Die Sonne geht jeden Tag auf und wieder unter. Seit Milliarden Jahren schon. Und sie sieht immer gleich aus. Aber natürlich ist die Sonne ein dynamischer Himmelskörper, der sich ständig verändert. In jeder Sekunde verliert die Sonne etwa 4 Millionen Tonnen ihrer Masse die in Energie umgewandelt und abgestrahlt werden. 4 Millionen Tonnen sind viel. Aber die Sonne wiegt 2000000000000000000000000000 Tonnen. Das sind zwei Quadrilliarden Tonnen! Die paar Millionen, die da jede Sekunde verschwinden, merkt die Sonne gar nicht. Aber irgendwann, in ferner Zukunft, wird sie sich merklich verändern. Sie wird ein roter Riese werden, dann ein weißer Zwerg. Und was passiert dann mit den Planeten?

Wenn die Sonne sich am Ende ihres Lebens zu einem roten Riesen aufbläht, wird sie große Teile ihrer Masse – wesentlich mehr als 4 Millionen Tonnen pro Sekunde – ins All schleudern. Sie wird ganze Schichten ihrer Atmosphäre abstoßen. Am Ende bleibt nur ihr Kern übrig: die Sonne ist zu einem Weißen Zwerg geworden. Wenn die Sonne Masse verliert, hat das natürlich Einfluss auf die Planeten. Die Masse der Sonne bestimmt wie stark ihre Gravitationswirkung ist. Weniger Masse heißt weniger Gravitationskraft und die Planeten entfernen sich von der Sonne. Wird die Sonne nun aber so viel Masse verlieren, dass die Planeten gar nicht mehr festgehalten werden können? Den Zusammenhang zwischen der Entwicklung der Sonne und der Bewegung der Planeten haben Dimitri Veras und Mark Wyatt von der Uni Cambrige in ihrer Arbeit “The Solar System’s Post-Main Sequence Escape Boundary” untersucht.

Zuerst einmal stellen sie fest, dass sich bis zur Roten-Riesen-Phase der Sonne nicht viel tun wird. Der ganz normale Massenverlust der Sonne hat keine dramatischen Auswirkungen auf die Bewegung der Planeten. Die kleinere Masse der Sonne führt gerade mal zu einer 0,055 prozentigen Vergrößerung der Planetenbahnen. Die Himmelskörper bleiben also im Wesentlichen dort, wo sie jetzt auch sind. Zumindest, was den Einfluss der Sonne angeht. Die gravitativen Störungen der Planeten untereinander können dagegen viel größer sein und die Bahnen können sich auf Zeitskalen von einigen Milliarden Jahren dramatisch ändern – darüber habe ich früher schon mal geschrieben. Es ist also schwer zu sagen, wo sich die Planeten in 5 Milliarden Jahren befinden werden, wenn die Sonne zum roten Riesen wird. Es ist aber durchaus realistisch davon auszugehen, dass sich bis dahin nicht viel tun wird. Immerhin sind auch die letzten paar Milliarden Jahre ohne große Veränderungen abgelaufen.

Wie viel Masse die Sonne in der Endphase ihres Lebens verlieren wird, ist noch nicht ganz klar. Die Details der Sternentwicklung haben wir noch nicht komplett verstanden und es gibt verschiedenen Modelle. So könnte das zum Beispiel aussehen:

