Heading

Die Sonne war schon immer das Zentrum unseres kosmologischen Systems. Doch mit dem Aufkommen der modernen Astronomie ist dem Menschen bewusst geworden, dass die Sonne nur einer von unzähligen Sternen in unserem Universum ist. Im Wesentlichen ist sie ein ganz normales Beispiel für einen Hauptreihenstern vom G-Typ (G2V, auch „Gelber Zwerg“ genannt). Und wie alle Sterne hat er eine Lebensdauer, die durch die Entstehung, die Hauptreihe und den letztendlichen Tod gekennzeichnet ist.

Diese Lebensdauer begann vor etwa 4,6 Milliarden Jahren und wird noch etwa 4,5 – 5,5 Milliarden Jahre andauern, wenn sein Vorrat an Wasserstoff und Helium aufgebraucht ist und er zu einem weißen Zwerg kollabiert. Aber das ist nur die Kurzversion der Lebensspanne der Sonne. Wie immer steckt Gott (oder der Teufel, je nachdem, wen man fragt) im Detail!

Zum Vergleich: Die Sonne befindet sich etwa auf halbem Weg durch den stabilsten Teil ihres Lebens. Im Laufe der letzten vier Milliarden Jahre, in denen der Planet Erde und das gesamte Sonnensystem entstanden sind, ist sie relativ unverändert geblieben. Das wird auch in den nächsten vier Milliarden Jahren so bleiben, denn dann ist ihr Vorrat an Wasserstoff erschöpft. Wenn das passiert, werden einige ziemlich drastische Dinge geschehen!

Die Geburt der Sonne:

Nach der Nebeltheorie begannen die Sonne und alle Planeten unseres Sonnensystems als eine riesige Wolke aus molekularem Gas und Staub. Dann, vor etwa 4,57 Milliarden Jahren, geschah etwas, das die Wolke zum Kollaps brachte. Dies könnte das Ergebnis eines vorbeiziehenden Sterns oder der Schockwellen einer Supernova gewesen sein, aber das Endergebnis war ein Gravitationskollaps im Zentrum der Wolke.

Aus diesem Kollaps begannen sich Taschen aus Staub und Gas in dichteren Regionen zu sammeln. Als die dichteren Regionen immer mehr Materie anzogen, bewirkte die Impulserhaltung, dass sie zu rotieren begann, während der zunehmende Druck sie aufheizte. Der größte Teil der Materie endete in einer Kugel im Zentrum, während der Rest der Materie sich zu einer Scheibe abflachte, die sie umkreiste.

Die Kugel im Zentrum bildete schließlich die Sonne, während die Scheibe aus Material die Planeten bildete. Die Sonne verbrachte etwa 100.000 Jahre als kollabierender Protostern, bevor Temperatur und Druck im Inneren die Fusion in ihrem Kern zündeten. Die Sonne begann als ein T-Tauri-Stern – ein wild aktiver Stern, der einen intensiven Sonnenwind ausstieß. Und nur ein paar Millionen Jahre später nahm sie ihre heutige Form an. Der Lebenszyklus der Sonne hatte begonnen.

Die Hauptreihe:

Die Sonne befindet sich, wie die meisten Sterne im Universum, in der Hauptreihenphase ihres Lebens, während der Kernfusionsreaktionen in ihrem Kern Wasserstoff zu Helium verschmelzen. Jede Sekunde werden dabei 600 Millionen Tonnen Materie in Neutrinos, Sonnenstrahlung und etwa 4 x 1027 Watt Energie umgewandelt. Für die Sonne begann dieser Prozess vor 4,57 Milliarden Jahren und seitdem erzeugt sie auf diese Weise Energie.

Dieser Prozess kann jedoch nicht ewig andauern, da die Menge an Wasserstoff im Kern der Sonne endlich ist. Bislang hat die Sonne schätzungsweise das 100-fache der Masse der Erde in Helium und Sonnenenergie umgewandelt. Je mehr Wasserstoff in Helium umgewandelt wird, desto mehr schrumpft der Kern und desto näher rücken die äußeren Schichten der Sonne an das Zentrum heran und erfahren eine stärkere Gravitationskraft.

