{"id":22661,"date":"2016-02-12T07:00:19","date_gmt":"2016-02-12T06:00:19","guid":{"rendered":"https:\/\/astrodicticum-simplex.ulrich.digital\/index.php\/2016\/02\/12\/sternengeschichten-folge-168-die-energie-im-inneren-der-sonne-teil-i\/"},"modified":"2025-05-14T16:16:46","modified_gmt":"2025-05-14T14:16:46","slug":"sternengeschichten-folge-168-die-energie-im-inneren-der-sonne-teil-i","status":"publish","type":"post","link":"https:\/\/astrodicticum-simplex.ulrich.digital\/index.php\/2016\/02\/12\/sternengeschichten-folge-168-die-energie-im-inneren-der-sonne-teil-i\/","title":{"rendered":"Sternengeschichten Folge 168: Die Energie im Inneren der Sonne &#8211; Teil I"},"content":{"rendered":"<p>So gut wie alle Energie die wir nutzen kommt von der Sonne. Aber wie kriegt die Sonne das eigentlich hin? Was stellt sie an, um diese gro\u00dfen Mengen an Energie zu produzieren? Klar, dort findet Kernfusion statt. Wasserstoff wird zu Helium. Aber wenn man die Sache genau betrachtet, ist es schon ein klein wenig komplizierter. Wie unser Stern aus Materie Energie macht und damit unsere Lebensgrundlage sichert, ist das Thema der aktuellen Folge der Sternengeschichten.<\/p>\n<p>(Und weiter unten gibt es wie immer eine Transkription des Podcasts zum Nachlesen)<\/p>\n<p><a href=\"https:\/\/astrodicticum-simplex.ulrich.digital\/wp-content\/uploads\/2025\/05\/Sternengeschichten-Cover.jpg\"><img loading=\"lazy\" decoding=\"async\" src=\"https:\/\/astrodicticum-simplex.ulrich.digital\/wp-content\/uploads\/2025\/05\/Sternengeschichten-Cover.jpg\" alt=\"Sternengeschichten-Cover\" width=\"298\" height=\"300\" class=\"aligncenter size-full wp-image-8053\" \/><\/a><\/p>\n<p>Die Folge k\u00f6nnt ihr euch hier direkt als <a href=\"https:\/\/youtu.be\/7UdgBak2mGg\">YouTube-Video<\/a> ansehen oder <a href=\"https:\/\/sternengeschichten.podspot.de\/files\/168-SternengeschichtenFolge168%20%281%29.mp3\">direkt runterladen<\/a>. <\/p>\n<p>Den Podcast k\u00f6nnt ihr unter <\/p>\n<p><center><a href=\"https:\/\/feeds.feedburner.com\/sternengeschichten\">https:\/\/feeds.feedburner.com\/sternengeschichten<\/a><\/center><\/p>\n<p>abonnieren beziehungsweise auch bei <a href=\"https:\/\/bitlove.org\/astrodicticum\">Bitlove<\/a> via Torrent beziehen.<\/p>\n<p>Am einfachsten ist es, wenn ihr euch <a href=\"https:\/\/play.google.com\/store\/apps\/details?id=de.danoeh.antennapodsp.sternengeschichten\">die &#8222;Sternengeschichten-App&#8220; f\u00fcrs Handy<\/a> runterladet und den Podcast damit anh\u00f6rt.<\/p>\n<p>Die Sternengeschichten gibts nat\u00fcrlich auch bei iTunes (wo ich mich immer \u00fcber Rezensionen und Bewertungen freue) und alle Infos und Links zu den vergangenen Folgen findet ihr unter <a href=\"https:\/\/www.sternengeschichten.org\">https:\/\/www.sternengeschichten.org<\/a>.<\/p>\n<p>Und nat\u00fcrlich gibt es die Sternengeschichten auch <a href=\"https:\/\/www.facebook.com\/sternengeschichten\">bei Facebook<\/a> und <a href=\"https:\/\/twitter.com\/@sternenpodcast\">bei Twitter<\/a>.