Was im Inneren der Sonne passiert

Wenn die Sonne ein Lagerfeuer wäre, wäre es längst erloschen: Chemische Verbrennung setzt pro Gramm viel zu wenig Energie frei - Brennstoff in der Größe der Sonne wäre in einigen tausend Jahren aufgebraucht. Aber die Sonne ist etwa 4,6 Milliarden Jahre alt und hat ungefähr die Hälfte ihrer Lebenszeit hinter sich.

Hier wirkt etwas anderes. Das Gewicht der äußeren Schichten presst das Zentrum so stark zusammen, dass die Materie dort etwa 150-mal dichter als Wasser ist und die Temperatur bei etwa 15 Millionen Grad liegt. In mehreren Schritten verbinden sich Wasserstoffkerne zu einem Heliumkern, der etwas leichter ist als die Summe der Ausgangskerne. Die Differenz wird zu Energie: Pro Sekunde verlieren etwa 4 Millionen Tonnen ihre Form als Materie.

Das geschieht langsam. Protonen sind gleichnamig geladen und stoßen sich ab, und selbst 15 Millionen Grad reichen nicht aus, um sie direkt zusammenstoßen zu lassen: Die Fusion geschieht durch quantenmechanisches Tunneln, also nur in seltenen Fällen. Ein einzelnes Proton wartet im Durchschnitt Milliarden Jahre auf seine Reaktion. Deshalb flammt die Sonne nicht auf einmal auf, sondern leuchtet gleichmäßig.

Ein Kubikmeter des Sonnenkerns gibt im Durchschnitt etwa 276 Watt ab - ungefähr in der Größenordnung eines Komposthaufens. Die Sonne blendet nicht wegen ihrer Leistung an einem einzelnen Punkt, sondern wegen ihrer Größe: In ihrem Inneren gibt es so viele solcher Kubikmeter, dass sie zusammen einen Stern bilden.

Als Nächstes muss die Energie nach außen gelangen. Der Kern nimmt etwa ein Viertel des Radius ein, darüber liegt die Strahlungszone - bis zu 70 % des Radius - und das äußere Drittel ist konvektiv. Auf dem Weg sinkt die Temperatur um fast das Dreitausendfache.

Die Schichten sind nicht zufällig so aufgebaut. Solange die Materie durchsichtig ist, transportiert Strahlung die Wärme. Näher an der Oberfläche kühlt das Gas ab und wird undurchsichtig, die Strahlung kommt nicht mehr hindurch - dann bewegt sich das Gas selbst: Heißes steigt auf, abgekühltes sinkt ab. Von außen ist das als körniges Muster zu sehen: Jede Granule ist etwa 1000 Kilometer groß und lebt ungefähr zehn Minuten.

Ein Gammaquant aus dem Kern wird fast sofort absorbiert und erneut ausgesendet - Milliarden Mal, jedes Mal in eine zufällige Richtung. Die Schätzungen, wie lange die Energie bis zur Oberfläche braucht, gehen auseinander: von tausenden bis zu hunderttausenden Jahren. Die verbleibenden 150 Millionen Kilometer bis zur Erde legt das Licht in 8 Minuten 20 Sekunden zurück.

Niemand hat ins Innere geschaut, aber es gibt zwei Umwege. Neutrinos entstehen bei denselben Reaktionen und wechselwirken mit fast nichts: Sie verlassen den Kern in ein paar Sekunden und erreichen Detektoren auf der Erde - ein direkter Bericht aus dem Zentrum. Außerdem erzeugt die Sonne Töne: Ihre Oberfläche schwingt, und aus dem Frequenzmuster lassen sich Dichte und Schallgeschwindigkeit in der Tiefe rekonstruieren.