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Grundwissen

Entwicklung der Sonne

Das Wichtigste auf einen Blick

  • Aktuell befindet sich die Sonne im Hauptreihenstadium und ist ein Gelber Zwerg.
  • Durch die Ständige Kernfusion im Inneren wandert die Sonne entlang der Hauptreihe im Hertzsprung-Russel-Diagramm.
  • In etwa 6 Milliarden Jahren wird die Sonne dann zu einem Roten Riesen bis sie schließlich als Weißer Zwerg endet.
Abb. 1 Entwicklung der Sonne von ihrem jetzigen Zustand bis hin zum weißen Zwerg

Die Animation zeigt (nicht maßstabsgerecht) den Lebenslauf unserer Sonne.

Von der Ursonne zum Gelben Zwerg

Die Ursonne (ein Protostern) war zunächst nur eine Verdichtung von Materie in einer Gas- und Staubwolke. Diese Verdichtung zog aufgrund der Gravitation immer weitere Masse aus der Umgebung an und verdichtete sich dabei. In dieser Phase bezog die Ursonne seine Strahlungsleistung noch aus der Kompression des Gases (Luftpumpeneffekt) und dem Einsturz weiterer Masse, jedoch nicht aus einer Kernfusion im Inneren (siehe Energie der Sonne).  Mit dem Einsetzen der Kernfusion im inneren der Sonne nach einigen zehn Millionen Jahren endete diese erste Entwicklungsphase.

Im weiteren Verlauf entwickelte sich die Sonne zu einem Hauptreihenstern und ist dort aktuell bei einem Alter von etwa 4,6 Milliarden Jahren ein Gelber Zwerg mit der Spektralklasse G2.

Vom Haupreihenstern zum Roten Riesen

Durch die Kernfusion wird im inneren der Sonne weiter Wasserstoff zu Helium umgewandelt. Dabei wandert die Sonne im Hertzsprung-Russel-Diagramm langsam entlang der Hauptreihe nach links. Wenn der Wasserstoffvorrat des Sonnenkerns (ca. 10% der Sonnenmasse) in Helium ungewandelt ist, schiebt sich die Zone des "Wasserstoffbrennens" weiter nach außen. Dies wird ab einem Sonnenalter von etwa 11 Milliarden Jahren eintreten.

Die Außenschichten des Sterns werden dabei aufgeheizt und blähen sich auf, wodurch die Oberfläche größer und kühler wird, obwohl die Gesamtstrahlung nicht geringer wird. Der Stern wird zum Roten Riesen, dessen Radius etwa 100 mal so groß ist wie der derzeitige Sonnenradius.
Gleichzeitig verdichtet sich der Kern immer mehr, weil die geringere zentrale Fusionsrate einen geringeren Gasdruck zur Folge hat, der Gravitationsdruck aber nicht nachlässt.
Durch diese Kontraktion heizt sich der Kern auf ca. 100 Millionen Kelvin auf. Bei diesen Temperaturen kann das Helium, was bisher nicht verwertbares Endprodukt der H-Fusion war, zu höheren Elementen, vorallem Kohlenstoff weiter verschmelzen. Das Ende dieser Fusionskette ist beim Eisen erreicht.
Diese höheren Prozesse sind energetisch nicht so ergiebig wie die primäre H-Fusion. Deshalb ist das Riesenstadium mit etwa 600 Millionen Jahren auch wesentlich kürzer als das Hauptreihenstadium (11 Milliarden Jahre).
 

Vom roten Riesen zum Horizontalast

sonnenentw_fixstern_gru_u.png
Abb. 2 Sonnenentwicklung im Diagramm

Steigt während der Riesenphase die Temperatur im Kern an, setzt die Heliumfusion explosionsartig ein. In der darauf folgenden Phase des stabilen Heliumbrennens im Kern und des Wasserstoffbrennens in einer weiter außen liegenden Schale, wandert die Sonne auf den Horizontalast im Hertzsprung-Russell-Diagramm. Dabei durchwandert sie einen Instabilitätsstreifen, der die Sonne vorübergehend zu einem veränderlichen Stern vom Typ RR Lyrae werden lässt. In dieser Phase verändert die Sonne periodisch ihre Größe und auch ihre Leuchtkraft. Ist auch das Helium im Kern erschöpft, dehnt sich wie zuvor beim Wasserstoff die Fusion des Heliums in äußere Schalen aus. Im Kern bilden sich zunehmend Kohlenstoff und Sauerstoff als Reaktionsprodukt. Dabei wird die Sonne erneut zum roten Riesen.

Ende als Weißer Zwerg

ring_nebel_m57.jpg © NASA, ESA and the Hubble Heritage (STScI/AURA)-ESA/Hubble Collaboration
Abb. 3 Der Ringnebel M57 im Sternbild Lyrae, in dessen Zentrum ein weißer Zwerg gut zu sehen ist, in einer Aufnahme des Hubble-Teleskops

Während der erneuten Entwicklung zur roten Riesenstern bläst die Sonne in einer letzten Anstrengung und über mehrere Eruptionen die äußere Hülle weg. Diese meist radialsymmetrisch abgeblasene Materie bildet einen sogenannten Planetarischen Nebel um den sterbenden Stern.

Der heiße, hochverdichtete Kern bleibt als kleiner Reststern übrig und kühlt langsam aus: Ein Weißer Zwerg von ungefähr Erdgröße ist entstanden. Diesen Schicksalsweg wird unsere Sonne in ca. 5 Milliarden Jahren beschreiten.