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März 18th, 2010 von admin

Liebe Sonne – was wären wir ohne dich – Ein Leben auf unserem Planeten ohne unsere wärmende Sonne wäre undenkbar. Bei Temperaturen nahe dem absoluten Nullpunkt von -273 Grad Kelvin hätte sich kein Leben entwickeln können. Die Temperatur im All liegt übrigens, bedingt durch die kosmische Hintergrundstrahlung bei etwa 2,7 Grad Kelvin.

Die Sonne – ein gigantischer Fusionsreaktor - als Sonnen- oder auch Solarenergie bezeichnen wir die Energie, die durch Kernfusion im Inneren der Sonne erzeugt wird und in Form von elektromagnetischer Strahlung zu unserem Planeten gelangt. Direkt auf der Sonnenoberfläche würde die Sonne eine Leistung von sage und schreibe 63000 kW/m² zur Verfügung stellen. Diese 63 Megawatt würden in etwa einem 1/16 der Leistung eines heutigen durchschnittlichen Kern- oder auch Kohlekraftwerks mit 1.000 MW entsprechen. Das bedeutet, dass ca. 16 Quadratmeter Sonnenoberfläche eine Leistung abstrahlen, die, wohlgemerkt, der Stromleistung eines kompletten, durchschnittlichen Kraftwerks entsprechen. Allerdings liegt z.B. die thermische Leistung eines Kernreaktors bei etwa dem Dreifachen, d.h. bei 1.000 MW elektrischer Leistung müssen ca. 3.000 MW thermische Leistung ( je nach Wirkungsgrad) zur Verfügung stehen. Stellt man also den Abwärmeverlust bei der Stromerzeugung in Rechnung, würden also etwa 50 qm Sonnenoberfläche der Leistung eines Durchschnittskraftwerks entsprechen. Doch der Sonnendurchmesser beträgt ca. 1,39 Millionen km, was dem 109-fachen Erddurchmesser entspricht. So kann man sich leicht ausrechnen, welche ungeheuren Energiereserven die Sonne hat.

Der Wasserstoffvorrat der Sonne – das Glas ist noch „halbvoll“ – Im Inneren der Sonne findet der Fusionsprozess statt, bei dem Wasserstoff zu Helium verschmolzen wird. Unsere Sonne hat ein Alter von etwa 4,6 Milliarden Jahren und eine „Lebenserwartung“ als aktiver Wasserstoffbrenner von ca. 11 Milliarden Jahren, d.h. etwa die Hälfte des Energievorrats ist aufgebraucht. Im Vergleich zu anderen Sternen ist die Sonne eher durchschnittlich bis klein, sie gehört zu den sog. „ gelben Zwergen“ . Ihre Oberflächentemperatur liegt bei 5.778 Kelvin. Entstanden ist die Sonne durch einen durch Gravitation bedingten Kollaps einer interstellaren Gaswolke. Im Verlauf dieses Kollapses und einer anschliessenden Phase der Relaxion enstand dann unser Planetensystem und auch die Erde. Die ungeheure gravitative Kraft und die daraus resultierende hohe Temperatur im Inneren der Sonne von ca. 10 Millionen Grad setzte schliesslich den Fusionsprozess, also die Verschmelzung von Wasserstoff zu Helium in Gang. Da die Sonne mit ihren Energieresourcen vergleichsweise zu anderen, grösseren Sternen, sparsam umgeht, ist ihr auch eine recht lange Lebensdauer beschert. Im Verlauf ihres weiteren Lebens nimmt die Strahlungsleistung der Sonne immer weiter zu.

Roter Riese und Heliumblitz – auf der Erde wird es nicht nur wärmer sondern sehr heiss – Auch wenn es noch ein paar Jährchen hin ist, eines gilt als gesichert : In etwa 0,9 Milliarden Jahren wird die Durchschnittstemperatur auf unserem Planeten bereits bei 30 Grad Celsius liegen, wohlgemerkt völlig unabhängig davon, wie und ob der Mensch den Temperaturanstieg durch CO2 Reduktion begrenzt oder nicht. Spätestens jetzt wäre es für Mensch und Tier an der Zeit sich eine andere Heimat im All zu suchen. Nach weiteren 1 Mrd. Jahren wird die Temperatur auf der Erde sogar 100 Grad Celsius erreichen. Die Sonne ist dann etwa 6,5 Mrd. Jahre alt und wird noch fast 3 weitere Mrd. Jahre Wasserstoff verbrennen, erst dann ist der Wasserstoffvorrat im Alter von 9,4 Mrd. Jahren endgültig aufgebraucht. Im weiteren Verlauf zieht sich das Innere der Sonne zu einem Heliumkern zusammen, während sich die Schale der Sonne zu einem roten Riesen ausdehnt. Die äussere Hülle der Sonne dehnt sich im Sonnenalter von ca. 12 Mrd. Jahren bis auf die Umlaufbahn der Venus aus.

