Die Sonne - sie ist Energiespenderin und das Zentrum unserer kleinen Welt inmitten der unendlichen Weiten des Kosmos. Für uns Erdenbewohner ist sie riesig groß und unglaublich wichtig. Und gleichzeitig: die Sonne - ein Allerweltsstern unter Abermilliarden anderer, ähnlicher Sterne, klein und unbedeutend.
Auf dieser Seite werden wir erfahren, wann und wie unser Stern entstanden ist. Dazu muss man wissen, dass die Sonne ein Stern der zweiten oder dritten Generation ist. Sie entstand aus dem Staub von Sternen, die bereits vor ihr existierten und ihr Leben mit gigantischen Explosionen beendeten.
Kurz nach dem Urknall entstanden gleich die ersten Sterne. Damals war der Raum kleiner und alles war noch enger beisammen. So konnten sich hauptsächlich sehr massereiche Sterne herausbilden.
Sie bestanden aus dem Urmaterial, das in der Frühzeit des Universums reichlich vorhanden war: Wasserstoff. Ihr Leben war kurz (nur wenige hundert Millionen Jahre) und endete meist mit einer Supernova-Explosion.
Dabei entstanden durch Kernfusion aus Wasserstoff neue chemische Elemente wie beispielsweise Helium, Sauerstoff, Kohlenstoff, Silizium und Eisen.
Diese wurden bei der Explosion ins Weltall gestoßen und breiteten sich als Gas- und Staubwolken aus. Und daraus entstanden dann die Sterne der nächsten Generation.
Unsere Sonne bildete sich vor etwa 4,7 Milliarden Jahren heraus, also erst ca. 8 Milliarden Jahre nach dem Urknall. Sie besteht aus dem Material, das vorher von sterbenden Sternen der näheren Umgebung ausgeschleudert wurde. Zwar sind auch die Hauptbestandteile der Sonne Wasserstoff und Helium, weil diese einfach am häufigsten vorhanden sind.
In geringen Mengen aber besteht die Sonne aus Elementen, die erst lange nach dem Urknall entstanden. Sie enthält beispielsweise auch Eisen. Da Eisen nur in Supernova-Explosionen gebildet wird, können wir davon ausgehen, dass die Sonne einige Vorgänger hatte, aus deren Überresten sie sich formte.
Zunächst vorweg: Woher wollen wir eigentlich wissen, wie die Sonne entstand, wie alt sie ist und wie sie sich entwickeln wird? Kein Mensch wäre in der Lage, sie über einen so langen Zeitraum zu beobachten und ihre Entwicklung zu dokumentieren!
Um unsere Sonne zu verstehen hilft es, sich im Weltall umzuschauen und sie mit anderen Sternen zu vergleichen. Hier treffen wir auf Kandidaten, die sich in allen möglichen Entwicklungsstadien befinden. Mit Teleskopen finden wir sowohl sterbende Sterne und deren Überreste (siehe Planetarische Nebel) als auch Sternentstehungsgebiete und ganz junge Sterne.
Aus diesen Beobachtungen lassen sich dann Rückschlüsse auf die Sonne ziehen, denn sie verhält sich nicht anders als viele andere Sterne auch.
Die Entstehung und Entwicklung der Sonne
Am Beginn eines Sternenlebens steht eine riesige Gas- und Staubwolke. Das wissen wir spätestens seit den spektakulären Bildern, die das Weltraumteleskop Hubble im Sternbild Orion gemacht hat. Dort sind gewaltige Wolken zu sehen, und vereinzelt blinzelt uns daraus ein ganz junger Stern an.
Rechts ist die Aufnahme eines Sternentstehungsgebietes im Adlernebel zu sehen (Hubble 1995). In dieser mehrere Lichtjahre großen Staub- und Gaswolke entstehen gerade neue Sterne. Einige leuchten bereits und senden helles blaues Licht aus.
Anfangs, also vor schätzungsweise 4,6 Milliarden Jahren, befindet sich eine Gaswolke in unserer Gegend. Sie ist noch einigermaßen homogen, die Materie in ihr ist also gleichmäßig verteilt. Nun sind zwei unterscheidliche Szenarien möglich: einmal könnte die Gaswolke kollabieren, also unter ihrer eigenen Schwerkraft zusammenstürzen. Sie bildet dann im Zentrum eine Verdickung, in der sich nun ein Großteil der Materie der Wolke sammelt und verdichtet.
Oder aber die ursprüngliche Gaswolke wird durch eine nahe Supernova-Explosion gestört. Die Schockwelle, die daraufhin die Gaswolke durchläuft, sorgt für eine Verdichtung, aus der sich massearme Sterne wie unsere Sonne herausbilden können. Gleichzeitig wird die Gaswolke mit neuen chemischen Elementen angereichert, aus denen sich später feste Körper wie z.B. Planeten bilden können.
Aufgrund der Schwerkraft zieht die Verdickung nun alles an sich, was sich in ihrer näheren Umgebung befindet und leichter ist als sie selbst. Sie wächst und wächst, und es vollzieht sich eine Kettenreaktion. Die Masse steigt, der Einflussbereich des Klumpens wird größer, es wird immer mehr Material aus der Gaswolke angezogen und dem Sternenbaby einverleibt, die Masse steigt weiter usw. Die direkte Umgebung des neuen Sterns auf dem Bild oben ist schon leergefegt, die Materie sammelt sich in der Mitte.
