Etwa 10.000 Lichtjahre entfernt befindet sich im Sternbild Centaurus ein planetarischer Nebel namens NGC 5307. Ein planetarischer Nebel ist der Überrest eines Sterns wie unserer Sonne, wenn er das Ende seines Lebens erreicht hat. Dieses Hubble-Bild von NGC 5307 lässt Sie nicht nur über die Vergangenheit des Sterns nachdenken, sondern auch über die Zukunft unserer eigenen Sonne nachdenken.
Der Prozess des Alterns eines Sterns und des Endes seines Lebens ist eine lange, langsame Geschichte, unterbrochen von Episoden schnellen Wandels. Genau wie NGC 5307 wird unsere Sonne schließlich zu einem roten Riesen, der seine äußeren Gasschichten abwirft. Einige Milliarden Jahre in der Zukunft wird es selbst zu einem weißen Zwerg, der die Gasschichten beleuchtet, die er als planetarischer Nebel vergießt.
Im Moment befindet sich unsere Sonne in der Hauptsequenz. Es schmilzt Wasserstoff in seinem Kern zu Helium. Durch diese Fusion wird eine enorme Menge an Energie freigesetzt, die die Erde erwärmt und das Leben hier am Laufen hält. (Es ist eigentlich nicht die Fusion selbst, die den größten Teil der Wärme erzeugt; es ist die Proton-Proton-Kette.)
Aber ein Stern ist ein Balanceakt zwischen dem äußeren Druck der Fusion und dem inneren Druck seiner eigenen Schwerkraft. Dieses Gleichgewicht wird als hydrostatisches Gleichgewicht bezeichnet und kann nicht ewig dauern.
Jahr für Jahr, Jahrhundert für Jahrhundert, Äon für Äon, verschmilzt die Sonne Wasserstoff zu Helium, setzt Wärme frei und verliert an Masse. Obwohl ein Stern wie unsere Sonne stabil und unveränderlich erscheinen kann, ist nichts in der Natur unveränderlich. Die Sonne schmilzt jede Sekunde etwa 600 Millionen Tonnen Wasserstoff zu Helium und verliert dabei an Masse. Es verliert an Masse, indem es Materie in Energie umwandelt, wie Einsteins E = mc² erklärt.
Das ist eine bedeutende Menge. Tatsächlich hat die Sonne in ihren bisher ungefähr 4,5 Milliarden Lebensjahren eine Menge an Masse verloren, die der Masse des Jupiter ähnelt.
Schließlich wird sich der Balanceakt für immer ändern, da die Sonne genug Masse verliert, dass die innere Kraft ihrer Schwerkraft nicht ausreicht, um die äußere Kraft ihrer Verschmelzung aufzunehmen. Der Stern wird sich zu einem roten Riesen ausdehnen.
Astronomen rechnen damit, dass sich unsere Sonne, wenn sie in etwa 5 Milliarden Jahren zu einem roten Riesen wird, so weit ausdehnen wird, dass Merkur, Venus und wahrscheinlich die Erde verschlungen werden. Im Vorfeld wird die Sonne ungefähr doppelt so hell wie jetzt. Zu diesem Zeitpunkt wird die Erde ungefähr so viel Energie von der Sonne erhalten wie die Venus jetzt. Keine gute Prognose für das Leben.
Nach ihrer roten Riesenphase wird die Sonne ein Subriese. Es wird sich im Laufe einer halben Milliarde Jahre verdoppeln. Dann kommt eine weitere Phase von einer halben Milliarde Jahren, in der sich die Größe wieder verdoppelt und die bis zu zweitausendmal heller wird. Zu diesem Zeitpunkt ist die Sonne nun ein riesiges, helles, bedrohliches Objekt, das rot geworden ist und die inneren Planeten im Sonnensystem verzehrt hat.
Zu diesem Zeitpunkt befindet sich die Sonne auf dem roten Riesenast. Es wird einen Heliumkern haben, der von einer Wasserstoffschicht umgeben ist. Nach Milliarden von Jahren aktiven Lebens wird die Sonne nur noch etwa 100 Millionen Jahre aktiven Lebens haben. Aber es gibt eine Menge Aktivitäten, die auf diese 100 Millionen Jahre komprimiert sind.
Zuerst gibt es den Heliumblitz, bei dem die Sonne 40% ihrer Masse verbrennt. Dazu werden etwa 6% des Heliums in seinem Kern in Kohlenstoff umgewandelt. Das dauert nur ein paar Minuten, eine schockierende Gegenüberstellung zu den Milliarden von Jahren im Leben der Sonne.
Nach dem Verlust dieser Masse schrumpft es auf das 10-fache seiner aktuellen Größe und das 50-fache seiner Leuchtkraft. Zu diesem Zeitpunkt befindet sich die Sonne auf dem horizontalen Ast und wird das Helium in seinem Kern für die nächsten hundert Millionen Jahre weiter verbrennen und etwas größer und leuchtender werden.
Aber jetzt geht der Sonne der Treibstoff aus. Das Helium in seinem Kern wird weiter abgebaut und es verliert mehr Masse. Nichts kann dies verhindern, und die Sonne wird sich wieder ausdehnen, so wie sie es tat, als sie zum ersten Mal in die Phase des roten Riesen eintrat. Diese Erweiterung wird jedoch viel schneller erfolgen.
