Unsere Sonne 6 (7) - Das Innere der Sonne

  • Das Innere der Sonne


    Wenn wir Menschen nicht Mathematik, QuantenPhysik, TeilchenPhysik, AtomPhysik, RelativitätsTheorie und so weiter entwickelt hätten, hätten wir überhaupt keine Ahnung, was in der Sonne oder auf der Sonne eigentlich los ist, so wie das damals zu Friedrich Wilhelm Herschels Zeiten war.
    Vom Inneren unserer Sonne kriegen wir mit einer Ausnahme keine Direktnachrichten. Und die Ausnahme ist das SonnenNeutrino.


    Das SonnenNeutrino
    Neutrinos sind Universums meist vorkommender Elementarpartikel. Da hängen sogar die Unmengen Photonen nicht mehr mit. Es hat kaum Masse, saust mit beinahe Lichtgeschwindigkeit herum, reagiert kaum mit normaler Materie - und am liebsten überhaupt nicht.
    Neutrinos werden laufend neu produziert zB in der Sonne oder bei Sternexplosionen, mit hohen Energien versehen, und es gibt sie in riesiger Anzahl noch als Rest vom Anfang des Universums - heute auf niedrigstem Energieniveau.
    Von diesem Teilchen gibt es drei Sorten - oder besser vielleicht Zustände - zwischen denen es fleißig wechseln kann. Die Teilchenphysiker nennen das die Neutrinooszillation. Diese Oszillation ist der Beweis für die sogenannte Neutrinoruhemasse. Wie groß, oder besser gesagt, wie klein die nun ist, weiß man nicht genau. Man weiß nur, daß Neutrinos eine sehr, sehr, sehr kleine-winzige von Null verschiedene Ruhemasse besitzen.


    Diese Partikel legen gleich los, genau wie das Photon, mit der ihnen eigenen Geschwindigkeit, die ganz nahe an der Lichtgeschwindigkeit liegt.
    Das Neutrino wäre damit eigentlich das selbstständigste und dauerhaftigste Elementarteilchen, wenn man mal von der obengenannten Neutrinooszillation absieht.
    Das Photon wird sofort von einem Atom absorbiert, Elektronen werden augenblicklich eingefangen von Protonen, sie können sogar mit äußerster Gewalt in das Proton hineingedrückt werden und zu einem Neutron werden. Das Neutrino hingegen saust meist unbehindert durch ein Atom hindurch und auch Lichtjahre dicke Bleiwände könnten nur zur Hälfte eine Neutrinoschauer aufhalten.


    Es war der QuantenPhysiker Wolfgang Pauli, der den neuen Partikel 1930 zum ersten Mal in einem Brief an seine Kollegen von der Technischen Hochschule in Zürich - "Liebe radioaktive Damen und Herren" vorstellte. Er nannte den Partikel "Neutron". Das Neutrino ist also älter als das Neutron, wenn man so will, denn vom Nukleon Neutron wußte man damals noch nicht viel mehr, als daß man keine Erklärung für eine gewisse Art Strahlung finden konnte und daß man es im Atomkern brauchte. Diese Strahlung entpuppte sich erst 1932 experimentell als das Bombardement des neutralen Partikels, der von Rutherford vorausgesagt wurde, und dem man dann den Nahmen Neutron gab. 1933 taufte dann Enrico Fermi Paulis Partikel um in Neutrino.


    Mit dem Neutrino können wir leider heute noch kaum rumexperimentieren. Wir können es aber unter gewissen Voraussetzungen detektieren und das hängt von der Energie ab, die es mitgekriegt hat. Elementarteilchen sind ja so klein, daß man mit deren errechneten Größen eigentlich nicht viel anfangen kann. Man hat deswegen den Begriff Wirkungsquerschnitt eingeführt, der auch die Energie berücksichtigt, die das Teilchen mit sich führt.
    Der Wirkungsquerschnitt ist halt eben die physikalische Größe, die angibt, mit welcher Vorliebe ein Teilchen mit seiner Umwelt reagiert.
    Beim Neutrino wäre das also sagenhaft wenig. Hier ein par Beispiele von Größenordnungen:
    Sonnendurchmesser: -----------------------------------------1,4x10+11 cm

    Protonendurchmesser: -------------------------------------- 1,7x10-17 cm

    Plancklänge: ------------------------------------------------------1,6x10-37 cm

    Wirkungsquerschnitt Neutrino von der Sonne: ----- 1,7x10-41 cm²

    Wirkungsquerschnitt Neutrino vom Hintergrund: --1,0x10-54 cm²


    Wir können uns zB noch kleinere Längenmaße als die Plancklänge vorstellen, aber irgendwann hört es ja mal auf sinnvoll zu sein, was in gewissen Maße von den Neutrinos demonstriert wird.