<\/p>\n<p><center><br \/>\n <iframe loading=\"lazy\" width=\"420\" height=\"315\" src=\"https:\/\/www.youtube.com\/embed\/7UdgBak2mGg\" frameborder=\"0\" allowfullscreen><\/iframe><br \/>\n<\/center><\/p>\n<p><b>Transkription<\/b><\/p>\n<p>Sternengeschichten Folge 168: Die Energie im Inneren der Sonne &#8211; Teil I<\/p>\n<p>So gut wie die gesamte Energie die wir auf der Erde verwenden, stammt von der Sonne. Bei Solarenergie ist der Zusammenhang direkt erkennbar. Aber auch beim Rest steckt am Ende die Sonne dahinter. Wind entsteht durch die Temperaturunterschiede in der Erdatmosph\u00e4re die von der Sonne verursacht werden. Der Wasserkreislauf wird durch die Sonne angetrieben. Fossile Brennstoffe enthalten die Sonnenenergie, die vor Jahrmilliarden dort gespeichert wurde. Selbst die Kalorien in unserer Nahrung sind ultimativ auf die Sonne zur\u00fcck zu f\u00fchren: Pflanzen nutzen ihr Licht direkt f\u00fcr die Photosynthese und wandeln es in chemische Energie um und wenn wir Fleisch essen, dann haben diese Tiere ihre eigene Energie zuvor ebenfalls aus Pflanzen oder anderen Tieren die Pflanzen essen gewonnen. Mit der Ausnahme von Kernenergie stammt alles von der Sonne (und die radioaktiven Elemente wurden immerhin in <i>anderen<\/i> Sternen produziert).<\/p>\n<p>Aber wie genau schafft es die Sonne, die gro\u00dfen Mengen an Energie bereit zu stellen? Klar, dort wird Wasserstoff zu Helium fusioniert. Aber wie l\u00e4uft das im Detail ab? Und wie gelangt das, was im Inneren unseres Sterns erzeugt wird dann am Ende zur Erde?<\/p>\n<figure id=\"attachment_20665\" aria-describedby=\"caption-attachment-20665\" style=\"width: 500px\" class=\"wp-caption aligncenter\"><a href=\"https:\/\/astrodicticum-simplex.ulrich.digital\/wp-content\/uploads\/2025\/05\/sonne_nasa1.jpg\"><img loading=\"lazy\" decoding=\"async\" src=\"https:\/\/astrodicticum-simplex.ulrich.digital\/wp-content\/uploads\/2025\/05\/sonne_nasa1.jpg\" alt=\"Da kommt die Energie her. Aber wie? Bild: NASA\/ESA)\" width=\"500\" height=\"484\" class=\"size-medium wp-image-20665\" \/><\/a><figcaption id=\"caption-attachment-20665\" class=\"wp-caption-text\">Da kommt die Energie her. Aber wie? <a href=\"https:\/\/solarsystem.nasa.gov\/galleries\/handle-on-the-sun\">Bild: NASA\/ESA<\/a>)<\/figcaption><\/figure>\n<p>Die Entstehung eines Sterns ist ein ziemlich kniffliges Thema, und eines, \u00fcber das man ziemlich viel erz\u00e4hlen muss, um es komplett zu verstehen. Ein wenig davon habe ich schon in den Folgen 1 und 110 der Sternengeschichten erz\u00e4hlt. F\u00fcr diese Folge reicht es, wenn wir die ganzen Fr\u00fchphasen der Sternentstehung \u00fcberspringen und gleich zu einem fertigen Stern wie unserer Sonne springen.<\/p>\n<p>Damit ein Stern \u00fcberhaupt Wasserstoff zu Helium fusionieren kann, muss die Temperatur hoch genug sein. Je h\u00f6her die Temperatur, desto schneller bewegen sich die Atome und je schneller sie sich bewegen, desto gr\u00f6\u00dfer ist die Wucht, mit der sie bei Kollisionen aufeinander prallen. Und nur wenn die gro\u00df genug ist, kann die Absto\u00dfungskraft \u00fcberwunden werden, die zwischen ihnen wirkt. <\/p>\n<p>Denn die Wasserstoffatome sind ja elektrisch geladen und sto\u00dfen einander ab, wenn sie zu nahe kommen. Beziehungsweise die <i>Kerne<\/i> der Wasserstoffatome sind es und um die geht es bei der Fusion auch. Die Temperaturen im Inneren von Sternen sind im Allgemeinen immer so hoch, dass die negativ geladenen Elektronen der Atomh\u00fclle sich l\u00f6sen und nur noch der elektrisch positiv geladene Kern \u00fcbrig bleibt. Und wenn da die Temperatur noch h\u00f6her als ungef\u00e4hr 3 Millionen Grad ist, k\u00f6nnen die Atomkerne verschmelzen, wenn sie aufeinander treffen.