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Auf der x-Achse ist die Zeit aufgetragen (in Milliarden Jahren; man sieht nur die Endphase des Lebens der Sonne). Die y-Achse zeigt die Masse der Sonne (in Einheiten der aktuellen Sonnenmasse). Die verschiedenen Kurven stehen für verschiedene Werte eines Parameters η der vom jeweiligen Modell abhängt, das man für die Sternentwicklung verwendet. Bei der Sonne liegt dieser Wert vermutlich irgendwo zwischen 0.4 und 0.8. Die verschiedenen Farben zeigen die Phase an, in der sich die Sonne gerade befindet. RGB steht für “Red giant branch”, die Sonne ist also gerade ein roter Riese. Orange kennzeichnet die Phase, in der die Sonne keinen Wasserstoff mehr im Kern fusioniert sondern Helium. Und in grün/blau wird die Spätphase der Sternentwicklung markiert, wenn die Sonne ein AGB-Stern (“Asymptotic giant branch“) ist. Am Ende hat die Sonne zwar in allen Modellen die gleiche Masse. Aber je nach dem Wert des Parameters η verliert sie den Hauptteil ihrer Masse in der RGB-Phase bzw. der AGB-Phase. Veras und Wyatt haben nun in numerischen Simulationen nachgesehen, wie sich dieser Massenverlust auf die Stabilität der Planeten auswirkt. Wie nah muss ein Himmelskörper sein, damit er trotz des Massenverlustes immer noch an die Sonne gebunden bleibt? Die Ergebnisse fasst diese Grafik zusammen:

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Die x-Achse zeigt den Parameter η, die y-Achse die Entfernung der Planeten von der Sonne (in Einheiten von 1000 AE). Weiß ist der stabile Bereich, rosa der instabile Bereich. Für kleine Werte von η bleibt alles innerhalb von 1000 AE stabil; für größere Werte von η rückt die Stabilitätsgrenze nach außen. Wir können also davon ausgehen, dass alle Planeten auch nach dem Tod der Sonne weiter ihre Runden ziehen werden. Sie sind nah genug an ihr dran, um auch weiter gebunden zu bleiben. Anders sieht es bei den Asteroiden im Kuipergürtel und den Kometen der Oortschen Wolke aus. Die können auch mehr als 1000 AE von der Sonne entfernt sein und die geringe Masse am Ende des Sonnenlebens könnte sie ins All entkommen lassen. Veras und Wyatt haben sich das genauer angesehen. So sieht das zum Beispiel für η=0.3 aus:

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Hier sieht man Objekte, die circa 3000 AE von der Sonne entfernt sind. Man erkennt zwar deutlich, wie sich ihre Bahn ändert, die Ellipsen werden immer größer. Eine genau Analyse zeigt aber, dass sie immer noch gebunden sind. Ganz anders sieht es aus, wenn man Objekte betrachtet, die etwa 10000 AE entfernt sind:

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Hier tut sich schon mehr, die Änderung der Bahnen ist viel stärker und es zeigt sich, dass diese Asteroiden das Sonnensystem tatsächlich verlassen. Veras und Wyatt haben nochmal genau nachgesehen, wie stark der Asteroidenverlust tatsächlich ist. Hier sind ein paar Ergebnisse, für η=0.2 und η=0.5:

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Die x-Achse zeigt die Entfernung der Asteroiden von der Sonne (in Einheiten von 10000 AE), die y-Achse den Prozentsatz, der ins All entkommt. Die verschiedenen Kurven stehen für Asteroiden mit verschiedenen Bahnexzentrizitäten. Blau sind fast kreisförmige Bahnen, gelb und rot sind stark oval. Für kleine Werte von η und stark exzentrische Bahnen kann der Verlust im Kuipergürtel also tatsächlich recht groß sein.

Rein himmelsmechanisch wird der Tod der Sonne also nur die Asteroiden im fernen Kuipergürtel betreffen. Die Planeten werden sie weiterhin umkreisen. Ob die sich aufblähende Sonne die inneren Planeten aber komplett zerstört oder einfach nur zu leblosen, verbrannten Steinkugel reduziert bleibt allerdings offen…

Kommentare (32)

  1. #1 UMa
    19. Januar 2012

    Florian, du hast dich im Text bei allen Entfernungsangaben in AE konsequent um einen Faktor 10 vertan. Also statt 100AE müsste es 1000 AE sein, statt 300 AE 3000AE und statt 1000AE 10000 AE. Die Beschriftung der Achsen der Bilder stimmt dagegen mit dem Paper überein.

