Sonne
zeigt, welchen gewaltigen Veränderungen unser Tagesgestirn in der Zukunft unterworfen sein wird, bevor es als weißer Zwerg verblasst.
Sonne
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Erläuterungen einiger Begriffe:
Sonne und Sterne
Die Sonne ist ein typischer Stern vergleichsweise niedriger Masse. Sterne bestehen hauptsächlich aus Wasserstoff und Helium und etwa 0.01-2% schwereren Elementen. Im Gegensatz dazu fehlen erdähnlichen Planeten fast völlig die leichten Elemente. Sterne leuchten, weil in ihrem Innern Elemente durch Kernfusion zu schwereren Elementen verschmolzen werden. Im Fall der Sonne und der meisten anderen Sterne ist dies die Fusion von Wasserstoff zu Helium.
Kernfusion
Sterne leuchten, weil in ihrem Innern leichte Elemente zu schwereren Elementen fusionieren. Dabei werden große Mengen Energie freigesetzt, die es den Sternen erlauben, Milliarden Jahre lang zu leuchten. Auf der Erde ist die Kernfusion im Fusionsoreaktor noch nicht gelungen. In den meisten Sternen, wie auch in der Sonne, verschmelzen in mehreren Stufen vier Wasserstoff-Kerne (Protonen), zu einem Helium-Kern (alpha-Teilchen). Dies geschieht im Zentrum, wo es am heißesten ist; diese Phase heißt auch Hauptreihenphase im Leben der Sterne. Durch die Kernfusion verändert sich die Zusammensetzung der Sonne und der Sterne allmählich, was Veränderungen ihrer Struktur bewirkt, so dass sie im Laufe der Zeit zu Roten Riesen werden.
Rote Riesen
Sterne, in deren Zentrum aller Wasserstoff durch Kernfusion zu Helium fusioniert wurde, können zunächst keine weitere Kernfusion im Kern haben. Allerdings fusioniert Wasserstoff weiterhin in einer Schale um den Kern. Diese Schale wandert langsam nach außen und hinterlässt einen immer größeren Heliumkern. In dieser Phase sind die Sonne und andere Sterne etwa hundert Mal größer als die Sonne jetzt ist (700 Millionen km). Gleichzeitig ist die Oberfläche deutlich kühler (3500 Grad; zum Vergleich: die Sonne: ca. 5800 Grad). In dieser Phase ihres Lebens heißen Sterne Rote Riesen. Die Heliumkerne solcher Sterne sind aber sehr kompakt und ähneln bereits dem Endstadium sonnen-ähnlicher Sterne, den so genannten Weißen Zwergen.
Weiße Zwerge
Am Ende eines Sternenlebens verlöscht die Energiequelle Kernfusion. Sterne, die etwa so viel Masse wie die Sonne haben, verlieren als Rote Riesen große Teile ihrer Hüllen durch Sternwinde. Übrig bleiben die zentralen Gebiete, die entweder aus Helium, oder aus Kohlenstoff und Sauerstoff bestehen. Sie sind extrem dicht und die Materie befindet sich in einem seltsamen Quantenzustand, den man "entartetes Elektronen- Gas" nennt. Diese Sternkerne haben etwa die Hälfte der Masse der Sonne, aber nur den Radius der Erde (ca. 6000 km). Da sie zunächst sehr heiß sind, werden sie Weiße Zwerge genannt. Im Laufe von Jahrmilliarden kühlen sie aus, wobei sie auch immer dunkler werden. Ein Großteil der Sterne wird letztlich als kalte Zwerge durch das All treiben.