Durch die Masseansammlung steigt die Dichte immer weiter, und mit ihr erhöht sich auch die Temperatur im Inneren. Das Gas verdichtet und erhitzt sich unaufhörlich. Nun haben wir bald (das heißt nach einigen Millionen Jahren!) einen Protostern.
Ist dann im Inneren eine Temperatur von mehreren Millionen Grad erreicht, kommt es zur Verschmelzung von Wasserstoffkernen zu Helium. Das nennt man auch Kernfusion.
Hierbei wird enorm viel Energie frei, die der Protostern im Form von Licht und Wärme nach außen abgibt - die Sonne beginnt zum ersten Mal zu leuchten! Die Zeitspanne vom Protostern zur echten Sonne beträgt etwa 10 Millionen Jahre.
Was ist denn aus all den anderen Klümpchen in der Gaswolke geworden?
Planeten! Oft entstehen aus einer Gaswolke, die groß genug ist, auch mehrere Sterne.
Wie geht es ab jetzt weiter mit der Sonne?
Die Lebensdauer der Sonne lässt sich vorherberechnen. Wir kennen ihre Größe und Masse (in Kilogramm eine 2 mit 30 Nullen hintendran) und ihren Brennstoffvorrat (73% Wasserstoff).
Wir können auch herausfinden, wieviel Energie sie ständig abgibt (eine 4 mit 26 Nullen in Watt pro Sekunde!). Aus diesen Angaben lässt sich errechnen, wann sie ihren Vorrat an Wasserstoff aufgebraucht haben wird.
Die Sonne ist derzeit etwa in der Lebensmitte. 4,5 Milliarden Jahre gibt es sie mindestens schon, und ebenso lange wird es von jetzt ab dauern, bis sie keinen Wasserstoff mehr hat und erlischt.
Die Sonne wird nicht 9 Milliarden Jahre lang gleich hell und heiß leuchten. In jungen Jahren war sie kühler als heute. Sie steigert im Verlauf ihres Daseins allmählich ihre Leuchtkraft. Das wird leider dazu führen, dass es bereits in etwa 100 Millionen Jahren auf der Erde so heiß sein wird, dass kein Leben mehr möglich ist (siehe auch Entwicklung der Erde).
Auch wenn das Sonnensystem noch 4,5 Milliarden Jahre existieren wird, ist es für uns Erdenbewohner spätestens in 100 Mio Jahren vorbei. Es sei denn wir ziehen vorher um, auf den Mars oder gleich in ein anderes Sternensystem. Vielleicht sterben wir aber auch schon lange vorher einfach aus, so wie die Dinosaurier oder ungezählte andere Tierarten vor uns.
Der Brennstoff geht zur Neige
In etwa 4 Milliarden Jahren geht der Sonne endgültig der Wasserstoff aus. Die Kernfusion kommt zum Erliegen. Die Sonne wird ihre äußeren Schichten abstoßen. Dabei dehnt sie sich gewaltig aus und verschluckt dabei Merkur und Venus. Sie wird sich bis fast an die Erde heran ausdehnen und dafür sorgen, dass die Oberflächentemperatur der Erde enorm ansteigt.
Auch wenn sie von der Sonne nicht verschluckt wird, ergeht es der Erde nicht gut. Bis dahin noch vorhandenes Wasser wird vollständig verdampfen, zurück bleibt nichts als heiße Wüste.
Dieses Stadium wird Roter Riese genannt, weil der Stern sehr viel größer wirkt als normal und rötliches Licht aussendet. Etwa 600 Millionen Jahre lang ist unsere Sonne als Roter Riese zu bewundern.
Dann werden die äußeren Schichten wieder auf den Kern zurückstürzen und erneut expandieren (sich aufblähen). Dieses Zusammenziehen und Ausdehnen kann durchaus mehrere Male hintereinander geschehen, in immer kürzeren Abständen.
Aber irgendwann ist damit Schluss. Die äußeren Schichten werden endgültig abgestoßen. Um den ehemaligen Stern herum bildet sich ein Planetarischer Nebel wie in der Abbildung. Dieser dehnt sich allmählich immer weiter aus und dient als Gaswolke vielleicht einmal der nächsten Generation Sterne als Baumaterialquelle.
Das Ende unseres Sterns
Die Sonne selbst endet als Weißer Zwerg. Sie wird dann etwa so groß sein wie die Erde und nur noch schwach vor sich hin glimmen.
Dieses Glühen ist die Restwärme der Sonne, die noch in ihr gespeichert ist. Auch sie wird sich irgendwann vollständig verflüchtigen. Aber das kann noch einige Milliarden Jahre dauern!
Ganz am Ende wird die Sonne nur noch ein schwarzer Schlackeklumpen sein, der praktisch kein Licht mehr aussendet. Dieses Endstadium nennt sich Schwarzer Zwerg.
Die Planeten und Monde können der Sonne durchaus treu bleiben und sie selbst dann noch umkreisen, wenn sie schon zum weißen Zwerg geworden ist. Genau wie die Sonne werden auch sie auskühlen, da sie keine wärmenden Sonnenstrahlen mehr empfangen. Übrig bleiben Eiswelten.
Die Aufnahmen auf dieser Seite stammen von der NASA (Courtesy NASA/JPL-Caltech).