Читать книгу Das Buch der Farben - Max J. Kobbert - Страница 26

5	Warum wir sehen, was wir sehen

Sonnenaufgang vom All aus gesehen.

Gesichter der Sonne

Angesichts des ungeheuren Spektrums elektromagnetischer Wellen bleibt die Frage, warum nur der eine winzige Ausschnitt davon für uns sichtbar ist. Schauen wir uns hierzu die Sonne an, unsere primäre Lichtquelle.

Die Sonne ist in vielen Religionen als Gott oder als Gleichnis Gottes verehrt worden. Umso erschütternder wirkte es, als Galilei 1612 auf ihrer Fläche Flecken erkannte.

50 : Zeichnung Galileis von 1612.

51 : Im UV-Licht erkennt man, wie die Sonne brodelt. Jede der Blasen zwischen den großen Sonnenflecken ist ca. 1000 km groß und hat eine Lebensdauer von 10 Minuten (Sagan 1982, S. 228).

52 : Die Sonne im Röntgenlicht.

Die veränderlichen Sonnenflecken weisen darauf hin, dass die Sonne einem Wandel unterworfen ist. Wie dramatisch dieses Geschehen ist, ist allerdings nicht im sichtbaren Licht zu sehen, sondern in anderen Wellenlängen. Im UV-Licht etwa zeigt sich die Sonne als brodelnde Masse.

Noch dramatischer verändert sich das Gesicht der Sonne im Bereich des Röntgenlichts. Es zeigen sich gigantische Krater, durch die Röntgenstrahlung aus dem Innern des Sonnenballs hervorbricht.

Diese Erscheinungsweisen der Sonne sind genauso real wie das, was unser Sehvermögen in seiner Begrenztheit erfasst. Aber warum ist dieses so begrenzt? Die Antwort ist eine zweifache.

Erstens strahlt die Sonne zwar in den unterschiedlichsten Wellenlängenbereichen von der Röntgenstrahlung bis zur Radiostrahlung – allerdings am intensivsten im Bereich zwischen 400 und 700 nm Wellenlänge. Das ist eine Folge ihrer Oberflächentemperatur von 6000 K. Auf diesen Bereich hat sich das Auge seit Millionen von Jahren eingestellt. Goethe schrieb, und er zitierte dabei Plotin: „Wär nicht das Auge sonnenhaft, die Sonne könnt‘ es nie erblicken.“

Zweitens lässt die Atmosphäre nicht alle Strahlenarten gleich gut passieren. So werden die gefährliche kosmische Strahlung und UV großenteils abgeschirmt. Wäre es anders, hätte sich aufgrund der zerstörerischen Energie dieser Strahlung das Leben auf der Erde nicht entwickeln können. Für kaum ein Frequenzband ist die Atmosphäre so transparent wie für den Bereich zwischen 400 und 700 nm – ein wunderbares Zusammentreffen.

Übrigens hat auch das Innere der Erde eine Temperatur von etwa 6000 K. Der Erdkern strahlt in „unserem“ Weiß. Bei einer Reise zum Mittelpunkt der Erde, die Jules Verne erdichtet hat, müsste man sich also zumindest um Beleuchtungsprobleme keine Sorgen machen.

Das Geheimnis des Sonnenofens

Woher nimmt die Sonne ihre Energie? Vormals galt sie als göttliche Kraft, die nicht weiter zu hinterfragen war. Bei den Griechen tauchte die ketzerische Hypothese auf, sie sei ein Ball aus glühenden Kohlen.

53 : Das Auge hat sich an den Bereich angepasst, in dem die Sonne am intensivsten strahlt. Mit 300 K strahlt unser eigener Körper, mit 3 K die kosmische Hintergrundstrahlung.

54 : Die Quelle der Sonnenenergie.

54a : Das Schicksal unserer Sonne

54b : In großen Sternen entstanden in der Frühzeit des Universums einst die Elemente, aus denen die heutige Welt und wir selbst bestehen.

55 : Ein explodierender Riesenstern treibt seine Gas- und Staubmassen in den umgebenden Raum (Aufnahme des Hubble-Teleskops).

Erst im 20. Jahrhundert gelang es, überzeugende Modelle des Sonnenofens zu entwickeln. Hauptbestandteil der Sonne ist Wasserstoff. Er wird durch Gravitation im Sonnenkern so starkem Druck und solch hoher Temperatur ausgesetzt, dass es zu Fusionsreaktionen zwischen den Kernteilchen kommt.

Im Zentrum der Sonne fusionieren in jeder Sekunde 635 Millionen t Wasserstoff zu 630 Millionen t Helium. Die Differenz von 5 Millionen t verwandelt sich zu reiner Energie in Form von Gammastrahlung. Das geschieht schon seit über 4,5 Milliarden Jahren. Trotz des gewaltigen Umsatzes hat die Sonne erst die Hälfte ihres Wasserstoffvorrats aufgebraucht.

Die quirlige Sonnenoberfläche ist das sichtbare Ergebnis von zwei Kräften: der Gravitation, die die Gasmasse zusammenzieht, und dem Strahlungsdruck, der sie auseinander treibt. Im Sonneninnern liegt die Temperatur bei 20 Millionen K. Zur Oberfläche nimmt sie ab, wo sie auf 6000 K abgekühlt die für unser Sehen entscheidende Strahlung abgibt.

Der Wasserstoffvorrat der Sonne reicht noch für ungefähr 5 Milliarden Jahre. Am Ende wird der Strahlungsdruck so stark, dass die Sonne die Erdbahn einhüllt und unser Planet verglüht. Im Zentrum der Sonne erfolgt dann die letzte Fusionsphase: Helium wird zu Kohlenstoff und Sauerstoff zusammengebacken.

Alles besteht aus Sternenstaub

Noch heißer ist das Schicksal von Sternen, die mehr als 20-mal so groß sind wie die Sonne. Sie spielten eine wichtige Rolle besonders in der Frühzeit des Universums. In ihrem Innern herrschen noch höhere Temperaturen und Drücke, sodass viele weitere Elemente entstehen. Am Ende der Fusionskette verwandelt sich der Kern innerhalb weniger Tage zu Eisen.

Und zuletzt explodiert der Stern zu einer Supernova. Hierbei entstehen Nickel und Uran. Die äußere Sternhülle wird als Staub- und Gaswolke ins All hinausgeschleudert. Der Kern kollabiert zu einem schwarzen Loch.

Unser ganzes Sonnensystem samt seinen Planeten ist aus solchen Sternenresten hervorgegangen. Auch unser eigener Körper besteht im Wesentlichen aus Sternenstaub: zu 56 Prozent aus Sauerstoff, zu 28 Prozent aus Kohlenstoff, ferner aus Wasserstoff, Stickstoff, Kalzium, Chlor, Phosphor, Schwefel, Eisen, Natrium, Helium, Magnesium, Fluor und Kalium. Die Beziehung der Menschen zu den Sternen ist viel unmittelbarer und handgreiflicher, als die Astrologen sich je haben träumen lassen.

Allgemeine Literatur

Daniel 1998, Davies & Gribbin 1993, Feynman 1992, Friedman 1987, Görnitz 2007, Hawking 1989, Kippenhahn 1990, Zeilinger 2003