die Sonne und ihr Ende

die Sonne und ihre vorraussichtliche Zukunft

Wenn du keine Lust auf die wissenschaftlichen Gründe hast, scroll runter zur Überschrift: Wozu kompliziert, wenn´s einfach geht?

 

In diesem Beitrag werde ich einerseits ein paar Fakten über die Sonne auflisten, aber vor allem werde ich mich mit ihrem Ende bschäftigen. Nicht, weil ich mich nach dem Untergang sehne, sonder einfach, weil es interessant ist. Insofern man davon ausgeht, dass die wissenschaftlichen Prophezeiungen sich so erignen werden.

So, nun zur Sonne. Die Sonne ist das Zentrum unseres Sonnensystems (beide ~4,6 Mrd. Jahre alt). Das Sonnensystem ist also heliozentrisch und nicht wie früher geglaubt geozentrisch (Erde im Mittelpunkt). Dies wissen wir seit der Kopernikanischen Wende im 16. Jahrhundert. Durch die Gravitation behält das System ihre Form.

99,86% der gesamten Masse des Sonnensystems nimmt die Sonne ein. Ihr Durchmesser ist mit 1,4 Millionen Kilometern 109 mal so groß wie der der Erde. Ihre Oberfläche ist um die 6000 °C heiß, im Kern herrscht neben dem Druck von 200 Mrd. bar eine Temperatur von 15,6 Millionen Grad Celsius.

Dieser Druck ist der Auslöser der sogenannten Kernfusion, in welcher der Wasserstoff (90% der Sonne) zu Helium verbrennt. Das verbrannte Helium sammelt sich am Mittelpunkt, dadurch steigen Durchmesser und Druck und die Sonne wird immer heller und heller. Mit der wachsenden Helligkeit steigt auch die Wärme; seit ihrer Entstehung vor etwa 4,6 Milliarden Jahren ist sie bereits um die 40% heller geworden.

Ein kleiner gewagter Seitensprung in die heutige Industrie: Die Energieabstrahlung der Sonne in nur einer einzigen Sekunde entspricht dem 20.000-fachen Primärenergieverbrauchs seit Beginn der Industrialisierung! Sie setzt pro Sekunde mehr Energie frei wie 437 Kernkraftwerke (Stand der Kernkraftwerke 2011) in 750.000 Jahren! Im Vergleich: unsere Erde hat pro m² einen Energieabstoß von ca. 1,36 Kilowatt (Leistung eines elektrischen Heizstrahlers).

 

So, nun zur vermuteten Zukunft unserer Sonne.

Durch die Kenntnis kernphysikalischer Prozesse aus Laborexperimenten lies sich der Ablauf am Computer modellieren. Die Kenndaten der einzelnen Phasen in der Tabelle gab der deutsche Chemiker (physikalische Chemie) Horst Sackmann an (1993). Der Index Null symbolisisert die heutigen Zustandsgrößen, also im Alter von 4,6 Milliarden Jahren.

 

PhaseDauer in
Millionen
Jahren
Leuchtkraft
(in L)
Radius
(in R)
Hauptreihenstern11.0000,7…2,20,9 … 1,6
Übergangsphase7002,31,6 … 2,3
Roter Riese6002,3 … 23002,3 … 166
Beginn des He-Brennens11044etwa 10
He-Schalenbrennen2044 … 200010 … 130
Instabile Phase0,4500 … 500050 … 200
Übergang zu Weißem Zwerg
mit planetarischem Nebel
0,13500 … 0,1100 … 0,08

(Tabelle: https://de.wikipedia.org/wiki/Sonne#Entwicklung_der_Sonne)

 

Kurz beschrieben: Sternentstehung → Gelber Zwerg (momentan) → Roter Riese → instabile Phase → Weißer Zwerg (umgeben von planetarischem Nebel)

 

Aber was heißt das jetzt genau?