<\/p>\n<p>Im Kern der Sonne liegt die Temperatur bei ungef\u00e4hr 15 Millionen Grad; das reicht also f\u00fcr die Kernfusion. Neben der Temperatur muss es aber auch noch genug Teilchen geben, damit am Ende ausreichend Energie erzeugt wird. Aber im Inneren von Sternen ist auch die Dichte enorm gro\u00df. In der Sonne liegt der Druck bei 200 Milliarden Bar, ist also 200 Milliarden mal gr\u00f6\u00dfer als der normale atmosph\u00e4rische Druck auf der Erdoberfl\u00e4che.<\/p>\n<p>Es gibt also sehr viele Teilchen auf sehr wenig Raum die sich sehr schnell bewegen. Sie k\u00f6nnen kollidieren, verschmelzen und dabei Energie freisetzen. Aber das ist nat\u00fcrlich noch l\u00e4ngst nicht alles! Wasserstoff kann auf verschiedene Art und Weise zu Helium werden. Ein wichtiger Weg ist die sogenannte &#8222;Proton-Proton-Reaktion&#8220;.<\/p>\n<p>Sie beginnt, wenn zwei Wasserstoffkerne zu Kern eines Deuteriumatoms verschmelzen. Deuterium ist noch kein Helium sondern ein Isotop des Wasserstoffs. Ein normales Wasserstoffatom hat im Kern ja nur ein einziges Proton; ein Wasserstoffkern <i>ist<\/i> nichts anderes als ein Proton. Treffen zwei davon aufeinander, kann eines in ein Neutron umgewandelt werden und man bekommt einen neuen Kern der aus einem Proton und einem Neutron besteht. Dieses Element nennt man Deuterium und zus\u00e4tzlich wird bei der Reaktion noch ein Positron und ein Neutrino frei. Das Neutrino saust sofort davon, da diese Teilchen ja so gut wie nie mit anderer Materie reagieren. Das Positron ist das Antiteilchen des Elektrons und von denen gibt es im Kern der Sonne ebenfalls jede Menge (all die Elektronen zum Beispiel, die fr\u00fcher mal Teil der Atomh\u00fcllen der Wasserstoffatome waren). Das Positron trifft also ziemlich schnell auf ein Elektron, beide vernichten sich gegenseitig und es wird Energie in Form von Gammastrahlung frei.<\/p>\n<p>Die Sache geht aber noch weiter: Der Deuteriumkern kann nun mit einem weiteren Wasserstoffkern reagieren. Nun entsteht ein Atom mit zwei Protonen und einem Neutron im Kern; also sogenanntes &#8222;Helium-3&#8220;. Typischerweise reagieren im n\u00e4chsten Schritt nun zwei Helium-3-Kerne um am Ende endlich das stabile und normale Helium-Atom mit zwei Protonen und zwei Neutronen zu erzeugen. Zus\u00e4tzlich werden hier auch noch zwei Wasserstoffkerne frei, die f\u00fcr neue Reaktionen zur Verf\u00fcgung stehen.