  2. #2 Bullet
    19. Januar 2012

    @FF: du schriebst:

    die y-Achse die Entfernung der Planeten von der Sonne (in Einheiten von 100 AE)

    Das Diagramm sagt “10³ AU”. Eine Zeile weiter und fünf Zeilen weiter hast du dann noch zweimal “100”.

  3. #3 Ludger
    19. Januar 2012

    Sehr schön! Eine Frage noch: wie lange wird der Prozess das Aufblähens zum Roten Riesen dauern? Handelt es sich dabei um ein akutes Ereignis oder um einen chronischen Prozess?

  4. #4 Florian Freistetter
    19. Januar 2012

    @Ludger: “wie lange wird der Prozess das Aufblähens zum Roten Riesen dauern? Handelt es sich dabei um ein akutes Ereignis oder um einen chronischen Prozess? “

    Aus Sicht des Sterns: akut. Aus menschlicher Sicht dauert es allerdings schon ein Stückchen. Ein paar hundert Millionen Jahre…

  5. #5 UMa
    19. Januar 2012

    Florian, es steht immer noch zweimal 100AE.
    “Für kleine Werte von η bleibt alles innerhalb von 100 AE stabil;” sollte zu 1000AE werden und “Anders sieht es bei den Asteroiden im Kuipergürtel aus. Die können auch mehr als 100 AE von der Sonne entfernt sein und die geringe Masse am Ende des Sonnenlebens könnte sie ins All entkommen lassen.” würde ich dann vielleicht zu “Anders sieht es bei Objekten in der Oortschen Wolke aus. Die können auch mehr als 1000 AE von der Sonne entfernt sein und der Masseverlust am Ende des Sonnenlebens könnte sie ins All entkommen lassen.” ändern.

  6. #6 Alderamin
    19. Januar 2012

    @Ludger

    Der Wikipedia-Artikel => Roter Riese erklärt die komplexe Entwicklung sehr schön. Wenn man dann noch bedenkt, dass es das, was wir als Tiere und Pflanzen bezeichnen, erst so 600 Millionen Jahre lang gibt, wird man sich bewußt, wie klein und vergänglich wir Menschlein sind.

  7. #7 Boron
    19. Januar 2012

    Was für Eine Größe ist denn η eigentlich? Ich kenn das Formelzeichen nur aus der klassischen Physik und da steht es für den Wirkungsgrad…

  8. #8 Jakob H.
    19. Januar 2012

    @FF: Im letzten Absatz scheibst Du, dass es im Kuipergürtel unbequem wird. Die letzten beiden Diagramme, die das verdeutlichen sollen, beziehen sich laut Überschrift jedoch auf die Oort’sche Wolke.

  9. #9 Bynaus
    19. Januar 2012

    Schöner Artikel zu einem schönen Thema. Ich finde ja eh, dass die letzten 4.5 Mrd Jahre völlig überbewertet sind und die nächsten 7.6 viel zu wenig Beachtung bekommen… :)

    Ein paar kleine Korrekturen: Normalerweise geht man davon aus, dass der Kuipergürtel bei etwa 55-60 AU fertig ist (was die grossen Halbachsen angeht, natürlich, aber um die geht es hier ja). Exoten wie Sedna werden üblicherweise nicht mehr zum Kuipergürtel gezählt. Das spielt aber alles keine Rolle: innerhalb von 1000 AU bleibt offenbar alles beim Alten – das heisst, auch Sedna wird dem Weissen Zwergstern Sonne erhalten bleiben. So sie denn nicht im Roten Riesen Stadium zumindest teilweise verdampft…

    “Immerhin sind auch die letzten paar Milliarden Jahre ohne große Veränderungen abgelaufen.”

