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Abb.: Hans-Erich Fröhlich
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Neutrinos sind besonders klein
Und lass'n sich nicht mit andern ein.

John Updike (1932–2009)

 

Liebe Leserin, lieber Leser,

warum leuchten Sonne und Sterne – und das schon so lange? Nun, vor 100 Jahren, am 2. September 1920, erschien in Nature ein Aufsatz des Visionärs Arthur S. Eddington (1882–1944), der darüber lang und breit spekulierte. Es handelte sich um die Eröffnungsrede eines Kongresses der Naturwissenschaftler in Cardiff. Wie man wusste, hat die Erde und mithin die Sonne mehr als zwei Milliarden Jahre auf dem Buckel. Doch es gab weder eine gravitative noch chemische Energiequelle, welche die Sonne über einen derart langen Zeitraum hätte leuchten machen können. Eddington meinte, es müsse sich um die Energie der Atomkerne handeln, speziell um die Energie, die frei wird, verschmelzen vier Wasserstoffatomkerne (1H), Protonen, zu einem Helium­atomkern (4He). Die Massendifferenz – ein 4He (α-Teilchen) ist 0,7 % leichter als vier einzelne Protonen – muss gemäß E = m·c² als Energie freigesetzt werden. Dass es im Innern der Sonne nach klassischer Vorstellung für eine Fusion zu kalt ist, wischte er mit dem Hinweis vom Tisch, was in Cambridge's Cavendish Laboratorium möglich sei, die Kernumwandlung, sollte der Sonne nicht allzu schwer fallen. Er spielte an auf die kürzlich unter Sir Ernest Rutherford (1871–1937) erfolgte erste künstliche Kernumwandlung. Und er sollte damit recht behalten.

Zu Zeiten Eddingtons gab es nur eine Möglichkeit, ins Innere der Sonne vorzudringen: die „analytische Bohrmaschine“. Obwohl die mittlere Dichte der Sonne mit 1,4 g/cm³ die des Wassers übertrifft, verhält sich das Sonnenplasma wegen der hohen Temperaturen selbst noch im Sonnenzentrum – bei 150 g/cm³ – (sofern man nicht zu penibel ist) wie ein ideales Gas. Die Physik idealer Gase ist simpel und das mittlere Molekulargewicht in der Sonne kein großes Geheimnis. Als weitere Ingredienz benötigt der analytische Sonnenphysiker noch die Opazität der Sonnenmaterie, d. h. das Absorptionsvermögen für Röntgenstrahlung. Das sich zu beschaffen war kein Problem für Eddington, zumal es ihm für eine grobe Schätzung der Verhältnisse auf Genauigkeit nicht ankam. Wie Eddington seinen Zuhörern klar machte, ist es einfacher, etwas über das Innere der Sterne zu erfahren, als über die Verhältnisse im Erdinneren, wenige Kilometer unter unseren Füßen. Geophysik ist Festkörperphysik und komplizierter als Sternphysik.

Inzwischen verfügen wir über ausgefeilte numerische Sonnenmodelle, können Helioseismologie betreiben und sogar die momentane Energieproduktion in der Zentralregion anhand der Neutrinoemission messen. Die Theorie ist überprüfbar! Bislang konnte man allerdings nur Neutrinos nachweisen, die bei der sog. Proton-Proton-Reaktion anfallen. Wie auf einer (virtuellen) Neutrino-Konferenz, die im Juni dieses Jahres stattfand, bekannt gegeben wurde, sind nun auch die Neutrinos des Kohlenstoff-Stickstoff-Zyklus (CNO-Zyklus) den Borexino-Forschern ins Netz gegangen. Die Anzahl von Neutrinoereignissen mit entsprechenden Energien steht im Einklang mit theoretischen Erwartungen.

Der Kohlenstoff-Stickstoff-Zyklus, 1938 von Hans Bethe (1906–2005) und Carl Friedrich Frh. von Weizsäcker (1912–2007) unabhängig voneinander entdeckt und beschrieben, trägt zwar kaum zur Energieproduktion der Sonne bei, gibt aber wegen seiner enormen Temperaturempfindlichkeit ein gutes „Thermometer“ ab.

Interesse geweckt? Dann lesen sie weiter, was Untergrund-Sonnenforscher uns über das Sonnenfeuer zu sagen haben.

Ihr Hans-Erich Fröhlich

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