Es werde Licht!

Anfang der 1960er-Jahre wurden erneut Berechnungen über eine mögliche Hintergrundstrahlung angestellt: in den USA von Robert Dicke und seinen Kollegen, in der Sowjetunion von Physikern um Yakov B. Zel’dovich. Sie dachten auch über Messungen nach. Währenddessen erfolgten diese bereits – von den Radioastronomen Arno Penzias und Robert Wilson. Sie wussten nichts von den kosmologischen Überlegungen, sondern wollten 1964 die Radiostrahlung der Milchstraße erforschen. Sie verwendeten in Holmdel, New Jersey, eine 15 Meter lange Hornantenne aus Aluminium, die zuvor der Satellitenkommunikation gedient hatte. Bei 7,35 Zentimeter Wellenlänge maßen sie eine überschüssige und richtungsunabhängige unerklärliche Temperatur.

m Frühjahr 1965 erfuhr Penzias zufällig von Dickes Arbeiten und nahm Kontakt mit ihm auf. Die unverbundenen Puzzlesteine fügten sich sofort zusammen. In der Juli-Ausgabe des Astrophysical Journal erschienen dann direkt hintereinander die Berichte von Penzias und Wilson sowie von Dicke und seinen Kollegen: Die Kosmische Hintergrundstrahlung war entdeckt und als solche identifiziert worden! 1978 wurden Penzias und Wilson dafür mit dem Physik-Nobelpreis ausgezeichnet.

Inzwischen wurde die Strahlung mit speziellen Teleskopen auf der Erde und auf Satelliten überall am Himmel präzise vermessen. Mithilfe von Spektraluntersuchungen weit entfernter intergalaktischer Wolken konnten Astronomen sogar die Temperatur der Hintergrundstrahlung zu verschiedenen Zeiten des Universums bestimmen. Die Messungen passen ausgezeichnet zu den Voraussagen des Urknall-Modells und zeigen, wie der Weltraum aufgrund seiner Ausdehnung immer kälter wurde.

Tohuwabohu der Teilchen

Seit etwa 380000 Jahren nach dem Urknall existiert also freies Licht im Weltraum. Trotzdem herrschte damals noch Dunkelheit. Denn nichts reflektierte dieses Licht. Und es gab auch keine Augen, die es sehen konnten. Erst als vielleicht 300 Millionen Jahre später die ersten Sterne entstanden, erhellten einzelne Lichtquellen die Finsternis.

Sterne unterscheiden sich in ihrer Größe, Masse, Lebensdauer, aber im Wesentlichen funktionieren sie alle gleich. Insofern ist unser Sonnenschein typisch für alle Gestirne am Himmel, zumal die Sonne als Durchschnittsstern gelten kann. Im Zentrum der Sterne ist es so heiß und dicht, dass sie aus der Verschmelzung von Atomkernen ihre Energie  –  und dabei auch das Licht, das ins All gelangt–  erzeugen.

Die Kernfusion findet nur im Zentralbereich der Sonne statt, der sich ungefähr 180 000 Kilometer (0,25 Sonnenradien) vom Mittelpunkt nach außen erstreckt. Weiter draußen sind die Temperaturen bereits zu niedrig. In der Sonnenmitte übersteigen die Temperaturen 15 Millionen Grad Celsius. Wie im frühen Universum liegt die Materie dort nur als Plasma vor. Deshalb ist es in dem stellaren Feuerofen, obwohl er als Gebärmaschine für Photonen wirkt, auch stockfinster. Denn in diesem wimmelnden Wirrwarr kommen die Lichtteilchen nicht weit. Weil sie im dichten Plasma ständig absorbiert, emittiert und gestreut werden, legen sie zwischen diesen einzelnen Prozessen nur ein paar Millimeter zurück. Deshalb brauchen sie nicht Sekunden, sondern Äonen, bis sie die Sonnenoberfläche erreichen: Die Schätzungen variieren zwischen 170000 und 2 Millionen Jahren. Erst dann können die Lichtpakete dem wabernden Feuerball entrinnen und in den kalten Weltraum gelangen.

Brodelnde Kernfusionsreaktoren

In einer Sekunde setzt die Sonne so viel Energie frei, wie die Menschheit – gemessen am heutigen Verbrauch  –  in einer Million Jahre benötigen würde. Selbst für die Produktion der Sonnenenergie, die in jeder Sekunde auf die Erde trifft, wären noch rund 140 Millionen der leistungsfähigsten Kernkraftwerke der Welt nötig.

Erzeugt wird das Licht, indem über mehrere Reaktionsstufen vier Wasserstoff-Atomkerne (Protonen) zu einem Helium-Kern verschmolzen werden, der aus zwei Protonen und zwei Neutronen zusammengesetzt ist. Dabei wird Energie frei, weil der entstehende Helium-Kern, um 0,7 Prozent leichter ist als die vier einzelnen Protonen. Der Masseunterschied beträgt nur 4,4 × 10–29 Kilogramm. Doch diese winzige Differenz reicht aus, um die Sonnenenergie zu entfesseln. Denn nach Albert Einsteins berühmter Formel E = mc2 ist die Masse m über die Lichtgeschwindigkeit c mit der Energie E äquivalent. Masse und Energie sind also gleichsam zwei verschiedene Seiten derselben Medaille. Außerdem bilden sich bei der Fusion weitere Elementarteilchen: zwei Positronen, zwei Neutrinos und elektromagnetische Strahlung (Photonen). Positronen sind Antimaterie, die sich mit Elektronen zu weiteren Photonen vernichten. So entsteht das Sonnenlicht.

Jede einzelne Kernfusion ist für sich genommen ein extrem unwahrscheinliches Ereignis. Ein Reaktionszyklus würde statistisch gesehen Milliarden von Jahren benötigen. Doch die immense Zahl der Protonen führt dazu, dass die Kernfusion trotzdem ständig irgendwo im Stern abläuft. In jeder Sekunde werden auf diese Weise vier Millionen Tonnen Masse in der Sonne in Energie umgewandelt. Die Ausbeute ist enorm: Ein Gramm liefert 25 Millionen Kilowattstunden  –  die Verbrennungsenergie, die in 3000 Tonnen Steinkohle steckt.

Weil die Energie in Form von Strahlung und Neutrinos entweicht, wird die Sonne immer leichter. Doch dies ist vernachlässigbar: In den fast fünf Milliarden Jahren, die das Sonnenfeuer schon brennt, haben sich nur drei Zehntausendstel ihrer Masse verflüchtigt.