Der Tod der Sonne

Wie die Sonne zu einem Roten Riesen anschwillt und dann als Weißer Zwerg verblasst

Schritt für Schritt

Die Sonne heute

Die Sonne ist 4,6 Milliarden Jahre alt, etwa in der Mitte ihres Lebens. Jede Sekunde verwandelt ihr Kern rund 600 Millionen Tonnen Wasserstoff in Helium, und die dabei frei werdende Energie lässt sie leuchten.

Tief im Kern, bei etwa 15 Millionen °C, prallen Wasserstoffkerne aufeinander und verschmelzen zu Helium. Jedes Mal geht ein wenig Masse verloren und wird zu Energie, wie es Einsteins E = mc² besagt: etwa vier Millionen Tonnen pro Sekunde. Diese Energie braucht viele Tausend Jahre, um sich bis zur sichtbaren Oberfläche durchzuarbeiten.

Niemand kann Milliarden Jahre warten, um einen Stern altern zu sehen, aber das muss auch niemand. Der Himmel ist voller Sterne mit etwa der Masse der Sonne, ertappt in jeder Lebensphase, von neugeboren bis tot. Computermodelle davon, wie Sterne funktionieren, an allen diesen geprüft, erzählen die folgende Geschichte.

Die Größen, Temperaturen und Zeitpunkte hier stammen aus einem solchen Modell der Sonne von Klaus-Peter Schröder und Robert Connon Smith, das sie verfolgt, bis sie die letzte ihrer äußeren Schichten abgestoßen hat.

Heller und heller

Während sich Helium in ihrem Kern ansammelt, wird die Sonne langsam heller, um etwa 10 % pro Milliarde Jahre. In etwa einer Milliarde Jahren reicht das, um die Ozeane der Erde verdampfen zu lassen.

Helium, die Asche des Sonnenfeuers, sammelt sich im Kern an. Das presst den Kern stärker zusammen und heizt ihn auf, sodass Wasserstoff schneller verschmilzt und die Sonne heller strahlt. Bei ihrer Geburt leuchtete sie nur etwa 70 % so hell wie heute.

Der grüne Ring ist die lebensfreundliche Zone, in der ein Planet wie die Erde flüssiges Wasser halten könnte. Wird die Sonne heller, wandert der Ring nach außen. In etwa einer Milliarde Jahren zieht sein innerer Rand an der Erde vorbei: Die Luft füllt sich mit Wasserdampf, der mehr Wärme zurückhält, und die Ozeane beginnen zu verdampfen. Hoch in der Luft spaltet das Sonnenlicht das Wasser, und sein Wasserstoff entweicht ins All.

Am Ende dieser Phase, in etwa 5,4 Milliarden Jahren, wird die Sonne fast doppelt so hell sein wie heute, und die lebensfreundliche Zone wird bis zur Marsbahn hinausgewandert sein.

Der Kern ist aufgebraucht

In etwa 5,4 Milliarden Jahren ist der Wasserstoff im Kern verbraucht. Der Kern schrumpft und heizt sich auf, Wasserstoff brennt in einer Schale um ihn weiter, und die äußeren Schichten der Sonne beginnen anzuschwellen.

Ohne Brennstoff in der Mitte kann sich der Heliumkern nicht mehr halten und beginnt zu schrumpfen. Das Zusammenpressen heizt ihn auf, und die Hitze entzündet Wasserstoff in einer dünnen Schale um ihn, die schneller brennt als der Kern es je tat.

Die zusätzliche Energie drückt die äußeren Schichten der Sonne nach außen. Sie kühlen beim Ausdehnen ab, und die Sonne färbt sich von gelblich-weiß zu orange. Der gestrichelte Kreis zeigt ihre heutige Größe.

Jeder Stern erreicht diesen Punkt, wenn der Wasserstoff in seinem Kern aufgebraucht ist, und je schwerer der Stern, desto früher. Ein Stern mit doppelter Sonnenmasse kommt in etwa einer Milliarde Jahren hierher; die kleinsten Roten Zwerge werden Billionen Jahre lang leuchten, weit länger, als das Universum bisher existiert.

Ein Roter Riese

Die Schwerkraft an ihrer Oberfläche wird etwa hunderttausendmal schwächer sein als heute. Dort steigt brodelndes Gas in wenigen riesigen Zellen auf, jede fast so breit wie der Abstand zwischen Erde und Sonne. 2017 sah das VLT-Teleskop in Chile solche Zellen auf dem Roten Riesen π¹ Gruis.

So schwach gehalten, weht die Oberfläche leicht davon. Ein starker Wind trägt ein Drittel der Sonnenmasse fort, bevor sie ihre größte Ausdehnung erreicht. Da weniger Masse an ihnen zieht, weiten sich die Bahnen der Planeten.

Das Schicksal der Erde

Lange davor wird die Erde eine versengte, geschmolzene Welt sein: Sobald die Sonne tausendmal heller ist als heute, reicht die Hitze auf der Erde aus, um Gestein zu schmelzen.

Ein Planet nahe an einem Riesenstern hebt auf ihm eine Beule, so wie der Mond Gezeiten in den Ozeanen der Erde hebt. Der Zug dieser Beule bremst den Planeten, und er stürzt spiralförmig nach innen. In Schröders und Smiths Modell gewinnt das gegen das Weiten der Erdbahn, und die Erde wird eine Million Jahre nach der Venus verschluckt.

Andere Modelle mit anderem Massenverlust lassen die Erde auf einer weiteren Bahn entkommen. Es ist ein knappes Rennen, und die Antwort hängt davon ab, wie Riesen ihre Masse verlieren, was noch gemessen wird.

