Frost oder Flammen: Den letzten schönen Tagen folgt höllische Hitze. Dann stürzt die Erde in die sterbende Sonne – oder in die ewigkalte Nacht.
„Die ewig jugendliche Sonne” (Friedrich Hölderlin) ist ein beliebtes Thema der Dichter. Doch die Energiequelle der Sterne ist nicht unerschöpflich. Die Verschmelzung leichter Elemente zu schwereren, aus der die Sterne ihre Energie bezieht, währt nicht in alle Ewigkeit. Dadurch ändert sich die Zusammensetzung der Sterne, und sie werden zunehmend heißer. So auch die Sonne: Ihre Leuchtkraft wird sich in der nächsten Jahrmilliarde um zehn Prozent verstärken und sich in 6,5 Milliarden Jahren sogar mehr als verdoppeln
Das ist das Todesurteil für alles Leben auf der Erde: Unser Planet wird gleichsam sterilisiert, bis sich sogar die Atmosphäre auflöst und teilweise ins All entweicht (siehe nächster Beitrag: „ Finale für das Leben”).
Das weitere Schicksal der Erde ist fraglich. Im Grunde gilt bis heute das alte Diktum, dem der amerikanische Dichter Robert Frost schon 1923 seine Verse „Feuer und Eis” widmete: „Die einen sagen, die Welt wird im Feuer enden, / Die anderen sagen, im Eis.”
Was geschieht mit den Planeten, wenn sich die sterbende Sonne in rund sieben Milliarden Jahren zweimal zum Roten Riesen aufbläht, bevor sie zu einem Zwergstern zusammenstürzt? Merkur, der sonnennächste Trabant, hat keine Chance. Er wird schon während des ersten Riesenstadiums, bei dem sich die Sonne bis über die heutige Venusbahn ausdehnt, verschluckt. Der kleine Planet verdampft sofort. Ob die Sonne auch Venus und Erde verschlingen wird, oder ob ihr feuriger Atem sie gerade noch verschont, hängt davon ab, wann, wie und wie schnell sie einen Großteil ihrer Masse ins All bläst. Der Massenverlust richtet sich nach Größe, Masse, Leuchtkraft und Zusammensetzung des sterbenden Sterns.
„Wir wissen, daß Sterne wie die Sonne als Roter Riese rund 40 Prozent ihrer Masse verlieren. Es war aber bislang unklar, ob die Masse nur allmählich abgegeben wird, über Millionen von Jahren, oder relativ abrupt, während der letzten 10000 oder 100000 Jahre. Und dies ist der entscheidende Unterschied”, sagt Lee Anne Willson von der Iowa State University in Ames, die zusammen mit George H. Bowen seit über zwei Jahrzehnten den Massenverlust alter Sterne erforscht.
Fest steht, daß die Erde dem Feuertod entkommt, wenn die Sonne relativ früh viel Masse abstößt. Dann nimmt die Schwerkraft des Sterns nämlich ab und die Bahnen der Planeten erweitern sich entsprechend: Bei einem Massenverlust von 40 Prozent würde die Erdbahn sich beispielsweise um zwei Drittel ihres gegenwärtigen Radius vergrößern, also von heute 150 auf dann 250 Millionen Kilometer. Das würde ausreichen, um den Fängen der Roten Riesensonne zu entgehen. Davon gingen
I.-Juliana Sackmann vom California Institute of Technology in Pasadena und ihre Mitarbeiter noch aus, als sie 1993 die künftige Entwicklung der Sonne sehr genau berechneten. Ihrem favorisierten Modell zufolge verliert die Sonne zunächst nur knapp ein Drittel ihrer Masse als Roter Riese, und zwar relativ langsam. Das würde ausreichen, um die Bahnen von Venus und Erde beim ersten Riesenstadium auf 1 und 1,4 AE, beim zweiten auf 1,22 und 1,69 AE und zuletzt sogar auf 1,34 und 1,85 AE zu vergrößern (eine Astronomische Einheit, AE, ist die mittlere Entfernung von Erde und Sonne: 149,6 Millionen Kilometer). „Bei ihrer größten Ausdehnung hat die Sonne einen Radius vom 213fachen ihres heutigen Halbmessers und reicht damit gerade an die Erdbahn heran. Doch aufgrund des kontinuierlichen Massenverlusts der Sonne haben sich die Planeten hinreichend weit von ihr entfernt, so daß nicht einmal die Venus verschlungen wird”, schrieben die Forscher. Sie räumten zugleich ein, daß bei einer anderen Wahl der Parameter Venus und Erde dem Flammentod nicht entrinnen.
