Solarenergie Der galaktische Dynamo

Was in diesem Stern vor sich geht, sprengt alle Vorstellungskraft. In jeder Sekunde setzt die Sonne mehr Energie frei, als auf der ganzen Erde in Rohstoffen gespeichert ist. Ohne den Gas-Generator wäre es bei uns eiskalt und zappenduster
Solarenergie, Sonnenerngie, Energie
Solarpanels
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Die Sonne als Energiequelle

Der Gas-Generator im Dauerbetrieb

Auf die Sonnenfrau konnten sich die Ureinwohner Australiens verlassen: Jeden Morgen entfachte sie in ihrem Lager weit im Osten ein Feuer und entzündete eine Fackel, die sie im Laufe des Tages über den Himmel tragen würde. Bevor sie jedoch zu dieser Reise aufbrach, warf sie eine Handvoll roten Staub in die Luft. Im Nu verfärbten sich die Wolken. Auf die gleiche Weise verfuhr sie abends, kurz bevor sie im Westen in der Erde versank; wieder erstrahlte der Horizont in gleißendem Rot- Orange. Nachts kehrte die Sonnenfrau dann auf unterirdischem Wege in ihr Lager zurück. Das Feuer der Fackel erwärmte dabei den Erdboden und ließ die Pflanzen sprießen. Tag für Tag!

Vor mehr als 10.000 Jahren schon erzählten sich die australischen Aborigines diese Legende. Eine märchenhafte Geschichte, in der die Bewun - derung mitschwingt, die Menschen seit jeher für die Sonne empfinden. Sie ist der einzige Stern, den wir auch am Tage sehen. Ihr Licht lässt nicht nur unsere Glücksgefühle tanzen. Sonnenschein symbolisiert auch das Gute und Schöne. Mehr noch: Ohne diesen galaktischen Heizstrahler wäre unsere Erde ein nackter Eisklumpen, jedes Leben aus geschlossen!

Die Energie der Sonne

Denn auch wenn es auf den ersten Blick nicht gleich zu erkennen ist: Wann immer auf unserem Planeten etwas zum Beispiel fliegt, fährt, kocht, läuft oder von elektrischer Energie angetrieben wird, steckt die Sonne dahinter – manchmal direkt, manchmal nur indirekt. Ohne sie gäbe es weder die Jahreszeiten noch Frühstücksbrötchen oder das Internet. Ihre Strahlen treiben etwa die große Wettermaschine an: Sie wecken Winde und Meeresströmungen, lassen Regenwolken entstehen und Wüstenluft vor Hitze flimmern. Gleichzeitig recken sich Pflanzen aller Art nach ihnen. Denn ohne Sonnenlicht kann kein Baum, kein Strauch sein Lebenselixier Glukose bilden. Und ohne diesen Traubenzucker wächst kein Blatt, keine Ähre, kein Apfel.

Eine große Eiche bildet an einem Sommertag bis zu 15 Kilogramm dieses Traubenzuckers. Den größten Teil wandelt sie anschließend in Zellulose um. Dieser Stoff ist ein Grundbaustein für Holz – das wiederum zu den wichtigsten Energiequellen der Menschheit zählt. Und zwar nicht nur als Brennstoff für Lagerfeuer: Bäumen und anderen Pflanzen, die vor über 300 Millionen Jahren im Morast versanken, verdanken wir die Kohle, mit der heute viele Kraftwerke befeuert werden. Alles Erdöl entstand aus abgestorbenen Meeresorganismen und Algen. Doch auch die waren zu Lebzeiten Sonnenanbeter und trieben nur dann milliardenfach durch die Urmeere, wenn der Stern ausreichend Licht spendete.

Aber wie tut er das eigentlich? Woher nimmt die Sonne diese Strahlkraft? Immerhin katapultiert sie in jeder Sekunde 10 000-mal mehr Energie ins All, als man erzeugen könnte, würde man alle Öl-, Kohleund Holzvorräte der Erde zugleich verfeuern. Kein von Menschen gemachtes Material könnte ihrer Hitze standhalten. Raumschiffe und Satelliten beobachten sie deshalb lieber aus der Entfernung.