Ein irdischer – Lavaozean – alles Leben kommt aus dem Feuer und vergeht im Feuer – Das bedeutet, dass Merkur und Venus im Sonnenfeuer „verschluckt“ werden und die Erdoberfläche in einem einzigen Lavaozean aufgehen wird. Die Sonnenhülle entschwindet aufgrund geringer werdender Gravitation zu einem Teil als interstellares Gas ins All, während sich der zurückbleibende Kern der Sonne so stark kontrahiert bis er eine etwa 10.000 fach höhere Dichte als heute aufweist. Diese ungeheure hohe Dichte schliesslich setzt einen weiteren Fusionsprozess in Gang : das „Heliumbrennen“. Hierbei wird Helium zu dem noch schwereren Element Kohlenstoff verschmolzen. Aus quantenmechanischen Gründen ist dieser Prozess zunächst derart instabil, dass es zu einer Explosion, dem „Heliumblitz“ kommt. Dabei erreicht die Sonne für einige Sekunden 10% der Lichtleistung der gesamten Milchstrasse. Nachdem innerhalb dieser wenigen Sekunden 3 % des Heliumvorrats verbraucht sind, stabilisiert sich der Fusionsprozess durch eine Expansion im Inneren der Sonne und stoppt den Heliumblitz. Der Stabilisierungsprozess dauert eine Million Jahre, zu dieser Zeit oszillieren die Parameter der Sonne stark. Erst dann läuft die Fusion von Helium zu Kohlenstoff im Inneren der Sonne über einen Zeitraum von 110 Mio Jahren stabil. Zu dieser Zeit verbrennt auch immer noch in der Hülle der Sonne Wasserstoff zu Helium. Nachdem der Heliumvorrat im Inneren der Sonne aufgebraucht ist, beginnt das sog. „Heliumschalen-Brennen“, das etwa 20 Mio Jahre anhält. Zu dieser Zeit kommt es erneut zu einem starken Anstieg der Leuchtkraft. Der Kern der Sonne kontrahiert weiter zu Kohlenstoff. Im weiteren Verlauf des Sonnenlebens wird es zu verschiedenen Wechselwirkungen und instabilen Situationen zwischen dem sich zusammenziehenden Kern und der Heliumfusionszone kommen. Wahrscheinlich sind weitere Heliumblitze , während die Wasserstoffschale weiter expandiert und die Fusion dort zum Stillstand kommt. Dabei verliert die Sonne immer weiter an Masse und ihre äussere Hülle aus Wasserstoff Helium.

Am Ende wars nur ein weisser Zwerg - 100.000 Jahre nach dem letzten Heliumblitz existiert von der Sonne nur noch ein Kern aus dicht komprimiertem Sauerstoff und Kohlenstoff. Die Sonne hat jetzt eine Temperatur von 120.000 Kelvin an der Oberfläche und strahlt mit einem hohen Anteil im ultravioletten Bereich. Diese Strahlung führt zu einer Anregung und in dieser Folge zu einem Leuchten der abgestossenen Gaswolke aus dem früheren Leben der Sonne. Allerdings dauert der Zustand dieses „Gasleuchtens“ auch nur mehrere 10.000 Jahre, bis nur noch der Rest der Sonne, ein ungeheuer dicht gepackter Materiekern, dessen Grösse der Erde entspricht, als „weisser Zwerg“ übrig bleibt. Ein Kubikzentimeter dieser dicht gepackten Sonnenmasse würde auf der Erde eine Tonne wiegen.

Zurück zum Hier und jetzt – die Nutzung der Solarenergie wird immer wichtiger
Da die Sonne immerhin 149 Mio Kilometer von der Erde entfernt ist, kommt natürlich auch dementsprechend weniger Energie auf unserem Planeten an. Trotzdem ist die ankommende Energiemenge immer noch 5.000 -10.000 Mal höher als der Energiebedarf der gesamten Menschheit. Erwähnenswert ist hier die sog.“ Solarkonstante“, die den Wert der ankommenden Leistung der Sonne am Rande unserer Atmosphäre mit 1,367 kW pro Quadratmeter bemisst. Gefiltert durch die Atmosphäre kommen auf der Erdoberfläche im Tagesdurchschnitt ( also in 24 Std.) noch ca. 165 Watt/Quadratmeter an.

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