Auch die neuen Berechnungen von Willson und Bowen sprechen für ein solches feuriges Finale. Beobachtungen anderer Roter Riesen und Computermodelle des Massenverlusts machen es wahrscheinlich, daß die meiste Materie erst verhältnismäßig spät und plötzlich ins All entweicht. „In ungefähr sieben Milliarden Jahren wird die Sonne hell und groß genug sein, um zuerst den Merkur und dann die Venus zu verschlingen. Dies geschieht am Ende des ersten Roten Riesen-Stadiums, einer Episode, die nur wenige Millionen Jahre dauert”, ist Lee Anne Willson überzeugt. „Nach 100 Millionen Jahren schwillt die Sonne kurzfristig wieder stark an und bedroht die Erde. Die Sonne wird über die Erdbahn hinaus expandieren, bevor sie genug Masse verliert, damit die Erde entkommen kann”, lautet das Fazit der Astrophysikerin. „Wahrscheinlich wird sie die Erde sogar ein paar Jahrhunderte lang einhüllen, sich dann zurückziehen und sie noch einmal freigeben, bevor sie sie verschlingt.”
Vor dem Exitus der Erde kommt das Ende des Mondes. Durch die Reibung der Gezeiten verliert seine Bahn schon seit langem Energie. Dadurch verlangsamt sich zum einen seine Eigendrehung und zum anderen entfernt er sich allmählich von der Erde. Auch deren Rotation nimmt ab, die Tage werden immer länger. In sieben Milliarden Jahren drehen sich beide Himmelskörper synchron und zeigen sich immer dieselbe Seite: Ein Monat wird dann so lange dauern wie ein Tag – 47 heutige Tage. Doch sobald Erde und Mond in die Außenbezirke des Roten Riesen geraten, wird der Mond durch das dünne Gas stärker gebremst als die Erde. Dadurch schrumpft seine Umlaufbahn wieder. Schließlich kommt er der Erde so nahe, daß er von ihrem Gravitationsfeld in Stücke gerissen wird. Diese Trümmer prasseln als kosmische Bomben auf die Erde und schlagen riesige Krater in deren immer heißer werdende Oberfläche.
Viel Zeit bleibt dann nicht mehr. Die Reibung der Sonnenatmosphäre raubt der Erde Energie, so daß ihre Bahn spiralförmig immer weiter in die Sonne führt. Zuerst verdampft das Gestein der Erdkruste, dann beginnt sich der Erdmantel aufzulösen und nach wenigen Jahrzehnten ist der einstige Blaue Planet verglüht. Nur marginale Spuren zeugen dann noch von ihm: Der Metallgehalt der äußeren Sonnenhülle wird etwa 0,01 Prozent höher sein als zuvor.
Eine Chance hätte die Erde nur, wenn die Sonne über einen langen Zeitraum 40 bis 50 Prozent ihrer Masse verliert oder wenn der abrupte solare Massenverlust 20 Prozent nicht übersteigt. Da sich dies vorläufig nicht ausschließen läßt, kann eine definitive Grabrede noch nicht formuliert werden. Die größte Unsicherheit, so Willson, ist das Verhalten der Sonne beim Helium-Flash. Dann sind ihre Zentraltemperaturen so hoch, daß die „Asche” aus Helium zündet und zu schwereren Elementen fusioniert. Vom Verlauf dieser Detonationen hängt der Massenverlust ab.
„Selbst nach jahrzehntelangen sehr erfolgreichen Forschungen in der Theorie der Sternentwicklung ist die Antwort auf die fundamentale Frage nach dem Schicksal der Erde noch immer: Wir wissen es nicht”, resümiert Fred Rasio vom Massachusetts Institute of Technology. Deshalb ist es wichtig, auch andere Hypothesen im Blick zu haben: Eine – unwahrscheinliche – Möglichkeit wäre, daß eine bizarre Leiche unseres Planeten die feurige Attacke übersteht: Wenn die lohenden Flammen des Roten Riesen nur Erdatmosphäre, -kruste und -mantel verdampfen würden, bliebe der nackte Erdkern aus Nickel und Eisen übrig. Er würde allmählich erkalten und als dunkler Metallklumpen die zum Weißen Zwerg geschrumpfte Sonne umrunden.