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Transkript des Filmtextes:
Filmtext
Unsere Sonne ist über viereinhalb Milliarden Jahre alt. Über diese Zeit hinweg ist sie langsam größer geworden und ihre Helligkeit allmählich angestiegen. Hier zeigen wir ihre Größe im Vergleich zur Bahn des Planeten Merkur und hier im Vergleich zum gesamten Planetensystem. Aus einer Entfernung von 20 Milliarden km fliegen wir jetzt in die Sonne hinein. Jetzt kreuzen wir die Erdbahn bei etwa 150 Millionen km, und jetzt erreichen wir die Sonne, deren Radius 700.000 km beträgt. In der aufgeschnittenen Sonne zeigen wir drei wichtige Größen: Die Energieproduktion - je heller, desto effektiver. Die Sonne leuchtet, weil sie in ihrem Zentrum Wasserstoff zu Helium fusioniert. Die chemische Zusammensetzung - je heller, je höher der Heliumgehalt. Im Zentrum ist bereits etwa die Hälfte des Wasserstoffs durch Kernfusion verbraucht. Die Massenverteilung - die Linien deuten an, wieviel Prozent der Masse sich innerhalb dieses Radius befinden. Etwa 70% der Masse liegen heute innerhalb des halben Sonnenradius und somit innerhalb 12% des Gesamtvolumens. Wir bleiben jetzt im Innern bei 500.000 km stehen und beobachten die zukünftige Entwicklung der Sonne. Während der nächsten drei Milliarden Jahre steigt die Helligkeit weiter langsam an; Der Sonnendurchmesser verändert sich während dieser Zeit kaum. Immer mehr Wasserstoff im Zentrum wird verbrannt, bis er in circa 5 Milliarden Jahren verbraucht ist. Außerhalb des Zentrums aber ist noch genügend Brennstoff vorhanden; dort findet jetzt die Energieerzeugung statt. Wir fliegen weiter ins Zentrum. Erlischt das Wasserstoffbrennen im Zentrum, komprimiert der Kern und die Masse konzentriert sich dort. Gleichzeitig expandieren die äußeren Schichten: die Sonne wird schnell größer. Um die weitere Entwicklung zu verfolgen, ziehen wir uns etwas hinter die Jupiterbahn zurück. Verbunden mit dem Anwachsen der Sonne ist auch eine starke Zunahme ihrer Helligkeit. Da die Sonne so stark anschwillt, werden Planeten verschlungen: erst Merkur, dann Venus. Die Erde bleibt zunächst verschont. Doch ist längst alles Leben auf der Erde durch die große Helligkeit der Sonne erloschen. Mittlerweile ist fast die Hälfte der Sonnenmasse innerhalb der innersten 15.000 km konzentriert. Der Sonnenradius aber beträgt fast 150 Millionen km. Die Sonne ist jetzt etwa 5000-mal heller als heute und ein so genannter Roter Riese. Das Zentrum ist so dicht und heiß, dass Helium zu Kohlenstoff fusioniert werden kann. Diese neue Energiequelle stabilisiert die Sonne zunächst, sie wird wieder kleiner, und schwächer. Die hellblauen Bereiche deuten den frisch erzeugten Kohlenstoff an. Alles biologisches Leben basiert auf Kohlenstoff - hier wird er gemacht. Nachdem das Helium im Zentrum aufgebraucht ist, gewinnt die Sonne ihre Energie in zwei Schalen um den Kern. Wie vorher, wird die Sonne dabei wieder schnell sehr groß und sehr hell. Die Entwicklung der Sonne wird jetzt sehr kompliziert, und findet innerhalb weniger Millionen Jahre statt. Daher lösen wir die Entwicklung der Leuchtkraft jetzt viel höher auf, und gehen in einen sicheren Abstand auf die Umlaufbahn des Uranus. Innerhalb weniger zehntausend Jahre treten starke und regelmäßige Helligkeitsausbrüche auf, verbunden mit immensen Größenänderungen. Auch die Erde wird dabei verschlungen. Die Veränderungen im Inneren sind kaum noch zu verfolgen. Wir beschränken uns daher darauf die regelmäßigen Änderungen in der Leuchtkraft darzustellen. Im Abstand von ca. 100.000 Jahren treten starke Helligkeitsausbrüche auf, in denen die Sonne innerhalb weniger 1.000 Jahre zu einem riesigen Gasballon aufgebläht wird. Auch Mars wird dabei verschluckt. Die Ausbrüche kehren regelmäßig wieder. An der Oberfläche der Sonne weht ein starker Sternwind Materie ins All. Vor allem in der ruhigen Phase verliert die Sonne dabei einen Großteil ihrer Masse. Wegen der kleiner werdenden Masse der Sonne, entfernen sich die Planeten immer weiter von ihr. Am Ende hat die Sonne die Hälfte ihrer Anfangsmasse verloren. Sie kann keine weitere Energie mehr durch Kernfusion gewinnen, und fällt daher langsam zusammen. Übrig bleibt ein Weißer Zwerg, der fast vollständig aus Kohlenstoff und Sauerstoff besteht. Er wird zunehmend dunkler, kühler und kleiner - am Ende vergleichbar mit der Größe der längst verschwundenen Erde. Damit ist das Leben unserer Sonne beendet. Wir sehen hier nochmal die immensen Größenänderung, die unsere Sonne während ihres Lebens durchläuft: Die Sonne heute, als Roter Riese und als Weißer Zwerg. Obwohl kaum größer als unsere Erde, ist sie doch 200.000mal schwerer.
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Ein Stern wird geboren - buchstäblich. Dieses Video führt von den Anfängen eines Sterns als Gas- und Staubwolke bis hin zu seinem Ende. Seien Sie dabei, wenn die Sterne sich gegenseitig verschlingen und Gas und Staub im All verstreuend ihr Leben beenden.