 

Gehen wir etwas genauer auf die einzelnen Punkte ein:

In ungefähr ein Milliarden Jahren (5,6 Mrd. Jahre-Marke) übertritt die mittlere Temperatur auf der Erdoberfläche die 30°C Marke, welche einen kritischen Wert für höhere Lebewesen darstellt. Die Sonne wird 10 Prozent heller als heute und die Erdkontinente von Wüsten bedeckt sein. Ein bis zwei Milliarden Jahre darauf wird die Sonne um 40% heller sein als heute. Die 100° Gradmarke wird erreicht sein und die Meere beginnen zu verdampfen.

Im Raum der 8 Milliarden-Jahre-Marke, also nach ca. 4 Mrd. Jahren, wird der Erdboden steril und der Wasserstoff der Sonne fast zur Gänze aufgebraucht sein. Das Stoppen der Fusion durch den Wasserstoffmangel lässt den Überdruck im Kern sinken und die Schwerkraft zieht die nächsten Schalen der Sonne Richtung Kern. In den äußeren Hüllen ist noch Wasserstoff vorhanden, der sich nun weiter erhitzt, bis auch dort die Kernfusion zündet. Dabei wird wieder Energie frei, welche wieder die nächst äußeren Schichten erhitzt.

Im Alter von 10 bis 11 Milliarden Jahren (nach ca. 6 Mrd. Jahren) verdichtet sich die ausgebrannte Kernzone aus Helium, die Temperatur steigt an und die Sonne dehnt sich aus. Innerhalb der folgenden 1,3 Milliarden Jahren bläht sie sich auf das 100- bis 150-Fache ihrer heutigen Größe aus. Mit ihrer Expansion geht ein rötliches Leuchten einher – wir nähern uns dem roten Rießen.

 

Im Sonnenstadium des Roten Rießen tut sich so einiges:

  • ereignet sich zwischen 11 und 12 Milliarden Jahren
  • dramatisch beschleunigter Anstieg von Leuchtkraft und Radius (2300 L und 166 R – zum Vergleich von heute: ~1 L und ~1 R) 166 R entsprechen ungefähr dem Radius der Umlaufbahn der Venus
  • Oberflächentemperatur nimmt ab
  • Merkur und Venus werden vernichtet
  • die Sonne nimmt einen großen Teil des von der Erde gesehenen Himmels ein
  • die Erdkruste wird zu einem einzigen Lava-Ozean
  • die Sonne verliert knapp ein Drittel ihrer Masse durch Sonnenwinde
  • 1,3 x 10−7 M strömt pro Jahr als interstellares Gas in den Weltraum
  • die Anziehungskraft auf die Planeten sinkt – ihre Bahnradien nehmen um jeweils 38% zu

 

Heliumbrennphase, Heliumschalen-Brennen und Heliumblitze

Also wir sind ein paar hundert Millionen Jährchen nach dem Roten Riesen, in ungefähr 9 Milliarden Jahren von heute. In der Kernzone der Sonne finden keine Fusionen mehr statt, weshalb keine Energie mehr frei wird, die Gravitation nachgibt und die Dichte kontrahiert. Es ist nun der Zeitpunkt der Kohlenstoff-Helium-Fusion. Zunächst ist kein stabiler Zustand möglich, wodurch sich die Heliumfusion in Form einer gigantischen Explosion freisetzt, diese wird als Helium-Blitz bezeichnet. Bei einem sogenannten Helium-Blitz steigt die Sonnenleistung für mehrere Sekunden auf wortwörtlich, kosmische 1010 L, was ungefähr 10% der Leuchtkraft der gesamten Milchstraße entspricht. Von jenen Blitzen folgen mehrere. Durch das Nachaußenrücken der Wasserstofffusionszone sinkt die Leuchtkraft der Helium-Blitze innerhalb der folgenden 10.000 Jahre um fast einen Faktor 100 ab. Nachdem das Helium im Sonnenzentrum verbraucht ist, beginnen 20 Millionen Jahre des Heliumschalen-Brennens. Im Zentrum sammelt sich dabei Kohlenstoff und kontrahiert gravitativ. Nach den 20 Mio. Jahren hat die Sonne dann einen Masseanteil von knapp 0,1 M verloren. In der maximalen Expansion der Sonne (~ 200 R) würde sie bis an die heutige Erdbahn gelangen; durch die Zunahme unseres Erdbahndurchmessers „entkommen „Wir“ jedoch dem totalen Untergang“.

