380 Milliarden Milliarden Megawatt: Der Solarenergie-Aufstand

Eine Geburt im Dunkeln

Vor etwa 4,57 Milliarden Jahren löste die Gravitationsinstabilität in einer riesigen Molekülwolke – die hauptsächlich aus Wasserstoff und interstellarem Staub bestand – den Kollaps der Materie aus. Durch die fortschreitende Kompression stiegen Temperatur und Druck im Zentrum dieses Protosterns. Als die Temperatur 10 Millionen Kelvin überschritt, begann die thermonukleare Fusion von Wasserstoffkernen zu Helium über die Proton-Proton-Kette. Dieser exotherme Prozess setzte ausreichend Energie frei, um die Schwerkraft auszugleichen: Die Sonne wurde geboren.

Unvorstellbare Macht

Die Sonne wandelt jede Sekunde etwa 564 Millionen Tonnen Wasserstoff in 560 Millionen Tonnen Helium um. Die Differenz von 4 Millionen Tonnen wird gemäß der relativistischen Gleichung \( E = \Delta m \cdot c^2 \) in Energie umgewandelt, also ungefähr \(3,8 \times 10^{26}\) ​​​​Watt. Dies entspricht dem 3.800-Milliarden-fachen der Gesamtleistung der 439 globalen Kernreaktoren, die im Jahr 2011 registriert wurden. Dieser Energiefluss ist für die thermische Strukturierung des gesamten Sonnensystems verantwortlich und hält die Planeten in unterschiedlichen bewohnbaren Zonen.

Auf der Erde in einer Entfernung von 150 Millionen Kilometern erhält die Erde nur ein winziges Zwei-Milliardstel dieser Energie, aber sie reicht aus, um eine lebenswichtige globale Durchschnittstemperatur von 15 °C aufrechtzuerhalten.

Die Steigerung seiner Wärmeleistung

Seit ihrer Geburt vor 4,57 Milliarden Jahren ist die von der Sonne abgestrahlte Leistung nicht konstant geblieben. Sternentwicklungsmodelle deuten darauf hin, dass die Leuchtkraft eines gelben Zwergsterns wie der Sonne aufgrund der allmählichen Umwandlung von Wasserstoff in Helium im Kern langsam, aber kontinuierlich zunimmt, was die Zentraltemperatur und die Geschwindigkeit der Fusionsreaktionen erhöht.

Die Sonnenhelligkeit nimmt im Durchschnitt um etwa zu10 % pro Milliarde Jahre. Daher strahlte die Sonne bei ihrer Entstehung nur annähernd70 % seiner aktuellen Leistung, entweder :

• Bei der Geburt:ungefähr \(2,66 \times 10^{26}\ \text{W}\)
• Momentan :ungefähr \(3,85 \times 10^{26}\ \text{W}\)
• In 2 Milliarden Jahren:ungefähr \(4,62 \times 10^{26}\ \text{W}\)

Dieser allmähliche Anstieg hat direkte Auswirkungen auf das Erdklima. Auf geologischer Ebene wird vermutet, dass es seit dem Archaikum die Strahlungsbilanz der Erde verändert und damit die Entwicklung der Atmosphäre und der Biosphäre beeinflusst hat. Langfristig wird diese allmähliche Erwärmung die Erdoberfläche lange vor dem Ende der Lebensdauer der Sonne unbewohnbar machen.

Sonnenmaterie und der Sonnenwind

Die Sonne ist eine Plasmakugel, deren Massenzusammensetzung von Wasserstoff (74 %) und Helium (24 %) dominiert wird, der Rest besteht aus Metallen im astrophysikalischen Sinne: Sauerstoff, Kohlenstoff, Eisen, Neon usw. Im Kern erreicht die Temperatur 15 Millionen Kelvin und die Dichte etwa 150 g/cm³. Durch die thermische Bewegung werden die Elektronen aus den Atomkernen gerissen und es entsteht ein perfekt ionisiertes Plasma. Ein Teil der koronalen Materie entweicht kontinuierlich in Form geladener Teilchen – Elektronen und Protonen – und bildet den Sonnenwind, der sich mit Geschwindigkeiten von 300 bis 800 km/s ausbreitet.

Die Folgen des Sonnenwinds

Durch die Wechselwirkung mit der Magnetosphäre der Erde induziert der Sonnenwind Ströme energiereicher Teilchen, die die polaren Atmosphärenschichten durchdringen. Diese Wechselwirkungen regen Stickstoff- und Sauerstoffmoleküle an und erzeugen das Nord- und Südlicht, hauptsächlich in den Wellenlängen Grün (557,7 nm), Rot (630,0 nm) und Blau. Kometen ihrerseits verraten die Richtung des Sonnenwinds durch die Bildung eines Ionenschweifs, der immer von der Sonne weg ausgerichtet ist.

Eine noch rosige Zukunft

Die Sonne befindet sich derzeit in der Hauptreihenphase und erzeugt ihre Energie durch die Fusion von Wasserstoff zu Helium in ihrem Kern. Diese stabile Phase wird noch etwa 5 Milliarden Jahre dauern. Dann wird der Kern in sich zusammenfallen, wodurch sich die äußeren Schichten ausdehnen: Die Sonne wird zu einem Roten Riesen, der wahrscheinlich Merkur, Venus und vielleicht die Erde umfasst. Er wird sein Leben als Weißer Zwerg beenden und einen planetarischen Nebel hinterlassen. Bis dahin wird es die Biosphäre der Erde weiterhin mit Energie versorgen.