Woher nehmen Sterne eigentlich ihre Energie? Woraus sind sie zusammen gesetzt? Wie groß sind sie und wie schwer? Wi heiß sind sie und wie alt? Fragen, auf die die Astronomen heute recht gute Antworten geben können. Als "Testobjekt" dient dabei fast immer die Sonne, denn sie ist der einzige Stern, bei dem man auch die Oberfläche beobachten kann.

Wenn wir also wissen wollen, woher die Sonne ihre Energie nimmt, müssen wir erst einmal feststellen, wieviel Energie die Sonne denn überhaupt abgibt. Dazu messen wir einfach den Energiestrom, der hier bei uns auf der Erde ankommt. Da aber innerhalb der Atmosphäre noch einiges verschluckt wird, bringen wir unseren Energiemesser oberhalb der störenden Atmosphäre an. Ein solches Messgerät ist im Prinzip ähnlich wie ein Belichtungsmesser, der aber nicht nur die Intensität des sichtbaren Lichtes misst,sondern auch noch den Energiestrom im angrenzenden Ultraviolett und im Infrarot. Noch weiter im kurzwelligen Bereich wie auch im Gebiet größerer Wellenlängen gibt die Sonne so wenig Energie ab, dass man sie vernachlässigen kann. Was dann gemessen wird, ist die so genannte Solarkonstante: ihr Wert wird mit 1.367 W/m^2 angegeben. Das sind umgerechnet knapp 2 Kalorien pro Quadratzentimeter und Minute, eine Energiemenge, die ausreicht, um 1 Gramm Wasser um 2 Grad zu erwärmen.

Nun mag man sagen, das ist ja nicht sehr viel, wie will man denn da beispielsweise die Sonnenenergie nutzen. Wenn wir aber die Energiemenge berechnen, die auf den gesamten Querschnitt der Erde auftrifft, also auf eine Kreisfläche mit dem Durchmesser von 12.756 km, so erhalten wir immerhin 1,75*10^14 Kilowatt oder 2,38*10^14 PS. In einem Jahr macht das einen Energiebetrag von 1,53*10^18 Kilowattstunden im Vergleich zu einem geschätzten Energiebedarf von 9,5*10^13 Kilowattstunden für das Jahr 1995.

Um nun die gesamte Energie zu berechnen, die von der Sonne abgegeben wird, rechnen wir aus, wieviel Energie durch eine Kugeloberfläche mit dem Radius der Erdbahn hindurch geht, wenn pro Quadratmeter 1.367 W auftreffen, denn all diese Energie muss ja von der Sonne als einziger Energiequelle innerhalb dieser Kugel stammen. Die Oberfläche dieser gewaltigen Kugel errechnet sich über O = 4 * Pi * r^2 zu 2,81 * 10^25 Quadratmetern, und damit erhalten wir für die Gesamtstrahlung der Sonne den Betrag von 3,84*10^26 W, die so genannte Leuchtkraft der Sonne. Die nächste Frage ist die, woher die Sonne diesen unvorstellbaren Energeibetrag nimmt. Die Astronomen früherer Jahrhunderte hatten bei der Antwort auf diese Frage große Schwierigkeiten. Sie konnten sich keine ausreichend große Energiequelle vorstellen, die das "Sonnenfeuer" über einige Jahrzenhtausende hindurch hätte nähren können, selbst wenn die Sonne aus bester Steinkohle bestünde - so konnten sie vorrechnen - könne sie allenfalls einige Jahrtausende mit der heutigen Energieabgabe strahlen.

Erst die Entdeckung der Kernenergie brachte die Lösung. Im Innern der Sonne werden fortwährend Wasserstoffatomkerne zu Heliumkernen verschmolzen; weil aber vier Wasserstoffatomkerne einzeln etwas mehr Masse besitzen als ein Heliumkern, wird die übrig bleibende Masse nach der berühmten Formel E=mc^2 in Energei verwandelt. Man kann nachrechnen, dass in jeder Sekunde rund 602 Millionen Tonnen Wasserstoff zu 598 Millionen Tonnen Helium verschmelzen, so dass der Masseverlust der Sonne bei etwa 4,3 Millionen Tonnen pro Sekunde (!) liegt.

Die Sonnenmasse beträgt 1,9896*10^30 kg. Angesichts dieser gewaltigen Masse ist der Massenverlust von rund 4 Millionen Tonnen je Sekundewinzig klein. Die Astronomen sagen, wenn etwa 10 Prozent des anfänglichen Wasserstoffvorrates verbrauchst sind, geht die stabile Lebensphase eines Sternes auf der so genannten Hauptreihe zu Ende. 602 Millionen Tonnen Wasserstoff, die pro Sekunde umgewandelt werden, ergeben rund 1,9*10^19 kg Wasserstoff pro Jahr. Gehen wir davon aus, dass rund 75 Prozent der Sonnenmasse aus Wasserstoff bestehen, also rund 1,5*10^30 kg, dann würde der Wasserstoffvorrat für 78 Milliarden Jahre reichen; 10 Prozent davon machen 7,8 Milliarden Jahre - rund 5 Milliarden Jahre ist die Sonne heute alt.

Natürlich hat eine solch große Masse auch Massenanziehung, also Schwerkraftwirkung - wir spüren sie ja noch auf der Erde dadurch, dass die Sonnenanziehung die Erde in eine Umlaufbahn zwingt. Warum aber stürzt dann die Sonne nicht unter ihrer eigenen Anziehung in sich zusammen - schließlich ist sie doch gasförmig und hat entsprechend keine feste Oberfläche wie etwa unsere Erde? Nun, die Sonne ist tatsächlich bis ins Innere hinein gasförmig; allerdings ist das Gas im Zentrum der Sonne sehr dicht, denn es wird unter Druck der darüber liegenden Gasschichten zusammen gepresst. Dabei entwickelt es einen eigenen Gasdruck, den man zum Beispiel auch erfährt, wenn man die Luft in einer Luftpumpe zusammen drücken will: über eine bestimmte Grenze kommt man nicht hinaus. Bedingt durch die Strahlung, die im Innern der Sonne durch die Verschmelzung von Wasserstoffatomen zu Heliumkernen abgegeben wird, entsteht noch ein zweiter Druck nach außen, der so genannte Strahlungsdruck. Beide zusammen, der Gasdruck und der Strahlungsdruck, halten der Gravitationslast stand. Der Gleichgewichtszustand der Sonne ist also sehr labil. Wenn beispielsweise im Laufe der weiteren Entwicklung die Temperatur im Sonneninern steigt, werden auch Strahlungsdruck und Gasdruck zunehmen und die Gravitationslast überwinden können. Die Folge wird ein allmähliches Aufblähen der Sonne sein, bis sie möglicherweise bis an die heutige Bahn des Merkur heran reicht. Und schon jetzt können wir ableiten, dass die Sonne - und das gilt entsprechend auch für die anderen Sterne - einmal unter ihrer eigenen Schwerkraft in sich zusammen sacken wird, dann nämlich, wennd er Kernbrennstoff in ihrem Innern aufgebraucht ist.