    So genau wissen wir das nicht. Klar, auf der Erde hat sich, was himmelsmechanische Veränderungen oder deren Auswirkungen angeht, wohl nicht viel getan (vielleicht mit Ausnahme des späten schweren Bombardements, das aber noch immer nicht direkt nachgewiesen ist, gerade auf der Erde).
    Aber im Prinzip könnte das Sonnensystem in den ersten paar Milliarden Jahren durchaus noch ein paar merkurgrosse Planeten innerhalb der Merkurbahn (oder jenseits der Marsbahn, die wissenschaftliche Version der “Planet V”-Hypothese – nein, er ist nicht zerbrochen und hat den Asteroidengürtel gebildet, aber er hat sich in den interstellaren Raum verabschiedet. Siehe Chambers, 2007, Icarus 189:386) gehabt haben, die dann in die Sonne stürzten oder rausgeworfen wurden. Ich behaupte jetzt natürlich nicht, dass dem so war, aber ausschliessen kann man das meines Wissens nicht.

  10. #10 Florian Freistetter
    19. Januar 2012

    @Bynaus: “Normalerweise geht man davon aus, dass der Kuipergürtel bei etwa 55-60 AU fertig ist”

    Naja, so klar sind die Definitionen nicht. Der äußere Kuipergürtel, die “scattered disk” geht als Übergangszone eigentlich bis zur Oortschen Wolke…

    “Aber im Prinzip könnte das Sonnensystem in den ersten paar Milliarden Jahren durchaus noch ein paar merkurgrosse Planeten innerhalb der Merkurbah”

    Naja, solche Sachen hat es vielleicht kurz nach der Planetenentstehung gegeben. Da gings ordentlich rund. Aber seit dem Late Heavy Bombardement war eigentlich alles ziemlich ruhig. Rein dynamisch ist im inneren Sonnensystem auch gar kein Platz mehr.

  11. #11 UMa
    19. Januar 2012

    “Rein dynamisch ist im inneren Sonnensystem auch gar kein Platz mehr. ”
    Gilt aus auch für innerhalb der Merkurbahn? Z.B. bei a<=0.1AE? Da habe ich meine Zweifel. Exoplaneten sind mit diesen Halbachsen nicht so selten. Wo ist außerdem das Material innerhalb der Merkurbahn geblieben? Vielleicht hatte die Sonne ja mal einen ‘hot Erde/Neptun/Jupiter’ und der ist vor Jahrmilliarden in die Sonne gestürzt?

  12. #12 UMa
    19. Januar 2012

    Statt “a” vor Exoplaneten sollte das heisen:
    “a kleinergleich 0,1 AE? Da bin ich mir nicht so sicher.”

  13. #13 Alexander
    20. Januar 2012

    Oortsche Wolke, laut Wikipedia ca. 100 Milliarden bis 1 Billion Objekte.
    Milchstraße 100 MIlliarden Stern, davon 10% Weiße Zwerge.
    Heißt das, ca. 1 x 10 Exp 21 Objekte schwirren ungebunden durch die Milchstraße, (vorausgesetzt Oortsche Wolken sind reguläres Überbleibsel bei einer Sternentstehung). Wie hoch ist denn dann die Wahrscheinlichkeit, dass so ein Vagabund unser Sonnensystem kreuzt oder gar hier eingefangen wird?

  14. #14 Florian Freistetter
    20. Januar 2012

    Alexander: Die ganzen vagabundierenden Planeten sind nicht wirklich gefährlich: http://www.scienceblogs.de/astrodicticum-simplex/2011/05/sind-die-vagabundierenden-planeten-gefahrlich.php

    Und die Chancen dass uns ein winziger interstellarer Asteroid trifft, sind so klein, dass man sich darüber keine Gedanken machen muss. Das All ist groß und ein Asteroid klein…

  15. #15 Ex-Esoteriker
    20. Januar 2012

    Hallo Florian,

    wenn es also nach dem Tot der Sonne (generell Sternensysteme mit Planeten) mit der Planetendrehung weitergeht, müsste es doch eigentlich auch viele “Tote Planetensysteme” im All geben, wo wir von der Erde aus nur die Sternenreste sehen, aber deren Restplaneten nicht oder?