Dadurch wird mehr Druck auf den Kern ausgeübt, was zu einer Erhöhung der Fusionsrate führt. Grundsätzlich bedeutet dies, dass sich der Fusionsprozess beschleunigt, wenn die Sonne weiterhin Wasserstoff in ihrem Kern verbraucht, und die Leistung der Sonne steigt. Derzeit führt dies zu einer Zunahme der Leuchtkraft um 1 % alle 100 Millionen Jahre und zu einer Zunahme um 30 % im Laufe der letzten 4,5 Milliarden Jahre.

In 1,1 Milliarden Jahren wird die Sonne 10 % heller sein als heute, und diese Zunahme der Leuchtkraft bedeutet auch eine Zunahme der Wärmeenergie, die von der Erdatmosphäre aufgenommen wird. Dies wird hier auf der Erde einen feuchten Treibhauseffekt auslösen, der der unkontrollierten Erwärmung ähnelt, die die Venus in die höllische Umgebung verwandelt hat, die wir heute dort sehen.

In 3,5 Milliarden Jahren wird die Sonne 40% heller sein als heute. Dieser Anstieg wird dazu führen, dass die Ozeane kochen, die Eiskappen dauerhaft schmelzen und der gesamte Wasserdampf in der Atmosphäre ins All entweicht. Unter diesen Bedingungen wird das Leben, wie wir es kennen, nicht mehr auf der Oberfläche überleben können. Kurz gesagt, der Planet Erde wird zu einer weiteren heißen, trockenen Venus werden.

Kernwasserstoff-Erschöpfung:

Alle Dinge müssen enden. Das gilt für uns, das gilt für die Erde, und das gilt für die Sonne. Es wird nicht in nächster Zeit passieren, aber eines Tages in ferner Zukunft wird der Sonne der Wasserstoff als Brennstoff ausgehen und sie wird langsam dem Tod entgegenschlendern. Dies wird in etwa 5,4 Milliarden Jahren beginnen, wenn die Sonne die Hauptreihe ihrer Lebensspanne verlässt.

Wenn der Wasserstoff im Kern aufgebraucht ist, wird die träge Helium-Asche, die sich dort angesammelt hat, instabil werden und unter ihrem eigenen Gewicht zusammenbrechen. Dadurch wird sich der Kern aufheizen und dichter werden, wodurch die Sonne an Größe zunimmt und in die Phase des Roten Riesen eintritt. Es wird berechnet, dass die expandierende Sonne groß genug wird, um die Umlaufbahnen von Merkur, Venus und vielleicht sogar der Erde zu umfassen. Selbst wenn die Erde überlebt, wird die intensive Hitze der roten Sonne unseren Planeten versengen und das Überleben von Leben völlig unmöglich machen.

Endphase und Tod:

Wenn sie die Rote-Riesen-Phase (RGB) erreicht, wird die Sonne noch etwa 120 Millionen Jahre aktives Leben haben. Doch in dieser Zeit wird viel passieren. Zunächst wird sich der Kern (voller entartetem Helium) in einem Heliumblitz heftig entzünden – dabei werden etwa 6 % des Kerns und 40 % der Sonnenmasse innerhalb weniger Minuten in Kohlenstoff umgewandelt.

Die Sonne wird dann auf etwa das 10-fache ihrer heutigen Größe und 50-fache ihrer Leuchtkraft schrumpfen, bei einer etwas niedrigeren Temperatur als heute. In den nächsten 100 Millionen Jahren wird sie in ihrem Kern weiter Helium verbrennen, bis dieses aufgebraucht ist. Zu diesem Zeitpunkt wird sie sich in ihrer AGB-Phase (Asymptotic-Giant-Branch) befinden, in der sie sich wieder ausdehnt (diesmal viel schneller) und heller wird.

Im Laufe der nächsten 20 Millionen Jahre wird die Sonne dann instabil werden und durch eine Reihe von thermischen Impulsen an Masse verlieren. Diese werden etwa alle 100.000 Jahre auftreten, jedes Mal größer werden und die Leuchtkraft der Sonne auf das 5.000-fache ihrer jetzigen Helligkeit und ihren Radius auf über 1 AE erhöhen.

An diesem Punkt wird die Ausdehnung der Sonne entweder die Erde umschließen oder sie völlig unwirtlich für Leben machen. Planeten im äußeren Sonnensystem werden sich wahrscheinlich dramatisch verändern, da mehr Energie von der Sonne absorbiert wird, was dazu führt, dass ihr Wassereis sublimiert – und sich vielleicht dichte Atmosphären und Oberflächenozeane bilden. Nach etwa 500.000 Jahren wird nur noch die Hälfte der heutigen Sonnenmasse übrig sein und die äußere Hülle wird beginnen, einen planetarischen Nebel zu bilden.