    So hochenergetische Neutrinos, wie sie beispielsweise von der Sonne produziert werden und die ganze 2% ihrer Strahlungsleistung ausmachen, liegen schon weit unter heute hantierbaren Größen, was wiederum bedeutet, daß wir nur hin und wieder mal eins einfangen können mittels eines "Volltreffers". Was man mit den heutigen riesigen Auffanginstrumenten über Neutrinos herauskriegt, sind auch nur Spuren von Lichtblitzen, die entstehen, wenn mal eins auf ein anderes Teilchen "donnert".
    Man kann sich ja vorstellen, daß so ein Neutrino auf ein Atom (0,6x10-12 cm groß) trifft, durch den Kern hindurchsaust und davon überhaupt nichts merkt, und die Elektronen, Neutronen und Protonen merken auch nichts.
    Aber das kann sich natürlich ändern mit der Weiterentwicklung von Instrumenten, von denen wir heute noch gar keine Ahnung haben.
    Doch können wir heute Sonnenneutrinos detektieren und und auch ein bißchen deuten. Sie durchlaufen das Innere der Sonne ja beinahe unbehindert und können Direktinformation vom Sonneninneren liefern, wozu ein Photon ca 80.000 Jahre bräuchte. Vergleicht man mal ein Sonnenneutrino mit einem Proton, so wäre das Größenverhältnis wie ein Proton zu einer Kugel mit dem Durchmesser von ca 100km.


    Jetzt gibt es aber auch noch die tiefst energetischen Neutrinos ganz im Gegensatz zu den hoch- und höchstenergetischen von der Sonne und von explodierenden Sternen. Und das sind solche, die übrig sind vom Anfang des Universums. In der sogenannten Hintergrundstrahlung aus diesen seit langem vergangenen Zeiten verbergen sich noch Unmengen von Neutrinos, die so "lahm" geworden sind, daß diese wohl nie mehr nachgewiesen werden können. Nichts desto weniger sind sie aber da, und zwar in einer Anzahl von ca 340 Stück/cm³. Sowas kann man nur noch ausrechnen.
    Diese Neutrinos hätten dann ein Größenverhältnis zum Proton, wie das Proton zu einem ca 1015 km großen (natürlich hypothetischen) Gegenstand, was gerade mal einer Strecke von ca 10.000 Lichtjahren entspricht. Man kann genauso gut sagen: die gibt es gar nicht, machen aber einen gewissen, geringeren Teil der Masse der sichtbaren Materie aus, weil´s halt so viele sind.


    Die Energieproduktion der Sonne
    geht seit Jahr Milliarden vor sich im Sonnenkern. Man weiß seit längerem, daß sich die Sonne zusammensetzt aus Wasserstoff und Helium, beinahe im gleichem Verhältnis wie das Universum. Weil sie ja Helium produziert, ist das Verhältnis heute ungefähr 71/27 Prozent und knappe 2% sind Elemente wie Eisen, Kohlenstoff, Sauerstoff usw. Sie gilt als metallreich, was rein praktisch bedeutet, daß sie ein relativ junger Stern ist, der sich mit dem Material unzähliger Vorgänger, die schwerere Elemente produziert haben, hat anreichern können.


    Wenn man mal ein Element wie Gold in der Sonne als Kuriosum betrachtet, so kommen auf eine Billion SonnenWasserstoff-Atome gerade mal acht Gold-Atome. Das wären umgerechnet vielleicht 1,5 mal 1018 Tonnen oder eine Kugel von ungefähr 500 km Durchmesser, zu vergleichen mit den ca 10.000 m³ Gold, die wir bisher auf unserem Planeten zusammen geschrappt haben, und gewichtsmäßig entspräche das beinahe dem Inhalt unserer Weltmeere. Das kann man heute abschätzen basierend auf der relativen Intensität der Spektrallinien und mit anderen Elementen ist es ebenso.

    Das Materialverhältnis im Sonnenkern ist aber anders. Dort ist während ihrer 4,7 Milliarden Lebensjahre ungefähr die Hälfte des einmal vorhanden Wasserstoffs verbraucht worden und der Masseanteil von Helium ist mittlerweile ca 60%. Dieser Kern macht 1,6% des Sonnenvolumens aus oder eine Kugel von 350.000 km Durchmesser, in dem sich die Hälfte der Sonnenmasse konzentriert. Dort im Innersten herrscht ein Druck von 250 Milliarden Bar und eine Temperatur von 15 Millionen Grad Celsius. Das reicht, um die Kernfusion in Gang zuhalten. Hier eine schöne NASA Abbildung vom Aufbau der Sonne: (Das Innere der Sonne).


    Wollen wir auf Erden so eine Fusion kontrolliert nachahmen, brauchen wir 10 mal mehr diese Temperatur, weil wir solche riesigen Drücke nur in einer Wasserstoffbombe erzeugen können, wo eine Atombombe als äußere Hülle das Kernmaterial zusammendrückt und auch die entsprechend notwendige Temperatur erzeugt. (Weiter hier)

Participate now!

Don’t have an account yet? Register yourself now and be a part of our community!