    Und die Rotation um den Reststern, würden den die Planeten denoch irgendwann mal
    entgültig ihr System verlassen?

  16. #16 Alderamin
    20. Januar 2012

    @Ex-Esoteriker

    wenn es also nach dem Tot der Sonne (generell Sternensysteme mit Planeten) mit der Planetendrehung weitergeht, müsste es doch eigentlich auch viele “Tote Planetensysteme” im All geben, wo wir von der Erde aus nur die Sternenreste sehen, aber deren Restplaneten nicht oder?

    Im allgemeinen sieht man die Exoplaneten bekanntlich nicht direkt, sondern nur ihre Wirkung auf den Stern (Doppler-Wobble, Schwankung der Helligkeit beim Transit).
    Die Sternenreste, sofern sie genug Masse übrigbehalten, um die Planeten nicht zu verlieren (das müsste da wenigstens 1/√(2)* die Ursprungsmasse sein, denn sonst überstiege die ursprüngliche Bahngeschwindigkeit die Fluchtgeschwindigkeit des Sternenrests), werden weiter von ihren Planeten umkreist, ja. Ein weißer Zwerg ist sehr klein (etwa wie die Erde), da sind Transits sehr unwahrscheinlich, aber weiße Zwerge sind nicht unsichtbar und ein Doppler-Wobble müsste nachweisbar sein; allerdings sind die Spektrallinien von weißen Zwergen unter dem hohen Druck auf ihrer Oberfläche verbreitert, da wird es vermutlich schwieriger sein, den Wobble zu erkennen. Ich würde sagen, die Entdeckung von Planeten um einen weißen Zwerg müsste schwieriger sein als um einen normalen Stern.

    Interessanterweise waren jedoch die ersten überhaupt entdeckten Planeten solche, die einen Pulsar umkreisten. Da konnte man den Wobble als periodische Schwankung der Pulsdauer messen. Nun entstehen Pulsare, die höchstens 2,x Sonnenmassen haben können, aus Sternen mit mindestens 10 Sonnenmassen (Supernova Typ II), insofern ist es merkwürdig, dass dieses Objekt überhaupt Planeten hat und die nicht nach der Explosion weggeflogen sind, zumal eine (üblicherweise asymmetrische) Supernova dem Stern meistens auch einen Kick gibt, so dass er selbst davonfliegt. Ich weiß nicht, wie da der letzte Stand ist, aber es wurde mal gemutmaßt, dass sie sich aus den Explosionsresten gebildet haben könnten. Oder es gab gar keine Explosion und der Puksar entstand auf andere Weise.

    Und die Rotation um den Reststern, würden den die Planeten denoch irgendwann mal entgültig ihr System verlassen?

    Nein, wieso? Solange die Masse groß genug ist, die Planeten zu halten, bleiben sie in der Umlaufbahn, und der Sternenrest verliert keine Masse mehr (mal abgesehen von dem Zerstrahlen von Schwarzen Löchern, aber das dauert für ein stellares SL so um die 10^80 Jahre und heutzutage gewinnen Schwarze Löcher durch die Aufnahme von Licht und Hintergrundstrahlung sogar mehr, als sie durch Hawking-Strahlung verlieren).

  17. #17 Masseverlust-Liveanzeige
    23. Januar 2012

    4 Millionen Tonnen in der Sekunde, und das Milliarden Jahre lang, das kann man sich echt nicht vorstellen, hier kann man live sehen, wie schnell das geht:
    http://www.worldwide-datas.com/sonne/

  18. #18 Chris
    25. Januar 2012

    Habe aus reiner Neugier mal nachgerechnet und komme bei gleichbleibendem Verbrauch auf eine Restlaufzeit unserer Sonne von 15.854.895.991.882 Jahren. Wieso wird also immer davon geredet, dass wir “nur” noch 5 Milliarden Jahre haben bis die Sonne kollabiert?