Richtig dicht ran an die Sonne müssen Wissenschaftler wie Peter Barthol vom Max-Planck-Institut für Sonnensystemforschung aber auch gar nicht. "Ihr Licht verrät uns alles, was wir brauchen", heißt es bei den Forschern aus dem niedersächsischen Katlenburg- Lindau. Das Schwierige ist nur: Wie fängt man das Licht ein, um es untersuchen zu können? Mit Fotos zum Beispiel!

Mehr Licht sehen wir nicht!

Wir Menschen haben keine Wahl: Obwohl die Sonne verschiedene Strahlen aussendet, nehmen unsere Augen nur einen Teil dieses Angebotes wahr - das sichtbare Licht. Warum? Zum einen, weil gerade diese Strahlen den Erdboden zuhauf erreichen. Ihre gefährlichen Verwandten, die Gamma-, Röntgen- und ultravioletten Strahlen, werden größtenteils vom Schutzmantel der Erde abgeblockt.

Wärmestrahlen aus dem Infrarot-Bereich dagegen enthalten keine wichtigen Informationen. Die Augen unserer Urahnen mussten sich im Laufe der Zeit also nie darauf einstellen. Wollen Forscher diese und andere unsichtbare Strahlen heute sichtbar machen, bleibt ihnen deshalb nur der Griff zur Technik

An der passenden Kamera hat Peter Barthol sechs Jahre lang getüftelt. "Sunrise" heißt das Teleskop. Es ist vier Meter lang, wiegt so viel wie ein halber Kleinwagen und besitzt einen ein Meter großen Spiegel als Lichtfänger. Beeindruckender an diesem Messinstrument ist nur noch sein Einsatzort: "Sunrise" fotografiert nicht vom Boden aus, sondern weit über den Wolken in einer Höhe von 37 Kilometern.

Getragen wird das Teleskop von einem Ballon, dessen hauchdünne Plastikhülle so groß ist, dass sie sieben Fußballfelder überdecken würde. Wie ein Entdecker schwebte "Sunrise" so im Juni 2009 von Nordschweden bis nach Kanada; sein Spiegel-Objektiv immer auf die Sonne gerichtet. Alle zwei bis drei Sekunden löste die Kamera aus und schoss Bilder, welche die Sonnen ober flä che in bisher nie gesehener Schärfe zeigen sollen und den Wissenschaftlern hoffentlich neue Einblicke in das Innere des Gasballs gewähren.

Die Sonne als Energiequelle

Fest steht auch so: Die Sonne darf sich nicht nur "größtes Mitglied" und "Mittelpunkt" unseres Sonnensystems nennen. Der etwa 4,6 Milliarden Jahre alte Stern ist auch die einzige Wärmequelle weit und breit. Doch wer ihr zu nah auf den Pelz rückt, wird mit Unbewohnbarkeit bestraft: Wasser verdampft sofort, und ohne Wasser ist kein Leben möglich. Das gilt für den sonnennächsten Planeten Merkur ebenso wie für die Venus, die zwischen Merkur und Erde kreist. Der Mars dagegen, unser Nachbar zur anderen Seite, zieht schon so weit entfernt seine Bahn, dass ihn nicht mehr ausreichend Sonnenwärme erreicht und alles Wasser zu Eis erstarrt ist. Nur die Erde: Mit ihrem Abstand von durchschnittlich 150 Millionen Kilometern erhält sie gerade so viel Sonnenlicht, dass ihre Wasserreserven weder vollkommen verdampfen noch gefrieren. Sie bleiben zum größten Teil flüssig, zum Beispiel als Regen, See- oder Meerwasser.

Woher aber nimmt die Sonne ihre Energie? Die Strahlen sind genau genommen ein Abfallprodukt. Dazu müsst ihr wissen, dass die Sonne zu drei Vierteln aus Wasserstoff und zu einem Viertel aus Helium besteht. Diese zwei Gase bilden nun Schichten – gerade so, als würde man viele Matratzen übereinanderstapeln. In einem solchen Matratzen-Stapel tragen die unteren Matratzen alle oberen und werden von ihnen regelrecht platt gedrückt. Ähnliches geschieht im Inneren der Sonne. Das Gas im Sonnenkern wird von den äußeren Schichten mit unbeschreiblicher Kraft zusammengepresst. So viel Druck erzeugt Wärme: Auf unvorstellbare 15 Millionen Grad Celsius schätzen Forscher die Temperatur im Sonnenkern!