Die Dinge beschleunigen sich für die Sonne und sie wird zunehmend instabil. Unsere einst unerbittliche Sonne tritt in ihre Endphase ein. Es befindet sich derzeit in der Phase des asymptotischen Riesenzweigs und wird zu Beginn dieser Phase etwa 20 Millionen Jahre verbringen. Es hat einen meist inerten Kern aus Sauerstoff und Kohlenstoff, eine Hülle, in der Helium zu mehr Kohlenstoff verschmilzt, und eine andere Hülle, in der Wasserstoff zu Helium verschmilzt. Es ist viel los.
Es wird in einer Reihe von thermischen Impulsen und Massenverlust konvulsieren. Jeder dieser Impulse dauert nur ungefähr hundert Jahre und in jedem wird sich die Sonne ausdehnen und leuchtender werden. Jeder Puls ist stärker als der vorhergehende, und dieser Zeitraum dauert etwa 100.000 Jahre. Berechnungen zeigen, dass unsere Sonne gegen Ende ihres Lebens wahrscheinlich vier dieser Impulse erfahren wird.
Nachdem die Sonne von diesen Impulsen erschüttert wurde, wird sie sich beruhigen. Die Sonne ist in jeder Hinsicht tot. Oder zumindest im Koma. Die Hülsenfrüchte haben ihre äußeren Schichten verloren und es ist jetzt ein weißer Zwerg. Dieser weiße Zwerg wird nur etwa 50% der ursprünglichen Sonnenmasse enthalten.
Die Sonne ist tot, weil es keine Fusion mehr gibt. Als weißer Zwerg gibt er nur gespeicherte Energie ab. Es besteht aus dicht gepackter elektronendegenerierter Materie und es kann keine Fusion stattfinden.
Aber es scheint immer noch und die Energie, die es abgibt, trifft auf die Gasschichten, die es während seiner thermischen Impulse vergießt, ionisiert das Gas und zündet es an. Unsere Sonne wird dann ein planetarischer Nebel sein. Und das bringt uns zurück zu NGC 5307.
NGC 5307 ist ein Blick auf das Ende des Sonnenlebens. Genau wie NGC 5307 wird unsere Sonne eines Tages in Milliarden von Jahren nur noch ein Überbleibsel ihrer früheren Pracht als lebensspendender Plasmakugel sein. Trotz des Namens des planetarischen Nebels wird es keine Planeten in der Nähe geben. Es wird sie während seiner Erweiterungen zerstört haben. Es wird nur das Gas geben.
Aber auch das Gas wird irgendwann weg sein. Es wird sich vom Stern entfernen und cool sein. Nach ungefähr 10.000 Jahren als planetarischer Nebel wird die ehemalige Sonne Billionen von Jahren lang als schwacher weißer Zwerg bestehen bleiben. Danach wird die Sonne theoretisch ein schwarzer Zwerg. Es wird vollständig abgekühlt sein und keine Energie abgeben. Dies ist theoretisch, da keine schwarzen Zwerge beobachtet wurden. Tatsächlich dauert es länger, bis sich ein Stern zu diesem hypothetischen Zustand des Schwarzen Zwergs entwickelt hat, als das Zeitalter des Universums selbst bisher.
Das aus dem Planetennebel ausgestoßene Gas spielt noch eine Rolle. Während des Chaos in den letzten Entwicklungsstadien der Sonne wurden durch Sternnukleosynthese Elemente erzeugt, die schwerer als Wasserstoff und Helium sind. Diese Elemente, in der Astronomie Metalle genannt, werden in den Weltraum geschickt und in einem anderen Sternentstehungsprozess aufgenommen. Sie werden den nächsten Stern bereichern, der geboren werden soll, und die nächsten Planeten, die sich um diesen zukünftigen Stern bilden könnten.
Der Name Planetennebel ist eine Fehlbezeichnung aus früheren Tagen in der Astronomie. Sie sind in keiner Weise mit Planeten verwandt. Aber einige der ersten Beobachter dieser Sternreste mit den damals zur Verfügung stehenden Teleskopen sahen die abgerundeten Formen und nahmen an, dass es sich um Planeten handelte.
Jetzt wissen wir, dass das nicht stimmt. Wir erkennen sie jetzt als das, was sie sind. Jeder dieser Nebel ist wie eine Momentaufnahme, die die Milliarden von Jahren zusammenfasst, die benötigt wurden, um diesen Zustand zu erreichen. Und obwohl es (wahrscheinlich) niemals von menschlichen Augen beobachtet wird, ist dies das Schicksal unserer Sonne.
Hinweis für die Leser:
Es gibt eine enorme Menge an Details im Leben und im späteren Tod eines Sterns. Wenn wir so etwas wie "Verschmelzen von Wasserstoff zu Helium setzt Wärme frei" sagen, steckt viel mehr dahinter und viel mehr, als in einen Artikel passen kann.
Wenn Sie mehr über Sterne erfahren möchten, empfehle ich „Das Leben und der Tod der Sterne“ (2013) von Kenneth R. Lang. Lang ist Professor für Astronomie an der Tufts University und erklärt hervorragend alle herausragenden Dinge.
Mehr:
- Pressemitteilung der NASA: Hubble zeigt die letzten Lebensabschnitte eines Sterns
- Space Magazine Video: Warum expandieren rote Riesen?
- Space Magazine: Arten von Sternen
- Wikipedia: Sonne
- Wikipedia: Weißer Zwerg
- Wikipedia: Planetarischer Nebel
