Die Vergangenheit und die Zukunft unserer Sonne
Unsere Milchstraße ist voll von Materiewolken, die sichtbares Licht nicht durchlassen. Man sieht diese Wolken in einer klaren Nacht als dunkles Band, das den Sternenteppich der Milchstraße durchteilt. Meist tief im Inneren dieser Wolken befinden sich die Geburtsstätten der Sterne. Man nimmt an, daß vielleicht knapp 20% der sichtbaren Materie der Milchstraßenmasse aus Gas- Staub- und Molekülwolken besteht.
Erst seit 1945 mit der Entwicklung der Radioastronomie wurde es so langsam möglich, in diese Wolken "hineinzusehen".
Hier eine typische Molekülwolke im CarinaNebel: (Carina Nebel)
Solche interstellare Molekülwolken verteilen sich überall in der Milchstraße, doch hauptsächlich in den Spiralarmen. Es gibt sie in allen Größen und sie können so riesig sein, daß sie Material für hunderttausende bis Millionen von Sternen beinhalten.
Diese Wolken bestehen zu ungefähr 70% aus Wasserstoffmolekülen H2 , daher der Name.
Neutrale Wasserstoffmoleküle lassen sich nicht beobachten und so sind es dann andere chemische Verbindungen wie Ammoniak und Methylalkohol, die bei ganz bestimmten Radiofrequenzen durch ihre Intensität Aufschlüsse über Dichte und Temperatur im Inneren der Wolke geben können. Und heutzutage mit den Infrarot Weltraumteleskopen geht das alles noch viel besser, weil Kohlenmonoxid, das zweithäufigste Molekül in den Wolken, Infrarotstrahlen aussendet.
Die Temperatur ist sehr wichtig. Heiße Wolken können sich nicht verdichten, weil es da ja sehr turbulent zugeht. Daher je kälter, desto besser. Das alles ist heute Gegenstand für Forschung und Simulationen und man kann sagen, je ruhiger die Materie sich verhält, desto mehr nimmt die Gravitation überhand. Typischerweise herrscht dort eine Temperatur von 7-15 Grad Kelvin, und so beschreibt es ein Heidelberger Astrophysiker: "Wir haben daher unsere Vorhersage mit Beobachtungen von Gaswolken in der Milchstraße verglichen und hervorragende Übereinstimmung mit deren statistischen Eigenschaften erhalten. Die Simulationen liefern aus Sicht der Wissenschaftler wichtige quantitative Informationen für zukünftige turbulenzregulierte Modelle der Sternentstehung."
Und was die Dichte betrifft, sind die Wolken normalerweise so dünn, wie wir technisch auf Erden kein Vakuum herstellen können. Im Mittel ist die Dichte ca 100 H2 Moleküle per cm³. Das muß man aber vergleichen mit der normalen Materieverteilung zwischen den Sternen, wo gerade mal ein Atom/cm³ vorkommen kann.
Es gibt sogar Theorien, daß unsere Sonne auf ihrer Bahn solche Molekülwolken durchquert hat, was verantwortlich sein könnte für die langwährenden Totalvereisungen unserer Erde vor Milliarden Jahren.
Früher nahm man an, daß Sterne vorzugsweise in sphärischen Wolken geboren werden, was aber nicht stimmt. Im Prinzip können Materieansammlungen aussehen wie auch immer. Ein typischer Geburtsplatz für Sterne ist aber meist eine langgestreckte Molekülwolke und der Vorgang ist dann ungefähr folgender:
1. Es bilden sich ganz automatisch Verdichtungen, die wie eine Perlenkette in der Wolke liegen. Dafür verantwortlich sind Turbulenzen und Gravitation. Auch können schon befindliche Sterne das Material mit ihren Sternenwinden zusammendrücken. In diesen sogenannten Wolkenkernen ist die Dichte jetzt schon einige hunderttausende Wasserstoffmoleküle per cm³.
2. Gleichzeitig sorgen Magnetfelder, die die Wolken durchziehen, dafür, daß die unvermeidliche Erhöhung der Rotation abgebremst wird.
3. Jetzt werden diese Wolkenkerne langsam so dicht, daß die sich entwickelnde Wärme nicht mehr entweichen kann und sie sich aufstaut. Das wäre dann ein nicht zu schnell rotierender Protostern.
