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Sunday, March 29, 2020

Die Zukunft der Sonne

Nicht ist ewig und alles vergänglich – das gilt selbst für unsere Sonne. Doch wie sieht die Zukunft der Sonne aus? Und was passiert mit unserer Heimat, wenn die Sonne eines Tages um letzten Schlag ausholt? Die Antwort ist spektakulär, beeindruckend und geht langsam in Richtung “verstörend”, wenn man bedenkt, dass wir dort über den riesigen Nuklearreaktor in unmittelbarer Nähe zur Erde sprechen, den wir jeden Tag an unserem Himmel sehen.

Nichts währt ewig

Lange dachte man, das Universum an sich sei unveränderlich und statisch. Jahrtausende lang ziehen die Gestirne wie ein Uhrwerk Tag für Tag genau gleich ihre Bahnen über den Himmel. Dennoch verbanden die Menschen bereits seit Anbeginn der Zeit das Leben mit der Sonne – und daher hatten sie auch seit Anbeginn der Zeit Angst, die Sonne könnte eines Tages erlöschen und mit ihr alles Leben. Obwohl man nicht wusste, wie die Sonne ihre Energie erzeugt, konnte man sich durchaus vorstellen, dass diese Energiequelle irgendwann versiegt, etwa ging man zum Teil davon aus, die Sonne wäre einfach eine große Kugel aus Kohle und diese Kohle wäre dann irgendwann schlicht und einfach aufgebraucht.

Nuklearer Brennofen

Natürlich ist die Sonne keine Kugel aus Kohle, denn ein klassisches Feuer kann sich im sauerstofflosen All erst gar nicht entzünden. Die Sonne ist viel mehr ein nuklearer Brennofen, sie gewinnt ihre Energie durch die Fusion von leichten Atomkernen zu schwereren Atomkernen. Doch das Reaktionsprodukt hat etwas weniger Masse als die Reaktionsstoffe. “Etwas weniger” heißt nicht viel, der Massendefekt des Heliumkerns beträgt etwa  5,04 * 10-29 kg.

Doch da dieser Prozess überall in der riesigen Sonne stattfindet, ergibt es insgesamt einen Massenverlust von 4,2 Millionen Tonnen pro Sekunde für die Sonne. Das bedeutet, die Sonne verliert drastisch an Masse, doch sie ist so groß und massereich, dass sie dennoch noch viele Milliarden Jahre beinahe unverändert strahlen wird. Dennoch ist die Zukunft der Sonne durch diesen Massendefekt besiegelt.

Das Schalenbrennen

Man könnte also meinen, dass die Zukunft der Sonne nun darin bestehe, dass der Brennstoff in ihrem Innern langsam zur Neige geht, sie immer weiter an Masse verliert und somit immer schwächer strahlt und die Erde einfriert. Doch tatsächlich ist das Gegenteil der Fall, je weniger Wasserstoff im Kern übrig ist, desto mehr Energie setzt sie Sonne frei. Das klingt auf den ersten Blick paradox, ist jedoch eigentlich recht logisch.

Ein Stern wird durch zwei Kräfte, die sich die Waage halten, stabilisiert. Die eine ist die Gravitationskraft des Sterns, sie zieht die gesamte Materie in Richtung Zentrum, ohne Gegenkraft würde der Stern also in sich zusammenfallen. Die andere ist der Strahlungsdruck, denn die Energie, die im Kern des Sterns entsteht, bahnt sich ihren Weg nach außen, gäbe es keine Gravitation würde der Stern also explodieren. Doch solange beides gegeben ist, bleibt der Stern stabil.

Wenn der Wasserstoff jedoch langsam knapp wird und immer weniger Fusionsreaktionen stattfinden, lässt der Strahlungsdruck zunächst nach. Dadurch gewinnt die Gravitation die Überhand und drückt den Stern zusammen. Durch das Gasgesetz steigen damit Dichte und Temperatur. Da der Kern dichter und heißer wird, bewegen sich die wenigen verbliebenen Wasserstoffkerne jedoch noch schneller auf noch engerem Raum und stoßen noch öfter zusammen, somit gibt es mehr Fusionsreaktionen.

Das ist vergleichbar mit einem Karton voller umherspringender Flummis, der immer kleiner wird. Je kleiner er wird, desto häufiger stoßen die Flummis zusammen. Durch den erhöhten Druck entwickelt der Stern dann einen Schalenaufbau. Im Innern reicht der Druck bereits für Heliumfusion, sodass dort bereits die ersten noch schwereren Elemente entstehen. Weiter außen wird Wasserstoff nun zu Helium fusioniert und in der Hülle befinden sich die letzten Wasserstoffreste. Ein Zwiebelaufbau entsteht, das ist die Zukunft der Sonne.

Vom Gelben Zwerg zum Roten Riesen

Durch den langsam steigenden Druck strahlt die Sonne etwa 10% heller pro Milliarde Jahre. Doch sobald die Sonne mit der Heliumfusion beginnt, legt sie den Turbogang ein – sie verlässt die sogenannte Hauptreihenphase und wird zu einem Roten Riesen. Dabei dehnt sie sich wirklich massiv aus, um das bis zu 200-fache ihres aktuellen Radius, das bedeutet, Merkur und Venus werden einfach verschluckt und im Extremfall könnte die Sonne bis an die Erdbahn heranreichen.

Doch da die Sonne auch ihre Hüllen abstößt und an Masse verliert, weitet sich die Erdbahn, sodass diese der totalen Zerstörung entgehen könnte. Die Heliumfusion findet zunächst in der Form von sogenannten Heliumblitzen statt. Für wenige Sekunden erzeugt die Sonne dabei so viel Licht wie 10% der gesamten Milchstraße. Später wird das Helium jedoch gleichmäßiger in den Schalen fusioniert.

Stellare Endphase

Die fernere Zukunft der Sonne sieht allerdings anders aus. Während ihrer Phase als Roter Riese verliert die Sonne an Masse, indem sie ihre äußeren Hüllen Stück für Stück abstößt. In astronomischen Maßstäben geht das recht schnell – nur 100.000 Jahre nach Erlöschen des letzten Heliumblitzes hat die Sonne ihre Hüllen weitgehend abgestoßen – übrig bleibt der komprimierte Kern aus Sauerstoff und Kohlenstoff. Er strahlt am Anfang sehr hell, vor allem im ultravioletten Bereich, doch seine nukleare Quelle ist versiegt, sodass er langsam abkühlt. Immerhin verabschiedet sich die Sonne mit Würde.

Die ultraviolette Strahlung bringt die zuvor abgestoßene Materie im unmittelbaren Umfeld des Sterns zum Leuchten. Dadurch entsteht für wenige zehntausend Jahre ein leuchtender Nebel um die Sonne. Da die spät abgestoßenen Hüllen deutlich schneller sind als die zuvor abgestoßenen, überholen sie einander und schaffen so spektakuläre leuchtende Strukturen. Doch irgendwann wird auch dieser Nebel verschwinden. Die Sonne wird dann noch viele Milliarden Jahre lang strahlen und langsam abkühlen, bis sie eines fernen Tages dann als Schwarzer Zwerg völlig von der Bildfläche verschwindet.

Die Erde und uns Menschen wird es dann schon längst nicht mehr geben – es sei denn wir verlassen frühzeitig unser Sonnensystem und breiten uns in der Milchstraße aus. So können wir dem Tod der Sonne entrinnen.

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