<\/p>\n<p>In ungef\u00e4hr neun Prozent aller F\u00e4lle kann in der Sonne aber auch noch ein anderer Weg eingeschlagen werden. Die Sonne geh\u00f6rt ja zur dritten Generation der Sterne, enth\u00e4lt also neben dem beim Urknall erzeugten Elementen Wasserstoff und Helium auch schon andere, schwerere chemische Elemente die zuvor in anderen Sternen erzeugt worden sind. Die k\u00f6nnen nun ebenfalls f\u00fcr Kernreaktionen verwendet werden. Aus Helium-3 und normalen Helium kann zum Beispiel Beryllium entstehen, das zu Lithium zerf\u00e4llt und das wiederum kann mit Wasserstoff zu Helium fusionieren. Ein weiterer Weg f\u00fchrt \u00fcber die Verwendung von Beryllium und Bor. Welche Reaktion mit welcher H\u00e4ufigkeit stattfindet, h\u00e4ngt von der Temperatur ab. Damit die Kernreaktionen mit Beryllium, Bor oder Lithium wirklich effektiv laufen braucht es aber Temperaturen, die h\u00f6her sind, als sie derzeit im Inneren der Sonne herrschen; diese Prozesse werden also erst sp\u00e4ter so richtig relevant, wenn unser Stern ein wenig hei\u00dfer geworden ist. Und in Sternen, die noch viel gr\u00f6\u00dfer sind als unsere Sonne gibt es wieder ganz andere Prozesse.<\/p>\n<p>Zum Beispiel den sogenannten Bethe-Weizs\u00e4cker-Zyklus. Damit dieser Prozess funktioniert muss ein Stern nicht nur Wasserstoff und Helium besitzen, sondern auch schon geringe Mengen an Kohlenstoff. Dann kann eine komplexe Kette von Reaktionen aus Wasserstoff Helium machen. Alles beginngt mit Kohlenstoff und Wasserstoff, die zu Stickstoff verschmelzen. Dieses Stickstoff-Atom ist allerdings instabil und zerf\u00e4llt zu einem Isotop des Kohlenstoffs, das nun mit einem weiteren Wasserstoff zu stabilen Stickstoff verschmelzen kann. Der fusioniert mit Wasserstoff, erzeugt ein instabiles Sauerstoffatom, das zu einem anderen Isotop stabilen Stickstoffs verschmilzt. Das kann nun ein weiteres Mal mit Wasserstoff fusionieren und erzeugt jetzt endlich Helium und ein neues Kohlenstoffatom; genau von der Art das auch schon ganz zu Beginn beteiligt war. Am Ende ist also \u00fcber einen gro\u00dfen Umweg aus Wasserstoff Helium geworden und der Kohlenstoff ist nicht verbraucht worden sondern wurde nur als Katalysator verwendet.<\/p>\n<p>Welcher Prozess f\u00fcr die Energieproduktion der Sonne verantwortlich war wusste man \u00fcbrigens lange nicht. Man kann ja nicht in den Kern hinein schauen und nachsehen, welche Atome da herum sausen und verschmelzen. Bethe-Weizs\u00e4cher-Zyklus und Proton-Proton-Reaktion unterscheiden sich aber in der Art und der Menge der Neutrinos, die dabei frei werden. Diese Teilchen zu detektieren ist aber enorm knifflig, wie ich in Folge 103 der Sternengeschichten ja beschrieben habe. Es hat bis in die 1960er Jahren gedauert, bis man Neutrinos aus dem Inneren der Sonne nachweisen und feststellen konnte, dass die Energieproduktion dort \u00fcber die Proton-Proton-Reaktion stattfindet.<\/p>\n<figure id=\"attachment_21807\" aria-describedby=\"caption-attachment-21807\" style=\"width: 500px\" class=\"wp-caption aligncenter\"><a href=\"https:\/\/astrodicticum-simplex.ulrich.digital\/wp-content\/uploads\/2025\/05\/800px-Nuclear_fusion.svg_.png\"><img loading=\"lazy\" decoding=\"async\" src=\"https:\/\/astrodicticum-simplex.ulrich.digital\/wp-content\/uploads\/2025\/05\/800px-Nuclear_fusion.svg_.png\" alt=\"So beginnt die Proton-Proton-Reaktion (Bild: gemeinfrei)\" width=\"500\" height=\"278\" class=\"size-medium wp-image-21807\" \/><\/a><figcaption id=\"caption-attachment-21807\" class=\"wp-caption-text\">So beginnt die Proton-Proton-Reaktion (<a href=\"https:\/\/de.wikipedia.org\/wiki\/Datei:Nuclear_fusion.svg\">Bild: