Die Sonne: 380 Milliarden Milliarden Megawatt, weit mehr als das Leben benötigt

Eine Geburt im Dunkeln

Der Kollaps der Molekülwolke

Vor etwa 4,57 Milliarden Jahren löste eine Gravitationsinstabilität in einer riesigen Molekülwolke – hauptsächlich aus Wasserstoff und interstellarem Staub bestehend – den Kollaps der Materie aus. Der größte Teil der Masse konzentrierte sich im Zentrum zu einem Protostern, während sich eine Scheibe aus Gas und Staub, in der die Planeten entstehen sollten, um ihn abflachte.

Die Zündung der Kernfusion

Die fortschreitende Kompression führte zu einem Anstieg von Temperatur und Druck im Zentrum dieses Protosterns. Als die zentrale Temperatur etwa 10 Millionen Kelvin erreichte, begann die thermonukleare Fusion der Wasserstoffkerne zu Helium über die Proton-Proton-Kette. Dieser exotherme Prozess setzte genügend Energie frei, um der Schwerkraft entgegenzuwirken: Die Sonne war geboren, und dieses Gleichgewicht hält seit 4,57 Milliarden Jahren an.

Eine unvorstellbare Leistung

Die Umwandlung von Masse in Energie

Die Sonne wandelt jede Sekunde etwa 620 Millionen Tonnen Wasserstoff in etwa 616 Millionen Tonnen Helium um. Die Differenz, fast 4,3 Millionen Tonnen, wird gemäß der relativistischen Gleichung \( E = \Delta m \cdot c^2 \) in Energie umgewandelt. Die abgestrahlte Leistung erreicht \(3{,}828 \times 10^{26}\) Watt, der von der Internationalen Astronomischen Union 2015 angenommene Nennwert. Ein kleiner Teil der Fusionsenergie, in der Größenordnung von 2 %, wird von Neutrinos statt als Licht abgeführt.

Je nach Quelle variiert die pro Sekunde umgewandelte Wasserstoffmasse zwischen 600 und 630 Millionen Tonnen, abhängig von der angenommenen Leuchtkraft und dem Fusionswirkungsgrad.

Ein Vergleich mit Kernkraftwerken

Nach der PRIS-Datenbank der IAEA waren Mitte Juli 2026 417 Kernreaktoren in Betrieb, mit einer elektrischen Nettoleistung von etwa 380 GW, also \(3{,}8 \times 10^{11}\) W. Die Leistung der Sonne ist somit etwa \(10^{15}\) Mal größer, das heißt eine Million Milliarden Mal. Das Verhältnis bleibt in der Größenordnung von \(10^{14}\) bis \(10^{15}\), wenn man die thermische Leistung der Reaktoren statt ihrer elektrischen Leistung zählt. Dieser Energiefluss ist für die thermische Strukturierung des gesamten Sonnensystems verantwortlich und hält die Planeten in verschiedenen bewohnbaren Zonen.

Die von der Erde empfangene Energie

In 150 Millionen Kilometern Entfernung fängt die Erde über ihren Querschnitt von \(1{,}27 \times 10^{14}\ \text{m}^2\) einen Fluss von etwa 1.361 W/m² (nominale gesamte Sonneneinstrahlung) ab, also \(1{,}7 \times 10^{17}\) W. Das entspricht etwa \(4{,}5 \times 10^{-10}\) der Gesamtleistung der Sonne, also einem Halbmilliardstel. Dieser winzige Bruchteil genügt, um eine globale Durchschnittstemperatur von etwa 15 °C aufrechtzuerhalten, die für das Leben wesentlich ist. Ohne den natürlichen Treibhauseffekt läge sie bei etwa −18 °C.

Neutrinos, direkte Boten aus dem Sonnenkern

Gefangene Photonen, freie Neutrinos

Die im Kern erzeugte Energie tritt nicht direkt aus: Photonen werden unzählige Male absorbiert und wieder emittiert, bevor sie die Oberfläche erreichen. Neutrinos hingegen wechselwirken so wenig mit Materie, dass sie die Sonne in wenigen Sekunden durchqueren. Sie sind die einzige direkte Sonde der Zone, in der die Fusion stattfindet, bei etwa 15 Millionen Kelvin.

Die Reisedauer der Photonen vom Kern zur Oberfläche hängt stark von den Modellen ab: Die Schätzungen reichen von mehreren Zehntausend Jahren bis zu über Hunderttausend Jahren, je nach Quelle sogar bis zu einer Million Jahren.