  19. #19 Florian Freistetter
    25. Januar 2012

    @Chris: Naja, der Verbrauch ist aber nicht gleichbleibend. Sternentwicklung ist ein komplexes Thema, da kann mit so einfachen Näherungen nicht weiter kommen.

  20. #20 Alderamin
    25. Januar 2012

    @Chris

    Wow, auf’s Jahr genau :-)

    Ich weiß ja nicht, was Du da gerechnet hast – die Masse der Sonne in Wasserstoff mit der jetzigen Fusionsrate komplett zu Helium umzuwandeln wäre jedenfalls viel zu hoch gegriffen. Tatsächlich muss ja genug Druck vorhanden sein, damit im Kern eine Fusion ablaufen kann. Wenn dort nicht mehr genug Wasserstoff vorhanden ist, schrumpft der Kern und die Fusion verlagert sich in eine Schale, ein wenig nach außen. Irgendwann steigt der Druck im Kern durch dessen Schrumpfung aber so stark an, dass Helium fusioniert, und der plötzliche Druck von innen bläht die Atmosphäre der Sonne zum Roten Riesen auf. Dann war’s das für die Erde. Aber auch dann besteht noch immer der weitaus größte Teil der Sonne aus Wasserstoff.

    In mehreren Pulsen bläst die Sonne dann ihre Hülle weg und wenn der Druck für die Fusion nicht mehr ausreicht, schrumpft sie auf Erdgröße zum Weißen Zwerg zusammen. Die Prozesse sind so komplex, dass Du sie kaum mit dem Taschenrechner lösen können wirst.

  21. #21 Chris
    25. Januar 2012

    Naja, ich hab einfach mal mit den hier angegebenen Zahlen jongliert. 😉
    (Verbrauch pro Seknde mal Anzahl Sekunden im Jahr. Vorhandene Wasserstoffmenge durch Verbrauch im Jahr.)
    Was mich halt irritiert, ist das in allen mehr oder weniger wissenschaftlichen Äußerungen, die ich so gelesen habe die Restlaufzeit von ca. 5 Milliarden angegeben wird, bis die Sonne anfängt zum roten Riesen zu werden (Wiki 4,5 – 5 Milliarden Jahre). Ich komme aber auf eine Zahl von mehr als 15 Trillionen Jahre bis die Energie aufgebraucht ist.
    Könnte es also nicht auch so sein, dass unsere Sonne auch noch die nächsten 200 Milliarden Jahre “normal” vor sich hinscheint? Warum wird eigentlich immer auf diese mehr oder weniger 5 Milliarden Jahre hingewiesen? Gibt es da irgendwo eine Quelle, anhand derer man das etwas besser nachvollziehen kann?

  22. #22 Alderamin
    25. Januar 2012

    @Chris

    Naja, ich hab einfach mal mit den hier angegebenen Zahlen jongliert.

    Eben da liegt das Problem, es wird halt längst nicht alles fusioniert.

    Könnte es also nicht auch so sein, dass unsere Sonne auch noch die nächsten 200 Milliarden Jahre “normal” vor sich hinscheint? Warum wird eigentlich immer auf diese mehr oder weniger 5 Milliarden Jahre hingewiesen? Gibt es da irgendwo eine Quelle, anhand derer man das etwas besser nachvollziehen kann?