 

Weißer Zwerg und planetarischer Nebel

Nach ungefähr 10 Mrd. Jahren. Die Sonne verliert die äußere Hülle inklusive der Wasserstoff- und Heliumfusionszone. So um die 100.000 Jahre nach dem letzten Helium-Blitz, wird der innere, hauptsächlich aus hochverdichtetem Kohlenstoff und Sauerstoff bestehende Kern freigelegt. Sein Radius beträgt nur mehr 0,08 R, was ungefähr 56.000 Kilometern entspricht (Erdradius: 6371). Durch die Zunahme der Sonnenwind-Geschwindigkeit werden die früher ausgestoßenen Gase von den späteren eingeholt und komprimieren sich zu einer kugelförmigen Gasschale. Mit ihrer noch rund 3500 L starken Leuchtkraft bringt sie den Gasring zum Leuchten – der planetarische Nebel. Dieses schöne, von außen wahrnehmbare Phänomen löst sich nach einigen 10.000 Jahren anhand des verflüchtigenden Gas auf. Das kleine strahlende, etwa erdgroße Überbleibsel wird als Weißer Riese bezeichnet. Er hat eine Masse von 0,55 M was mehr als die Hälfte der heutigen Sonne ist! Seine Dichte beträgt daher etwa eine Tonne pro cm³! Bis die Sonne als Schwarzer Zwerg, im optischen Spektralbereich ganz erlischt, kann es mehrere dutzend Milliarden Jahre dauern.

 

Wozu kompliziert, wenn´s einfach geht?

  • Sonne entstand vor 4,6 Mrd. Jahren gemeinsam mit unserem Sonnensytsem
  • Heute ist sie so wie sie ist (Gelber Zwerg)
  • Nach ein Milliarden Jahren: Erdoberfläche + 30 °C → kritisch für höhere Lebewesen, Erdkontinente von Wüsten bedeckt
  • Nach ca. 2 Mrd. Jahren: Sonne 40% heller als heute, 100 °C-Marke erreicht, Merre verdampfen
  • Nach ca. 4 Mrd. Jahren: Boden steril, Wasserstoff der Sonne fast aufgebraucht
  • Nach ca. 6 Mrd. Jahren: Sonnentemperatur steigt weiter an, Sonne dehnt sich aus
  • Zwischen der 6 und 7 Mrd. Jahre Marke bläht sie sich auf das 100- bis 150-Fache aus, beginnt rot zu leuchten: Roter Riese
  • Roter Riese (zwischen 7 und 8 Mrd. Jahren): Leuchtkraft & Radius steigen, Oberflächentemperatur nimmt ab, Merkur und Venus R.I.P., Erdkruste wird zu Lava-Ozean, Sonne verliert ein Drittel der Masse, dadurch sinkt ihre Anziehungskraft auf die Planeten, wessen Umlaufbahnradien um 38% wachsen
  • Nach ca. 9 Mrd. Jahren: dannt brennt sie eine Zeit lang mit einigen Helium-Blitzen
  • Nach ca. 10 Mrd. Jahren: sie verliert mehrere Schichten: Radius nur mehr 56.000 km, Gasring entsteht (planetarischer Nebel), dieser löst sich nach ein paar 10.000 Jahren auf, kleines, erdgroßes Überbleibsel wird als Weißer Zwerg beeichnet
  • Ab 10/11 Mrd. Jahren: bis sie ganz erlischt kann es ab der 12 Milliarden Jahre Marke noch mehrere dutzend Milliarden Jahre dauern

 

Mir wurde immer gesagt, dass die Sonne jetzt ungefähr die Hälfte ihrer Zeit erreicht hat. Ich wusste nicht, dass es in einer Milliarden Jahre schon brenzllich für uns werden würde; auf die Sonne natürlich bezogen. Aber gut, ob das wirklich alles so geschehen wird ist fraglich. Interessant ist es auf jedenfall…

Danke für´s Lesen! Bitte um Kritik! Schönen Abend noch! <3

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