuft die Fusion etwas schneller, dehnt sich die Sonne leicht aus, der Kern kühlt ab, und die Fusion verlangsamt sich. Läuft sie langsamer, zieht sich die Sonne etwas zusammen, der Kern heizt sich auf, und die Fusion beschleunigt wieder. Dieses selbstregulierende System lässt die Sonne Milliarden Jahre stabil leuchten.

Die lange Reise des Lichts

Hat das Sonnenlicht die Oberfläche verlassen, erreicht es die Erde in etwa 8 Minuten und 20 Sekunden. Wer zur Sonne blickt, sieht sie also so, wie sie vor 8 Minuten war.

Die eigentliche Reise begann aber viel früher. Die im Kern erzeugte Energie irrt durch die Strahlungszone, weil Photonen immer wieder absorbiert und neu ausgesandt werden – wie in einem Labyrinth. Schätzungen zufolge dauert es Zehntausende, vielleicht Hunderttausende Jahre, bis sie die Oberfläche erreicht. Die Energie im Sonnenlicht, das heute dein Gesicht wärmt, entstand womöglich im Sonnenkern, bevor Menschen die ersten Höhlenbilder malten.

Die Zukunft der Sonne

Die Sonne ist etwa 4,6 Milliarden Jahre alt und hat rund die Hälfte des Wasserstoffs in ihrem Kern verbraucht. Die Forschung sagt ihre Zukunft so voraus:

1. In der nächsten Milliarde Jahre: Die Sonne wird langsam heller – in ferner Zukunft könnten dadurch die Ozeane der Erde verdampfen.
2. In etwa 5 Milliarden Jahren: Geht der Wasserstoff im Kern zur Neige, bläht sich die Sonne zu einem Roten Riesen auf, verschluckt Merkur und Venus und reicht vielleicht bis zur Erdbahn.
3. Die letzte Phase: Sie stößt ihre äußeren Schichten als planetarischen Nebel ab. Zurück bleibt ein erdgroßer, extrem dichter, langsam abkühlender Weißer Zwerg.

Für eine Supernova oder ein Schwarzes Loch ist die Sonne zu leicht – sie müsste mindestens mehrere Male massereicher sein. Wie Schwarze Löcher entstehen, erklären wir in Was ist ein Schwarzes Loch?.

Ist Fusionsenergie auf der Erde möglich?

Seit Jahrzehnten versucht die Forschung, das Prinzip der Sonne auf der Erde nachzubauen. Fusionsenergie verspricht eine Energiequelle ohne CO₂-Ausstoß, ohne langlebigen radioaktiven Abfall und mit Brennstoff, der sich aus Meerwasser gewinnen lässt.

Auf der Erde fehlt aber der gewaltige Druck der Sonne. Fusionsreaktoren müssen daher Temperaturen über 100 Millionen °C erreichen – heißer als der Sonnenkern. Daran arbeiten das internationale Projekt ITER in Frankreich und Versuchsanlagen in mehreren Ländern, darunter der Stellarator Wendelstein 7-X des Max-Planck-Instituts für Plasmaphysik in Greifswald. 2022 gewann ein US-Labor erstmals mehr Energie aus einem Fusionsexperiment, als per Laser in den Brennstoff gesteckt wurde. Bis zu kommerziellen Fusionskraftwerken ist es aber noch ein weiter Weg.

Kurz gesagt

Die Sonne ist ein riesiger Kernfusionsreaktor, der in ihrem Kern Wasserstoffkerne zu Helium verschmilzt. Die dabei verlorene winzige Masse wird nach E = mc² zu enormer Energie. Diese braucht Zehntausende Jahre vom Kern an die Oberfläche und dann nur 8 Minuten bis zur Erde. Dank des Gleichgewichts zwischen Schwerkraft und innerem Druck wird die Sonne noch etwa 5 Milliarden Jahre stabil leuchten.