Entwicklung der Sonne

Wie Menschen durchlaufen Sterne, und damit auch die Sonne, während ihres Lebens verschiedene Entwicklungsstufen. Diese dauern aber so lange, dass man sie auf der Sonne nicht beobachten kann. Untersucht man jedoch andere Sterne, die sich in unterschiedlichen Entwicklungsstadien befinden, so kann man auf die Vergangenheit und Zukunft der Sonne schließen.

Entstehung

Im Weltall gibt es nicht nur geformte Sterne, sondern auch riesige Gas- und Staubwolken, aus denen aber unter bestimmten Bedingungen Sterne entstehen können. Solche Bedingungen waren offensichtlich vor 4.5 Milliarden Jahren bei jener Gaswolke gegeben, aus der neben vielen anderen Sternen auch die Sonne entstand. Die Wolke begann durch ihre eigene Gravitation sich zusammenzuziehen, wodurch sich Druck und Temperatur erhöhten. Nun wirkten zweierlei Kräfte: Solche die, die Wolke weiter zusammenziehen wollten (Gravitation), und solche, die dem entgegenwirkten (Gasdruck). Inhomogenitäten führte schließlich dazu, dass die Gaswolke in mehrere Teilwolken zerfiel, die sich ihrerseits wieder zusammenzogen. Aus einer dieser Teilwolken entstand die Sonne. Als die Temperatur im Inneren einige Millionen Grad erreichte, setzte Kernfusion ein und die Sonne begann zu leuchten.

 

Die linksstehende Abbildung zeigt den Adlernebel,
einen Kandidaten für Sternentstehung,
wie sie oben beschrieben wurde.
© Wilfried Langer
entnommen aus » www.planetengrund.com

Sonne im Gleichgewicht

Seit ungefähr 4.5 Milliarden Jahren befindet sich die Sonne nun im Gleichgewicht, was soviel bedeutet, dass sie ihre Strahlung, Größe, Druck usw. sich nicht wesentlich ändern. Diesen Zustand wird sie noch weitere 4.5 Milliarden Jahre beibehalten. In dieser stabilen Phase verbringt die Sonne, wie auch alle anderen Sterne, den größten Teil ihres Lebens. Man spricht von einem Hauptreihenstern (siehe dazu » Sonne & Sterne).

Endstadium

 

Derzeit verschmilzt im Kern der Sonne Wasserstoff zu Helium (Wasserstoffbrennen). Ist jedoch dieser Ausgangsstoff im Zentrum verbraucht, wandert das Wasserstoffbrennen immer weiter nach außen. Dabei zieht sich der Kern der Sonne zusammen, während sich der Stern insgesamt ausdehnt. Die Temperaturen im Kern steigen dabei auf über 100 Millionen Grad, sodass neben dem Wasserstoffbrennen, noch weitere Kernverschmelzungsprozesse stattfinden. Letztendlich bläht sich die Sonne bis zur Erde auf, und erscheint rot, da ihre äußeren Schichten sich abkühlen. In diesem Stadium nennt man die Sonne einen Roten Riesen.

Die Abbildung links zeigt die Größe der Sonne heute bzw. als roter Riese.

Nach einigen hundert Millionen Jahren stößt die Sonne ihre Hülle ab und ihr Kern zieht sich auf etwa Erdgröße zusammen. Dieser leuchtet nun weiß, weshalb man nun von einem Weißem Zwerg spricht. Seine Dichte ist enorm groß und liegt bei etwa einer Tonne pro Kubikzentimeter. Die abgestoßende Hülle, die durch den Zwerg zum Leuchten angeregt wird, bezeichnet man als planetarischen Nebel. Dieser Ausdruck geht auf Friedrich Wilhelm Herschel zurück, der solche Nebel anfangs fälschlich als Planeten interpretierte.

 
 
 
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