Die Entwicklung nach dem AGB wird sogar noch schneller verlaufen, wenn die ausgestoßene Masse ionisiert wird, um einen planetarischen Nebel zu bilden, und der freigelegte Kern 30.000 K erreicht. Die endgültige, nackte Kerntemperatur wird über 100.000 K betragen, wonach der Überrest zu einem Weißen Zwerg abkühlt. Der planetarische Nebel wird sich in etwa 10.000 Jahren auflösen, aber der Weiße Zwerg wird noch Billionen von Jahren überleben, bevor er schwarz wird.

Das endgültige Schicksal unserer Sonne:

Wenn Menschen an das Sterben von Sternen denken, kommen ihnen typischerweise massive Supernovas und die Entstehung von Schwarzen Löchern in den Sinn. Bei unserer Sonne wird dies jedoch nicht der Fall sein, da sie einfach nicht annähernd so massiv ist. Sie mag uns zwar riesig erscheinen, aber die Sonne ist ein relativ massearmer Stern im Vergleich zu einigen der riesigen massereichen Sterne da draußen im Universum.

Wenn unserer Sonne der Wasserstoffbrennstoff ausgeht, wird sie sich zu einem Roten Riesen ausdehnen, ihre äußeren Schichten abblasen und sich dann als kompakter Weißer Zwergstern niederlassen, um dann langsam für Billionen von Jahren abzukühlen. Hätte die Sonne jedoch etwa das Zehnfache ihrer heutigen Masse, wäre die letzte Phase ihrer Lebensdauer deutlich explosiver.

Wenn dieser supermassereichen Sonne der Wasserstoffbrennstoff in ihrem Kern ausgeht, würde sie auf die Umwandlung von Heliumatomen und dann von Kohlenstoffatomen umschalten (genau wie unsere eigene). Dieser Prozess würde sich fortsetzen, wobei die Sonne in konzentrischen Schichten immer schwereren Brennstoff verbrauchen würde. Jede Schicht würde weniger Zeit benötigen als die vorherige, bis hin zu Nickel, dessen Verbrennung nur einen Tag dauern könnte.

Dann würde sich im Kern des Sterns Eisen ansammeln. Da Eisen bei der Kernfusion keine Energie abgibt, hätte der Stern in seinem Kern keinen Druck mehr nach außen, der ihn am Kollabieren nach innen hin hindern würde. Wenn sich etwa die 1,38-fache Masse der Sonne an Eisen im Kern sammelt, würde er katastrophal implodieren und eine enorme Energiemenge freisetzen.

Innerhalb von acht Minuten, der Zeit, die das Licht für den Weg von der Sonne zur Erde benötigt, würde eine unfassbare Energiemenge an der Erde vorbeifliegen und alles im Sonnensystem zerstören. Die dabei freigesetzte Energie könnte ausreichen, um die Galaxie kurzzeitig zu überstrahlen, und ein neuer Nebel (wie der Krebsnebel) wäre von nahegelegenen Sternensystemen aus sichtbar, der sich für Tausende von Jahren nach außen ausdehnt.

Alles, was von der Sonne übrig bliebe, wäre ein schnell rotierender Neutronenstern oder vielleicht sogar ein stellares Schwarzes Loch. Aber das wird natürlich nicht das Schicksal unserer Sonne sein. Angesichts ihrer Masse wird sie irgendwann zu einem weißen Stern kollabieren, bis sie selbst ausbrennt. Und das wird natürlich erst in etwa 6 Milliarden Jahren der Fall sein. Bis dahin wird die Menschheit entweder schon lange tot sein oder sich weiterentwickelt haben. In der Zwischenzeit können wir uns auf viele Sonnentage freuen!

Wir haben hier bei Universe Today viele interessante Artikel über die Sonne geschrieben. Hier: „Welche Farbe hat die Sonne?“, „Was für ein Stern ist die Sonne?“, „Wie produziert die Sonne Energie?“ und „Könnten wir die Sonne terraformen?“

Astronomy Cast hat auch einige interessante Episoden zu diesem Thema. Schauen Sie sich diese an – Episode 30: Die Sonne, Flecken und alles, Episode 108: The Life of the Sun, Episode 238: Solar Activity.

Weitere Informationen finden Sie im Solar System Guide der NASA.