    Nein, könnte nicht sein. Das wissen wir zum Beispiel von alten Sternhaufen (sogen. Kugelsternhaufen), wo die Sterne alle gleich alt sind, und die mit der Milchstraße vor rund 12 Milliarden Jahren entstanden. Das “normal” scheinen nennt sich die “Hauptreihenphase” des Sterns: wenn man die Leuchtkraft der Sterne über ihrer Farbe (=Obeflächentemperatur) aufträgt (das nennt sich nach den Erfindern des Diagramms “Hertzsprung-Russell-Diagramm”, HRD), dann bilden die Sterne mit “normaler” Wasserstofffusion eine LInie, die Hauptreihe heißt. Ein roter Riese liegt hingegen nicht auf dieser Hauptreihe, dafür gibt es einen eigene Ast: gemessen an seiner Temperatur erscheint er viel zu hell, weil er so groß ist, also liegt er oberhalb der Hauptreihe auf dem Riesenast.

    Worauf ich hinaus will: Stellt man die Sterne eines Sternhaufens in einem HRD dar, dann knickt die Hauptreihe dort ab, wo Sterne des entsprechenden Alters zu Riesen angeschwollen sind. Und bei den Kugelsternhaufen findet man, dass sonnenähnliche Sterne schon zum Riesenast abgebogen sind, also scheinen sie keine 12 Milliarden Jahre lang auf der Hauptreihe (und auch keine massereicheren Sterne tun dies, die leben noch kürzer). Da die Sonne 4,5 Milliarden Jahre alt ist, hat sie halt noch 5 oder 6 Milliarden Jahre. Man kann die Sternenentwicklung auch theoretisch modellieren und die Modelle dann an konkreten Fällen wie z.B. den Sternhaufen abgleichen.

    Du kannst mal in Wikipedia-Artikeln zum Thema Sterne und Sternentwicklung schmökern, aber am besten besorgst Du Dir ein Buch über Astronomie, in dem das Thema anfängergerecht (mit)behandelt wird. Ich hab’ da keine konkreten Empfehlungen, was ich früher gelesen hatte gibt’s schon lange nicht mehr, aber ich such’ mich Bücher am liebsten in einem großen Buchladen aus, indem ich in ihnen herumblättere und suche, ob sie meine Fragen behandeln.

  23. #23 Bullet
    25. Januar 2012

    Ähm, Chris … die Sonne hat keinen Wasserstofftank, den sie leert … Wasserstoff wird da so lange fusioniert, bis die Konzentration von Wasserstoff zu gering wird, als daß sich diese nur unter extremen Drücken (und damit sind natürlich auch Partialdrücke von H gemeint) aufrechterhaltenbare Reaktion aufrechterhalten läßt. Das bedeutet NICHT, daß dann in der Sonne kein Wasserstoff mehr ist. Ganz im Gegentum. Nur ist dann in der Fusionszone im Kern derselben nicht mehr “genügend” Wasserstoff – was auch immer genügend ist. Wie Florian schon verkündete:

    Sternentwicklung ist ein komplexes Thema, da kann mit so einfachen Näherungen nicht weiter kommen.

    Weiter:

    Gibt es da irgendwo eine Quelle, anhand derer man das etwas besser nachvollziehen kann?

    Aber ja:
    http://de.wikipedia.org/wiki/Stern#Sternentwicklung

  24. #24 Chris
    25. Januar 2012

    Erst einmal Dankeschön, dass Ihr Euch die Mühe macht, mir das zu erklären.
    @alderamin Ich werde mal sehen, ob ich geeignete anfängerfreundliche Literatur finde. Deine Erklärung war jedenfalls schon mal sehr hilfreich.
    @bullet Da habe ich bei Wiki nun schon so viele Artikel über Sterne etc. gelesen, da ist mir dieser wohl durchgerutscht.

    Mich hat halt der gewaltige Unterschied an Jahren stutzig gemacht, deswegen habe ich einfach mal nachgefragt. Nochmals danke.

  25. #25 Bullet
    25. Januar 2012

    Man muß sich eben immer vor Augen halten, daß Sterne keine “gebauten” Objekte sind. Eher so etwas wie magnetischer Müll, der, wenn ein genügend großer Haufen zusammengerutscht ist, von allein anfängt zu brennen.