gemeinfrei<\/a>)<\/figcaption><\/figure>\n<p>Mittlerweile wei\u00df man auch, dass der Bethe-Weizs\u00e4cker-Zyklus erst ab Temperaturen von mehr als 14 Millionen Grad funktioniert und erst ab 30 Millionen Grad so richtig effektiv wird. Er spielt also vor allem in gro\u00dfen Sternen eine wichtige Rolle, aber nicht bei so kleinen und vergleichsweise k\u00fchlen wie unserer Sonne. <\/p>\n<p>Genaugenommen w\u00e4re es aber in der Sonne nicht einmal hei\u00df genug, um die normale Proton-Proton-Reaktion ablaufen zu lassen. Im allerersten Schritt m\u00fcssen da ja zwei Wasserstoffkerne zu einem Deuteriumkern verschmelzen. Bei den Temperaturen im Kern der Sonne kommt das aber nur sehr selten vor. So selten, dass es eigentlich nicht reichen w\u00fcrde, um die Menge an Energie zu erkl\u00e4ren, die sie produziert. Die Absto\u00dfungskraft ist zu stark und die durchschnittliche Geschwindigkeit der Wasserstoffkerne zu gering. Warum es trotzdem funktioniert hat man erst verstanden, als die Quantenmechanik entwickelt wurde. Der sogenannte &#8222;Tunneleffekt&#8220; sorgt bei Teilchen daf\u00fcr, dass sie einander auch nahe kommen k\u00f6nnen, obwohl die Absto\u00dfungskraft zu gro\u00df ist. Da ein Teilchen in der quantenmechanischen Beschreibung keinen eindeutigen Aufenthaltsort hat, sondern mit einer gewissen Wahrscheinlichkeit \u00fcberall zu finden ist, besteht auch eine gewisse Wahrscheinlichkeit, dass sich zwei Protonen nahe genug f\u00fcr eine Fusion kommen; die absto\u00dfende Barriere der elektrischen Kr\u00e4fte wird also quasi durchtunnelt.<\/p>\n<p>So oder so: Am Ende ist aus vier Wasserstoffkernen ein Heliumkern geworden. Dieser Heliumkern hat ein bisschen weniger Masse als die beiden einzelnen Wasserstoffkerne zusammengenommen. Die \u00fcbersch\u00fcssige Energie ist die, die bei der Fusion abgegeben wird. Nimmt man alle Reaktionen zusammen, bleiben am Ende knapp 25 Mega-Elektronenvolt, die im Inneren der Sonne frei werden. Das klingt viel, ist aber eigentlich ziemlich wenig. In einem halben Liter Bier oder einem 50-Gramm-Riegel Schokolade stecken ungef\u00e4hr 250 Kilokalorien. Das sind 6500 Billiarden Mega-Elektronenvolt! Oder anders gesagt: 1040 Billiarden Wasserstoffkerne m\u00fcssen zu 260 Billiarden Heliumkernen verschmelzen, damit die gleiche Menge an Energie frei wird, die in einem gro\u00dfen Glas Bier oder einem kleinen Schokoriegel steckt.  Aber das ist kein Problem: In jeder Sekunde werden in der Sonne 564 Millionen Tonnen Wasserstoff in 560 Millionen Tonnen Helium umgewandelt und vier Millionen Tonnen ihrer Masse in Energie. Das ist genug f\u00fcr einige Gl\u00e4ser Bier&#8230; f\u00fcr ein 343 Trillionen pro Sekunde um genau zu sein.<\/p>\n<p>Aber noch ist die Energie im Kern gefangen. Bis sie zu uns auf die Erde gelangt, hat sie noch einen weiten Weg vor sich. Aber dazu dann mehr in der n\u00e4chsten Folge der Sternengeschichten.<img loading=\"lazy\" decoding=\"async\" src=\"https:\/\/vg02.met.vgwort.de\/na\/541f109de61841b38d4cadddd3721666\" width=\"1\" height=\"1\" alt=\"\"><\/p>\n","protected":false},"excerpt":{"rendered":"<p>So gut wie alle Energie die wir nutzen kommt von der Sonne. 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