Acht Minuten – so lange ist Sonnenlicht von der Sonnenoberfläche bis zu deinem Fenster unterwegs. Die Energie darin ist trotzdem uralt: Das Licht aus dem Sonnenkern braucht nach der meistzitierten Berechnung rund 170.000 Jahre, bevor es die Oberfläche überhaupt erreicht. Schuld ist nicht die Entfernung, sondern ein Zickzackkurs durch Plasma, das dichter ist als Blei.
Stimmt das wirklich?
Die Referenzzahl stammt von den Astrophysikern Romas Mitalas und Kenneth Sills, veröffentlicht 1992 im Astrophysical Journal unter dem Titel „On the Photon Diffusion Time Scale for the Sun“. Sie rechneten die Diffusionszeit mit einem detaillierten Sonnenmodell durch und kamen auf rund 170.000 Jahre. Der Knackpunkt war die mittlere freie Weglänge: Über mehr als die Hälfte des Sonnenradius kommt ein Photon im Schnitt nur etwa 0,09 Zentimeter weit – zehnmal weniger als der bis dahin gängige Ein-Zentimeter-Wert. Genau deshalb lagen ältere Schätzungen deutlich niedriger, bei einigen zehntausend Jahren.
Wer andere Dichteprofile ansetzt, landet irgendwo zwischen einigen zehntausend und einigen hunderttausend Jahren. Die Zahl schwankt also, die Größenordnung nicht. Wie zäh das ist, zeigt eine simple Umrechnung: Auf 170.000 Jahre verteilt schafft die Energie im Mittel etwa drei Kilometer pro Jahr – gut ein Zehntelmillimeter pro Sekunde. Eine Weinbergschnecke ist rund zehntausendmal schneller.
Warum das Licht aus dem Sonnenkern so langsam vorankommt
Im Vakuum fliegt ein Photon schnöde geradeaus, mit 299.792 Kilometern pro Sekunde. Im Sonneninneren ist daran nicht zu denken. Im Kern herrschen etwa 15,7 Millionen Kelvin, rund 200 Milliarden bar Druck und eine Dichte von ungefähr 150 Gramm pro Kubikzentimeter – das ist etwa dreizehnmal dichter als Blei. In dieser Suppe aus Atomkernen und freien Elektronen wird ein Photon nach Bruchteilen eines Millimeters verschluckt und kurz darauf in eine völlig zufällige Richtung wieder ausgesandt.
Dieses Torkeln nennt die Physik Random Walk. Und der ist gnadenlos ineffizient, weil sich die Richtungen gegenseitig aufheben: Die tatsächlich zurückgelegte Nettostrecke wächst nur mit der Wurzel aus der Zahl der Schritte. Für die doppelte Strecke nach außen braucht es also die vierfache Zahl an Streuungen. Zusammengerechnet kommen Abschätzungen auf eine astronomische Zahl von Einzelstößen in der Größenordnung von 1024 bis 1025 – jeder davon wirft die Energie ein Stück vor und meistens auch wieder zurück.
Die Strecke selbst ist dabei fast harmlos. Der Kern reicht bis etwa 150.000 Kilometer vom Zentrum, darüber liegt die Strahlungszone mit rund 320.000 Kilometern Dicke, in der die Temperatur von 15 Millionen auf etwa 1,5 Millionen Kelvin fällt. In dieser Schicht spielt sich die Jahrtausend-Reise ab. Erst darüber, in der etwa 230.000 Kilometer mächtigen Konvektionszone, wechselt die Sonne den Mechanismus: Statt sich von Streuung zu Streuung zu hangeln, wird die Wärme von aufsteigenden Plasmablasen nach oben getragen – deutlich schneller, sichtbar als brodelnde Granulation auf der Photosphäre, die etwa 5.700 Kelvin heiß ist.
Noch verrückter: Die Neutrinos sind längst da
Bei jeder Fusionsreaktion im Kern entstehen auch Neutrinos. Die interessieren sich kaum für Materie und spazieren in rund zwei Sekunden aus der Sonne heraus, danach acht Minuten bis zur Erde. Neutrino-Detektoren sehen die Sonne also praktisch in Echtzeit, während uns das sichtbare Licht eine Energiefreisetzung zeigt, die Jahrtausende zurückliegt. Zwei Botschaften aus demselben Kern, mit einem Zeitversatz von mehr als hunderttausend Jahren.
Und noch eine Feinheit: Es ist am Ende nicht dasselbe Teilchen, das bei uns ankommt. Im Kern entsteht harte Gammastrahlung. Bei jeder Absorption gibt die Energie etwas ab, wird auf mehr Photonen verteilt und dabei langwelliger. Ein einziges Gammaquant aus dem Kern trägt so viel Energie wie viele hunderttausend Photonen sichtbaren Lichts. Was die Sonne verlässt, ist also der abgekühlte Nachlass der ursprünglichen Strahlung – die Energie stammt aus dem Kern, das Photon selbst wurde kurz vor dem Austritt geboren.
Der Zeitsprung wird greifbar, wenn man ihn auf die Erdgeschichte legt: Als die Fusion die Energie freisetzte, die heute deine Haut wärmt, teilten sich Neandertaler und frühe Homo sapiens den Planeten. Bis zu den ersten Höhlenmalereien von Chauvet waren es noch weit über hunderttausend Jahre, bis zum Ackerbau mehr als 160.000. Das Licht aus dem Sonnenkern hatte damals gerade die ersten Meter hinter sich.
Quellen
- R. Mitalas & K. R. Sills: On the Photon Diffusion Time Scale for the Sun, Astrophysical Journal 401, 759 (1992)
- ScienceAlert: The Longest Journey Sunlight Ever Takes Happens Before It Leaves The Sun
- Astronomie.de: Innerer Aufbau der Sonne
- Welt der Physik: Strahlungsenergie der Sonne
Häufige Fragen
Wie lange braucht die Energie vom Sonnenkern bis zur Oberfläche?
Nach der meistzitierten Berechnung von Mitalas und Sills (1992) rund 170.000 Jahre. Je nach Sonnenmodell reichen seriöse Schätzungen von einigen zehntausend bis zu einigen hunderttausend Jahren.
Warum dauert das so lange, wenn Licht das Schnellste im Universum ist?
Das Plasma im Sonneninneren ist extrem dicht. Ein Photon kommt im Mittel nur etwa 0,09 Zentimeter weit, bevor es absorbiert und in eine zufällige Richtung neu abgestrahlt wird – ein Zickzackweg, den Physiker Random Walk nennen.
Ist es dasselbe Photon, das am Ende bei uns ankommt?
Nein. Im Kern entsteht harte Gammastrahlung. Durch ständige Absorption und Wiederabgabe verteilt sich die Energie auf immer mehr, immer langwelligere Photonen, bis sie als sichtbares Licht die Sonne verlässt.
Wie schnell bewegt sich die Energie im Sonneninneren?
Im Mittel etwa drei Kilometer pro Jahr, also gut ein Zehntelmillimeter pro Sekunde. Erst außerhalb der Sonne fliegt das Licht wieder mit vollen 299.792 Kilometern pro Sekunde.
Warum sind Neutrinos aus der Sonne so viel schneller da?
Neutrinos wechselwirken kaum mit Materie und verlassen die Sonne in rund zwei Sekunden. Detektoren sehen den Sonnenkern dadurch praktisch in Echtzeit, das Licht dagegen mit Jahrtausenden Verspätung.