Borexino und der CNO-Zyklus

Zwei Mechanismen fusionieren Wasserstoff zu Helium: die Proton-Proton-Kette, die etwa 99 % der Sonnenenergie liefert, und der CNO-Zyklus (Kohlenstoff-Stickstoff-Sauerstoff), der Ende der 1930er Jahre vorgeschlagen wurde und für etwa 1 % der Sonnenenergie verantwortlich ist. In massereicheren Sternen dominiert dieser Zyklus. Im Jahr 2020 wies das Experiment Borexino, das unter dem Gran Sasso in Italien installiert ist, erstmals Neutrinos aus dem CNO-Zyklus nach, mit einer statistischen Signifikanz von über 5 Sigma. Das Signal ist schwach: etwa 7 Ereignisse pro Tag für 100 Tonnen Target.

Die Metallizität und die Rotation des Kerns messen

Der CNO-Neutrinofluss hängt von der Häufigkeit schwerer Elemente im Kern ab. Er eröffnet somit den Weg zu einer direkten Messung der solaren Metallizität, die noch diskutiert wird. Im Juli 2025 sagte ein französisches Team zudem durch hydrodynamische Simulation und topologische Wellentheorie eine Oszillation mit einer Periode von etwa einer Stunde voraus, die für die Rotation des tiefen Kerns empfindlich ist. Ihre Entdeckung würde ein neues Fenster zum Herzen des Sterns eröffnen.

Die Zunahme ihrer thermischen Leistung

Die Zunahme der Sonnenleuchtkraft

Seit ihrer Geburt vor 4,57 Milliarden Jahren ist die von der Sonne abgestrahlte Leistung nicht konstant geblieben. Modelle der Sternentwicklung zeigen, dass ein Stern vom Typ Gelber Zwerg, wie die Sonne, seine Leuchtkraft langsam, aber kontinuierlich steigert. Die fortschreitende Umwandlung von Wasserstoff in Helium im Kern erhöht die Zentraltemperatur und die Rate der Fusionsreaktionen.

Die Sonnenleuchtkraft nimmt im Durchschnitt um etwa 10 % pro Milliarde Jahre zu. So strahlte die Sonne bei ihrer Entstehung nur etwa 70 % ihrer heutigen Leistung ab, das heißt:

• Bei der Geburt: etwa \(2{,}7 \times 10^{26}\ \text{W}\)
• Heute: etwa \(3{,}83 \times 10^{26}\ \text{W}\)
• In 2 Milliarden Jahren: etwa \(4{,}6 \times 10^{26}\ \text{W}\)

Das Paradoxon der schwachen jungen Sonne

Mit nur 70 % ihrer heutigen Leistung hätte die junge Sonne die Erde gefroren zurücklassen müssen. Doch geologische Spuren belegen flüssiges Wasser bereits im Archaikum. Die allgemein vorgebrachte Erklärung ist eine Atmosphäre, die reicher an Treibhausgasen war. Dieser allmähliche Anstieg der Leuchtkraft hat somit den Strahlungshaushalt der Erde im Laufe der geologischen Zeit verändert und die Entwicklung der Atmosphäre und der Biosphäre beeinflusst.

Die Folgen für das Erdklima

Langfristig wird diese fortschreitende Erwärmung die Erdoberfläche unbewohnbar machen, lange vor dem Ende des Lebens der Sonne. Nach einer 2021 in Nature Geoscience veröffentlichten Modellierung sollte die sauerstoffreiche Atmosphäre der Erde nur etwa 1,08 ± 0,14 Milliarden Jahre bestehen. Es folgte eine abrupte Desoxygenierung, noch vor dem Auftreten eines feuchten Treibhauseffekts und dem massiven Verlust der Ozeane.

Diese Frist ist eine Schätzung aus einem Modell. Sie bleibt empfindlich gegenüber Annahmen über die geochemischen Kreisläufe der Erde.

Die Sonnenmaterie und der Sonnenwind

Die Zusammensetzung des Sonnenplasmas

Die Sonne ist eine Plasmakugel, deren Massenzusammensetzung von Wasserstoff (etwa 74 %) und Helium (24 bis 25 %) dominiert wird. Der Rest, etwa 1,4 bis 1,6 %, besteht aus Metallen im astrophysikalischen Sinne: Sauerstoff, Kohlenstoff, Eisen, Neon usw. Der genaue Wert dieser Metallizität wird je nach spektroskopischer Analysemethode noch diskutiert.

Die Bedingungen im Kern

Der Kern erstreckt sich bis etwa ein Viertel des Sonnenradius. Die Temperatur erreicht dort 15 Millionen Kelvin und die Dichte etwa 150 g/cm³, also das 150-fache von Wasser. Die thermische Bewegung ist so stark, dass Elektronen von den Atomkernen abgerissen werden und ein vollständig ionisiertes Plasma bilden.

