Die Sonne ist unser nächster Stern und bildet das Zentrum unseres Planetensystems. Im Innern der Sonne verschmelzen jede Sekunde mehr als 500 Milliarden Kilogramm des leichtesten Elements Wasserstoff zum nächstschwereren Element Helium. Dieser Fusionsprozess setzt Energie in Form von Licht frei, das ins All abgestrahlt wird. Auf der Erde erreicht uns pro Quadratmeter eine Leistung von etwa 1,4 Kilowatt.
Spektrallinien als Elementanzeiger
Wenn wir das Licht der Sonne zerlegen, erhalten wir einen wunderschönen Regenbogen. Bei genauer Analyse des Spektrums von Rot bis Blau zeigt sich, dass es Lücken aufweist, die sogenannten Fraunhofer-Linien. Die Erklärung dafür fanden im 19. Jahrhundert der Chemiker Robert Bunsen und der Physiker Gustav Kirchhoff, als sie die Wechselwirkung von Licht und Gasen untersuchten.
Dabei stellten sie fest, dass jedes Gas, beziehungsweise jedes Element, Licht charakteristischer Wellenlängen absorbiert, so dass im Spektrum Lücken entstehen. Aus den Lücken im Sonnenspektrum kann man daher im Umkehrschluss die chemische Zusammensetzung der Sonnenoberfläche bestimmen. Dies führte zur Entdeckung des bis dahin auf der Erde unbekannten „Sonnenelements“ Helium. Heute wissen wir, dass alle Sterne zu etwa 75 Prozent aus Wasserstoff und 25 Prozent aus Helium bestehen.
Inventur im Sonnensystem
Die Elementhäufigkeiten im Sonnensystem können wir anhand von Position und Stärke der Linien oder Lücken des Sonnenspektrums bestimmen. Unverfälschte Informationen vom Beginn des Sonnensystems liefern uns außerdem Meteoriten. Die Sonne und die Planeten sind aus einer Staubwolke entstanden. Gleichzeitig formten sich auch kleinere Materiebrocken. In ihnen ist die ursprüngliche Zusammensetzung der Elemente konserviert.
Einige dieser Brocken durchdringen die Atmosphäre und erreichen den Erdboden. Diese Meteoriten können wir im Labor untersuchen und die Elementhäufigkeiten bestimmen. Die häufigsten Elemente im Sonnensystem sind Wasserstoff und Helium. Bis zum schwersten stabilen Element Bismut fallen die Häufigkeiten um viele Größenordnungen ab. Ebenso fällt auf, dass die stark gebundenen Elemente der Eisengruppe (um die Massenzahl 56 herum) um Größenordnungen häufiger als die umliegenden Elemente sind.
Lichtfarbe verrät Temperatur
Ein genauer Blick an den Nachthimmel offenbart, dass die Sterne nicht alle gleich sind. Mit bloßem Auge können wir Sterne unterschiedlicher Farben erkennen: von Rot bis Gelb, über Weiß bis hin zu Blau. Die Farbe verrät uns eine Eigenschaft des Sterns, die Oberflächentemperatur. Ein kühler Stern sendet vorwiegend rotes Licht aus, ein sehr heißer Stern hingegen eher blaues Licht.
Informationen über die Größe eines Sterns erhalten wir aus der Temperatur und der Leuchtkraft (abgestrahlte Energie pro Zeit): Ein blauer, heißer Stern mit kleiner Leuchtkraft muss sehr klein sein, ein roter, kühler Stern mit großer Leuchtkraft sehr groß.
Kathrin Göbel und René Reifarth / Forschung Frankfurt
Stand: 16.12.2016