4. Wenn dieser Protostern jetzt in der Lage ist weitere Materie anzuziehen, erhöht sich die Dichte und die Temperaturen steigen, bis die ersten Kernreaktionen einsetzen können. Damit wäre ein neuer Stern geboren.
5. So ein Stern sammelt dann weiter Gas ein, soweit vorhanden. Die Rotation bewirkt, daß sich eine Materiescheibe um ihn herum ausbildet und mit zunehmender Strahlung fängt er an, einfallendes Gas bipolar in die Umgebung hinaus zu blasen. Die um den Stern rotierende Materiescheibe stabilisiert sich. Sie ist dann ziemlich beständig und es können sich Planeten bilden.
6. "Fertig" im Sinne unserer Sonne ist der Stern dann erst, wenn er seine Umgebung "sauber" geblasen hat.
Das ist jetzt eine einfache Beschreibung. Es kann aber auch weit komplizierter zugehen, wie immer, wenn man alles eingehender untersucht. Sterne gibt es in unterschiedlichen Größen, Anzahl, Alter, Kombinationen usw. Über die Größen ist man sich so ziemlich im Klaren, Alter auch. Anzahl dagegen ist eine beinahe unmögliche Aufgabe.
Unsere Sonne ist ja ein ziemlich gewöhnlicher Stern in der Milchstraße. Wenn es von ihrer Sorte vielleicht eine Milliarde gibt, ist das schon eine ganze Menge. Sie gehört der Klasse der Gelben Zwerge an. Für Sterne, die leichter und viel leichter sind, kann man ohne weiteres annehmen, daß sie auch viel zahlreicher sind. So ergeben die neuesten Untersuchungen, daß es mehr als 100 Milliarden Braune Zwerge in der Milchstraße gibt und daß Rote Zwerge den Hauptteil aller Sterne überhaupt ausmachen.
Da ist auch viel Gerate dabei, aber weil man anfängt in die Sternenstuben hineingucken zu können, kann man auch mehr und mehr Aufschlüsse über Sternentypen und Anzahl der Sterne bekommen.
Ganz besonders interessant dabei ist die Aufwertung der Anzahl von Roten Zwergen, weil die von Billionen und aber Billionen erdähnlichen Planeten in habitablen Zonen umkreist sein können.
Die Sonne aber ist ein Gelber Zwerg und da kann man sich ja fragen, warum "gelb" und warum "Zwerg"?
Für uns ist sie riesig, aber verglichen mit zB Stephenson 2-18, einem roten Überriesen in 20.000 LJ Entfernung, ist sie ganz winzig. Der hat 2158 mal den Sonnendurchmesser und eine Strahlungsleistung 440.000 mal heller und hätte auch unseren Jupiter mit gutem Marginal geschluckt.
Und wenn es nach dem "Gewicht" geht, so gibt es einen Stern in der Großen Magellanschen Wolke, der R136a1 heißt und 265+80-35 Sonnenmassen Materie beinhaltet. Der ist gerade mal eine Millionen Jahre alt, stabil, strahlt 10 Millionen mal heller als die Sonne und man vermutet daß er anfangs 320 mal so schwer wie die Sonne war. Die Differenz hat er weggestrahlt oder als Materie ins Weltall gepustet. Solche Zahlenangaben aber können sich ändern.
Und was jetzt das "Gelb" betrifft, so sagt die Bezeichnung Gelber Zwerg etwas über die Energieabstrahlung dieser Sterne aus. Gelbe Zwerge strahlen das meiste Licht im mittleren Bereich des sichtbaren Spektrums, also im gelb-grünen Bereich, was wir aber bei unserer Sonne meist nicht sehen können.
Die Sonne zündete ihre Fusionen vor gut 4,5 Milliarden Jahren. Damals war sie 1/10 kleiner, ein knappes Drittel schwächer und ca 200 Grad kühler. Ihre bisherige Lebenszeit betrachtend kann man sie als sehr stabil bezeichnen. Auf der Erde gibt es eine ganze Menge Hinweise auf die verschiedenen Eigenschaften der jungen Sonne, wenn man die Fossilienbestände untersucht - halt eben, wie sich das Sonnenlicht auf das Leben auswirkt und ausgewirkt hat. Diese Hinweise bestätigen weitgehend die Tatsache, daß sich die Sonne im Laufe des Lebens auf der Erde stetig, wenn auch langsam, entwickelt hat. Und weiter entwickeln wird sie sich. (Weiter hier)