Bei dieser Hitze spielt das Gas verrückt: Wasserstoff- Teilchen fliegen wild durcheinander, prallen zusammen, brechen auseinander und verschmelzen dann miteinander – allerdings zu Helium-Teilchen. Bei dieser Verschmelzung setzen die Wasserstoff-Teilchen eine kleine Menge Restenergie frei. Allein wäre diese bedeutungslos. Da in der Sonne jedoch pro Sekunde 564 Millionen Tonnen Wasserstoff zu 560 Millionen Tonnen Helium verschmelzen, bleiben sagenhafte vier Millionen Tonnen "Restmasse" übrig. Pro Sekunde! Das ergibt 240 Millionen Tonnen pro Minute, 14 Milliarden Tonnen pro Stunde. Diese Restenergie breitet sich in Wellenform aus.

Wie Wasserwellen besitzen auch die Sonnenstrahlen Wellenberge und -täler. Der Abstand zwischen zwei Bergen ergibt die Wellenlänge der Strahlung. Sie entscheidet zum Beispiel darüber, welche Farbe das Licht hat und ob wir den Strahl später einmal sehen können oder nicht. Mit den sichtbaren Strahlen in allen Farben des Regenbogens schickt die Sonne nämlich auch für uns unsichtbare Gamma- und Röntgenstrahlen sowie infrarotes Licht und Radiowellen durch das All. Bis diese jedoch die Reise zur Erde antreten können, vergehen etwa 170.000 Jahre.

Der Weg zur Erde

So lange dauert es, bis sich die freigesetzte Energie auf einer Art Hindernis-Parcours vom Sonnenkern bis zur sichtbaren Oberfläche des Feuerballs durchgekämpft hat. Von dort bis zur Erde ist es dann nur noch ein Katzensprung. Dank Lichtgeschwindigkeitstempo - 299 793 Kilometer pro Sekunde - brauchen die Strahlen gerade mal acht Minuten. Zusammengefasst bedeutet das: Die Energie mancher Sonnenstrahlen, die uns heute blinzeln lassen, wurde im Jahr 168 000 vor Christus freigesetzt. Also in einer Zeit, als auf unserem Planeten die ersten Neandertaler auf die Jagd gingen!

Zum Glück erreichen uns jedoch nur ausgewählte Strahlen. Sechs von zehn werden vom Magnetfeld der Erde und ihrer Schutzhülle, der Atmosphäre, abgeblockt. Dazu gehören vor allem die energiereichen und deshalb gefährlichen ultravioletten Strahlen. Freie Fahrt erhalten dagegen sichtbares Licht, Radiowellen und Infrarot- Strahlen. Letztere spüren wir später als Wärme auf der Haut.

Dieses Wissen über Sonnenstrahlen und ihre hitzegeladene Geburt füllt inzwischen Bibliotheken. Dennoch bleiben Rätsel: Wie genau zum Beispiel gelangt die Energie aus dem Sonnenkern an die Oberfläche? Und warum braucht sie dafür so viel Zeit? Peter Barthol und sein Team könnten einige Antworten auf den Fotos des "Sunrise"-Teleskops finden. Rund 140.000 Bilder warten darauf, untersucht zu werden.

Die Aufnahme eines Sonnenunterganges wird allerdings nicht dabei sein. Das Geheimnis des gleißend roten Abendhimmels ist nämlich seit rund 130 Jahren gelüftet. Heute weiß man: Niemand verstreut am Horizont rote Erde! Das Sonnenlicht legt morgens und abends einen viel längeren Weg durch die Atmosphäre zurück als am Rest des Tages. Dabei werden die Wellen des blauen und grünen Lichts abgelenkt. Nur noch das langwellige orangefarbene und rote Licht erreichen ungestört unser Auge. Und dieses meldet dem Gehirn dann: "Heute ist die untergehende Sonne feuerrot!"

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In dieser Rubrik informieren wir euch zu Themen aus Wissenschaft, Forschung und Technik aus den Bereichen Physik, Astronomie, Biologie und Chemie.
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