Der Heliumblitz

An der Spitze erreicht der Kern etwa 100 Millionen °C, und sein Helium beginnt auf einmal zu verschmelzen, in einem Blitz. Dann schrumpft die Sonne auf etwa das Elffache ihrer heutigen Größe und brennt über hundert Millionen Jahre lang Helium.

Helium braucht etwa 100 Millionen °C, um zu Kohlenstoff und Sauerstoff zu verschmelzen. Inzwischen ist der Heliumkern der Sonne so dicht gepackt, dass er sich beim Erhitzen nicht ausdehnt und abkühlt, wie es ein Gas täte. Sobald Helium also zu verschmelzen beginnt, läuft es davon: Für einige Sekunden erzeugt der Kern etwa so viel Energie wie eine ganze Galaxie.

Nichts davon dringt nach außen. Die Energie lockert den Kern, und an der Oberfläche zeigt sich nichts. Dann brennt der Kern sein Helium ruhig, und die Sonne kommt zur Ruhe, viel kleiner als als Roter Riese, aber noch etwa 50-mal so hell wie heute.

Sterne in dieser Phase sind häufig. In Diagrammen der Farben und Helligkeiten von Sternen sammeln sie sich in einem Klumpen, oder sie reihen sich in alten Sternhaufen in ein Band, das Astronomen den Horizontalast nennen.

Wieder ein Riese

Wenn auch das Helium im Kern verbraucht ist, schwillt die Sonne erneut zu einem Riesen an, nun um einen Kern aus Kohlenstoff und Sauerstoff. Etwa alle hunderttausend Jahre flammen ihre brennenden Schalen auf, und sie stößt ihre äußeren Schichten ab.

Jetzt brennt Helium in einer Schale um den Kern aus Kohlenstoff und Sauerstoff und Wasserstoff in einer weiteren Schale darüber. Die beiden wechseln sich ab: Die Wasserstoffschale häuft Helium an, bis die Heliumschale aufflammt, ein thermischer Puls, und danach beruhigt sich alles wieder.

Diesmal wächst die Sonne auf etwa das 180-Fache ihrer heutigen Größe, weniger als als Roter Riese, sodass Mars und die Planeten dahinter verschont bleiben. Sie verliert fast ein Fünftel ihrer restlichen Masse in einem langsamen Wind aus Gas und Staub.

Sterbende Riesen wie dieser sind in Hüllen aus Gas und Staub gehüllt. Um den Roten Riesen R Sculptoris hat das ALMA-Teleskop eine Hülle gesehen, die bei einem solchen Puls abgestoßen wurde. Ein großer Teil des Staubs in unserer Galaxie entstand in solchen Winden.

Eine leuchtende Wolke

Planetarische Nebel haben nichts mit Planeten zu tun: In frühen Teleskopen wirkten sie rund, wie Planeten. In unserer Galaxie kennt man Tausende, jeder der letzte Atemzug eines Sterns wie der Sonne.

Der freigelegte Kern strahlt vor allem ultraviolettes Licht, das den Atomen im Gas Elektronen entreißt. Wenn die Atome wieder Elektronen einfangen, leuchtet jedes Element in seinen eigenen Farben: Sauerstoff blaugrün nahe am heißen Kern, Wasserstoff und Stickstoff weiter außen rot. Die Farben hier folgen diesem Muster, wie bei echten Nebeln.

Lange dachten Astronomen, ein so leichter Stern wie die Sonne könne keinen sichtbaren Nebel bilden: Sein Kern würde sich zu langsam aufheizen, und das Gas würde davontreiben, bevor es leuchtet. Neuere Modelle von 2018 zeigen, dass er sich schnell genug aufheizt. Der Nebel der Sonne wird lichtschwach sein, aber hell genug, um aus anderen Galaxien gesehen zu werden.

Das Gas fliegt mit einigen zehn Kilometern pro Sekunde nach außen. Nach etwa 10.000 Jahren ist es zu dünn, um zu leuchten, und treibt in die Galaxie hinaus, wo es eines Tages Teil neuer Sterne und Planeten werden könnte.

Ein Weißer Zwerg

Ein Weißer Zwerg ist so dicht, dass ein Teelöffel davon etwa so viel wöge wie ein Auto. Nichts hält ihn aufrecht außer seinen Elektronen: So dicht gepackt, wie die Natur es erlaubt, wehren sie sich dagegen, noch enger zusammengedrückt zu werden.

Was Elektronen tragen können, hat eine Grenze. Kein Weißer Zwerg kann schwerer sein als etwa 1,4 Sonnen: Darüber geben sogar sie nach, und der Stern stürzt weiter in sich zusammen.

Sirius B, der Begleiter des hellsten Sterns am Nachthimmel, ist ein solcher Weißer Zwerg, etwa so schwer wie die Sonne und kleiner als die Erde.

Langsames Verblassen

Die überlebenden Planeten umkreisen den Weißen Zwerg auf Bahnen, die fast doppelt so weit sind wie heute. Über Milliarden Jahre kühlt er ab und verblasst. Kein Weißer Zwerg im Universum hatte bisher Zeit, dunkel zu werden.

Ein Weißer Zwerg leuchtet nur noch mit der Wärme, die ihm geblieben ist. Anfangs kühlt er schnell ab, dann immer langsamer. Die ältesten bekannten Weißen Zwerge kühlen seit etwa zehn Milliarden Jahren ab und glühen noch schwach. Bis zu einem kalten, dunklen Schwarzen Zwerg würde es weit länger dauern, als das Universum bisher existiert.

Auf viele Weiße Zwerge fällt Gesteinsstaub, die Trümmer ihrer Asteroiden und Planeten. Manche haben noch Planeten: 2020 wurde ein Planet von der Größe Jupiters entdeckt, der den Weißen Zwerg WD 1856+534 umkreist.