  26. #26 Bullet
    25. Januar 2012

    hups … das sollte noch weitergehen.

    Daher hat man eben keine saubere Laborumgebung. Ein Irrlicht im Moor brennt auch eine Weile, aber nur weil es irgendwann verlöscht, heißt das nicht, daß kein Brennstoff mehr da ist. Aber jedes brennbare Gas hat eine Flammkonzentration zwischen x% und y%. Drunter brennts nicht, weil zuwenig Brennstoff da ist, drüber brennts nicht, weil zuwenig Sauerstoff da ist. Und Sterne sind nun einmal nicht gesteuert.
    Eben solche Gedankenspiele sind es, die einen manchmal auf die Idee bringen sollten, daß einfache Lösungen nur Näherungen sind.

  27. #27 Chris
    25. Januar 2012

    @Bullet
    Mir war schon klar, dass eine gewisse Dichte vorhanden sein muss, damit es zur Fusion kommt, das hatte ich schon irgendwo gelesen. Ich hatte auch gelesen, was passiert, wenn die Sonne sich Ihrer Lebensdauer (so wie wir sie jetzt kennen) erreicht hat. Wenn ich Zahlen sehe, werde ich halt neugierig und musste einfach nachrechnen. 😉 Und dabei ist mir halt der doch sehr gewaltige Unterschied an Jahren aufgefallen. Ich lese mir jedenfalls gerade den Artikel bei wiki durch und vielleicht finde ich ja auch noch ein Buch, welches einem Laien wie mir die bekannten Grundlagen im Universum verständlich erklärt.

  28. #28 Chris
    25. Januar 2012

    Ich bin übrigens nur durch Zufall über diesen Block gestolpert. Ich habe mich erst so im letzten halben Jahr mal etwas mehr mit dem Thema Astronomie beschäftigt. In meiner Jugend war das alles noch mehr mit Science Fiction vergleichbar. Wenn man sich aber heute mal so anschaut, was man inzwischen so alles herausgefunden hat, dann ist es schon faszinierend was so alles in einem halben Jahrhundert für Entdeckungen gemacht wurden.

  29. #29 UMa
    25. Januar 2012

    @Chris:
    Die 4 Millionen Tonnen pro Sekunde sind nicht der Wasserstoffverbrauch sondern der Masseverlust der Sonne. Es werden pro Sekunde 564 Millionen Tonnen Wasserstoff in 560 Millionen Tonnen Helium umgewandelt. Außderm kann ein Stern ohne Konvektion im Inneren wie die Sonne nur den Wasserstoff im Kern nutzen, die Hülle bleibt ungenutzt.
    http://de.wikipedia.org/wiki/Sonne

  30. #30 Chris
    26. Januar 2012

    Danke UMa, damit komme ich dann schon auf eine weitaus geringere Anzahl an Jahren (113 Mrd.). Das klingt dann schon logischer.

  31. #31 JMatthias
    Osnabrück
    21. Februar 2016

    Eine Frage zur Wissenschafts-Geschichte:
    Die Theorie vom zukünftigen Sterben der Sonne kenne ich seit den 1970er Jahren. Nun wüsste ich gerne, wann sie entstanden ist und wäre über Hinweise, Links und Quellen sehr dankbar!

    Allen hier einen schönen SONNtag 😉 :-)

  32. #32 Florian Freistetter
    21. Februar 2016

    @JMatthias: Was meinst du genau mit der Theorie? Das Ende der Sonne folgt ganz allgemein aus der Theorie der Sternentwicklung. Das ist keine einzelne Theorie die, wie zB die Relativitätstheorie, als ganzes in die Welt geplumpst ist, sondern hat sich kontinuierlich in den letzten Jahrzehnten entwickelt und tut das immer noch. Oder meinst du was anderes?