Der Sonnenwind

Ein Teil der koronalen Materie entweicht kontinuierlich als geladene Teilchen – Elektronen und Protonen – und bildet den Sonnenwind, der sich mit Geschwindigkeiten von 300 bis 800 km/s ausbreitet. Die Korona, die auf ein bis zwei Millionen Grad erhitzt ist, während die Oberfläche nur etwa 5.800 zählt, bleibt eines der großen Rätsel der Sonnenphysik.

Die Folgen des Sonnenwinds

Die Polarlichter

Durch die Wechselwirkung mit der Erdmagnetosphäre induziert der Sonnenwind Ströme energetischer Teilchen, die in die polaren Atmosphärenschichten eindringen. Diese Wechselwirkungen regen Stickstoff- und Sauerstoffmoleküle an und erzeugen die Nord- und Südlichter, hauptsächlich in grünen (557,7 nm), roten (630,0 nm) und blauen Wellenlängen.

Die Kometenschweife

Kometen hingegen offenbaren die Richtung des Sonnenwinds durch die Bildung eines Ionenschweifs, der stets entgegengesetzt zur Sonne ausgerichtet ist.

Die Sonne unter Beobachtung: Zyklus 25 und Raumsonden

Der Sonnenzyklus 25 in der absteigenden Phase

Am 15. Oktober 2024 gaben die NASA, die NOAA und das internationale Vorhersagegremium bekannt, dass die Sonne das Maximum ihres 25. Aktivitätszyklus von 11 Jahren erreicht hat. Dieser Zyklus übertraf die ursprünglichen Prognosen von 2019, die einen bescheidenen Höhepunkt von etwa 115 (geglättete Sonnenfleckenzahl) um Juli 2025 vorhersagten. Seitdem ist die Aktivität in ihre absteigende Phase eingetreten. Starke Eruptionen bleiben möglich, doch das nächste Minimum wird um 2030-2031 erwartet.

Parker Solar Probe, am nächsten an der Korona

Am 24. Dezember 2024 passierte die NASA-Sonde Parker Solar Probe 6,1 Millionen Kilometer von der Sonnenoberfläche entfernt, mit etwa 692.000 km/h. Dies ist der bisher nächste Vorbeiflug und das schnellste von der Menschheit erreichte Objekt. Dieser Abstand und diese Geschwindigkeit wurden seitdem bei sieben Vorbeiflügen erreicht, der letzte fand am 4. September 2026 statt, der 29. Vorbeiflug der Mission. Die Mission wurde bis 2029 verlängert und wird die Sonne während der absteigenden Phase des Zyklus beobachten.

Solar Orbiter, erste Bilder der Pole

Die 2020 gestartete Sonde Solar Orbiter (ESA-NASA) neigte 2025 ihre Umlaufbahn auf 17°. Sie erhielt so die ersten Bilder der Pole der Sonne, außerhalb der Ekliptikebene. Sie beobachtete dort ein „ungeordnetes“ Magnetfeld am Südpol, mit vermischten Nord- und Südpolaritäten, ein für das Sonnenmaximum typisches Phänomen, wenn das Magnetfeld sich umkehrt. Vor ihr hatte nur die Sonde Ulysses die Pole überflogen (1990-2009), ohne Bildgebungsinstrumente. Die Bahnneigung wird am 24. Dezember 2026 auf 24° und ab Juni 2029 auf 33° ansteigen.

Eine noch strahlende Zukunft

Die Phase des Roten Riesen

Derzeit in der Phase der Hauptreihe, erzeugt die Sonne ihre Energie durch Fusion von Wasserstoff zu Helium in ihrem Kern. Sie hat bereits etwa die Hälfte dieses Brennstoffs verbraucht, und diese stabile Phase wird noch etwa 5 Milliarden Jahre dauern. Danach wird der Kern in sich zusammenfallen und eine Expansion der äußeren Schichten bewirken: Die Sonne wird zu einem Roten Riesen, der Merkur, Venus und wahrscheinlich die Erde verschlingt.

Das Schicksal der Erde hängt von den Modellen ab: Der Massenverlust der Sonne wird die Umlaufbahnen nach außen verschieben, während Gezeiteneffekte den Planeten dem aufgeblähten Stern nähern könnten.

Der Weiße Zwerg

Zu massearm, um als Supernova zu explodieren, wird die Sonne ihr Leben als Weißer Zwerg beenden, ein dichter Überrest von der Größe der Erde, der einen planetarischen Nebel hinterlässt. Bis dahin wird sie die irdische Biosphäre weiterhin mit Energie versorgen.