Die Sonne heute im Vergleich zum roten Riesenstern Aldebaran.
Die Sonne wird als roter Riese eine vergleichbare Größe wie Aldebaran erreichen.
Quelle: Wikimedia Commons File:Aldebaran-Sun comparison de.svg, dort gemeinfrei.
Unsere Sonne gewinnt ihre Energie aus der Kernfusion von Wasserstoff zu Helium. Als Folge der Heliumanreicherung im Zentrum steigt die Leuchtkraft der Sonne langsam aber stetig an.
Wie geht es weiter mit der Sonne, wenn der Wasserstoffvorrat im Zentrum schließlich verbraucht ist? Das wird in etwa 5 Milliarden Jahren der Fall sein. Dann kontrahiert das ausgebrannte Helium-Sonnenzentrum (der sogenannte Heliumkern) zunehmend und heizt sich dabei so lange auf, bis um das Heliumzentrum herum die Kernfusion des dort noch reichlich vorhandenen Wasserstoffs zu Helium einsetzt. Man spricht vom Wasserstoff-Schalenbrennen. Dabei erzeugt die Sonne immer mehr Energie, je mehr das Heliumzentrum kontrahiert und weiter sich die Wasserstoff-Fusionsschale nach außen frisst. Die Sonne entwickelt sich zu einem roten Riesen.
In den folgenden 1,3 Milliarden Jahren wachsen Leuchtkraft und Sonnenradius weiter massiv an: die Leuchtkraft erreicht in etwa 7,7 Milliarden Jahren den Tausendfachen heutigen Wert und die äußeren Schichten blähen sich um das Hundertfache auf, so dass trotz der größeren Leuchtkraft die Temperatur der Sonnenoberfläche abnimmt und das Sonnenlicht rötlich wird.
In etwa 7,7 Milliarden Jahren wird die unglaublich hohe Temperatur von 100 Millionen Kelvin im kontrahierenden Heliumzentrum
überschritten (das heutige Sonnenzentrum hat etwa 15 Millionen Kelvin).
Bei dieser Temperatur zündet die Heliumfusion, bei der Helium zu Kohlenstoff fusioniert.
Zugleich hält auch das Wasserstoff-Schalenbrennen um den nun ebenfalls brennenden Heliumkern
weiter an. Die Sonne schrumpft dabei vom hundertfachen auf nur noch den zehnfachen heutigen Sonnendurchmesser,
ihre Leuchtkraft sinkt vom Tausendfachen auf nur noch den 50-fachen heutigen Wert,
und ihre Oberflächentemperatur erhöht sich.
Aus der roten Riesensonne wird gleichsam eine kleinere weiße Riesensonne
(ein sogenannter Horizontalast-Stern). Für eine gewisse Zeit
pulsiert sie dabei sogar (sie ist dann ein RR-Lyrae-Stern).
Nach nur 100 Millionen Jahren ist auch das Helium im Zentrum verbraucht und in Kohlenstoff und Sauerstoff umgewandelt. Das Kohlenstoff-Sauerstoff-Zentrum kontrahiert bis auf Erd-Größe und entartet. In dem viel dünneren Gas darüber bildet sich eine Helium-Fusionsschale; darüber brennt weiterhin die Wasserstoff-Fusionsschale. Die äußeren Schichten der Sonne blähen sich insgesamt wieder stark auf und kühlen ab. Es entsteht erneut für kurze Zeit (etwa 20 Millionen Jahre) ein roter Riese.
Die Wanderung der Helium-Fusionsschale nach außen lässt die rote Riesensonne schließlich instabil werden. In mehreren heftigen Zuckungen bläst die Sonne große Teile der äußeren Sonnenschichten in den Weltraum hinaus und legt ihren inneren erdgroßen Kern frei. Die sich ausdehnende Gas- und Staubwolke bezeichnet man als planetarischen Nebel, der aber nichts mit Planeten zu tun hat.
Das übrig gebliebene sehr heiße nackte Sonnenzentrum aus Kohlenstoff und Sauerstoff
nennt man einen weißen Zwerg.
Dieser strahlt ein gleißendes bläuliches Licht aus.
Die ausgesendete intensive ultraviolette Strahlung bringt die weggeblasenen
äußeren Sternhüllen zum Leuchten. Der planetarische Nebel erstrahlt in bunten Farben.
Von der Erde aus würde das Wegblasen der äußeren Sonnenhüllen und das Entstehen des weißen Zwerges in etwa 8 Milliarden Jahren ungefähr so aussehen (Zitat von Bruce Balick, siehe z.B. John Baez: Week 223):
Mit dem weißen Zwerg, der einst die Sonne war, geschieht nun nichts Spektakuläres mehr. Er kühlt einfach im Lauf der Zeit immer mehr ab. Nach einigen Milliarden Jahren wird schließlich aus dem weißen Zwerg ein massiver dunkler schwarzer Zwerg werden, der fast kein sichtbares Licht mehr aussendet und für uns damit weitgehend unsichtbar wird. Die Sonne verschwindet damit endgültig als Stern vom Nachthimmel.
last modified on 28 February 2012