Ein Blick auf eine solche mögliche Zukunft gewährt vielleicht der 65 Lichtjahre entfernte Weiße Zwerg GD356 im Sternbild Drache. Sein Licht ist aus bislang unerklärlichen Gründen polarisiert – es schwingt nur in einer Ebene. Jianke Li, Lilia Ferrario und Dayal Wickramasinghe von der Australian National University haben kürzlich vorgeschlagen, daß die polarisierte Strahlung von Wasserstoff-Atomen an den Polen des Sterns emittiert wird. Vielleicht, so spekulieren die Wissenschaftler, werden diese Wasserstoff-Atome durch elektrische Ströme angeregt. Sie könnten von einem starken Magnetfeld des Sterns in einem metallischen Planetenrest induziert werden, der den Weißen Zwerg umkreist. Die elektrischen Ströme würden über die ionisierten Gase in der Umgebung des Zwergsterns zwischen diesem und dem Metallkern fließen. Das Magnetfeld wäre auch für die Polarisierung der Strahlung verantwortlich.
Wenn die Erde, wie lädiert auch immer, die Riesenstadien unserer Sonne übersteht, kann sie noch lange um den Weißen Zwerg kreisen – doch nicht für immer. Im Lauf der Äonen erkaltet die Sternleiche allmählich. Sie wird zu einem Schwarzen Zwerg, der nur noch düster im Infraroten glimmt. Seine Temperatur fällt schließlich weit unter den Gefrierpunkt. Dieser kosmische Finsterling kann aber noch immer zum Grab der Erde werden. Denn gemäß der Allgemeinen Relativitätstheorie von Albert Einstein strahlt jeder Körper, der sich um einen anderen bewegt, Gravitationswellen ab. Dadurch verliert er Bewegungsenergie, und seine Umlaufbahn wird zu einer langsamen Spirale des Todes. Wenn die Erde das Ende der Sonne also überstehen sollte und ihre Bahn auch später von außen nicht gestört wird, stürzt sie schließlich doch noch in ihr ausgebranntes Muttergestirn – in etwa 1020 (100 Milliarden Milliarden) Jahren.
In solch gigantischen Zeiträumen kann allerdings auch sehr Unwahrscheinliches geschehen. Der kümmerliche Rest der Erde wird vielleicht durch einen nah vorüberziehenden Stern von der toten Sonne fortgerissen und in die Weltraumtiefen geschleudert. Dann taumelt er so lange durch den leeren Raum, bis eines Tages die Atome zerfallen, die Schwarzen Löcher zerstrahlen und das vollkommen finstere Universum in den Kältetod stürzt (bild der wissenschaft 6/1999, „Die sechs Epochen der Ewigkeit”).
Das kosmische Schleudertrauma wäre auch ein Ausweg der Natur, um die Erde von der Sonne loszuketten, lange bevor sich diese zu einem Roten Riesen aufbläht. Allerdings ist die Wahrscheinlichkeit, dem feurigen Zorn der Riesensonne zu entgehen, sehr klein: Für die nächsten zwei Milliarden Jahre beträgt sie nur 1 zu 100000, denn die Sterne sind in den Spiralarmen der Milchstraße so dünn gesät, daß es zu solchen folgenschweren Begegnungen äußerst selten kommt.
„1 zu 100000 ist nicht sehr gut, und doch stehen Menschen regelmäßig Schlange, um Lottoscheine zu kaufen, bei denen die Chancen weitaus schlechter sind”, meinten die amerikanischen Astrophysiker Fred Adams von der University of Michigan in Ann Arbor und Greg Laughlin von der University of California in Berkeley, die dieses Szenario berechneten. Strenggenommen beträgt die Wahrscheinlichkeit einer direkten Bahnstörung nur 1 zu 2,2 Millionen. Die äußeren Planeten sind jedoch in größerer Gefahr, und das wirkt sich auf die Erde aus: Die Chancen, daß nach der Begegnung mit einem anderen Stern Jupiter in Erdnähe gelangt und unseren Heimatplaneten entweder in den Weltraum hinausschleudert oder aber in die Sonne lenkt, stehen 1 zu 100000. Auch kleinere Störungen der Erdbahn wären verheerend und würden zu drastischen Temperaturänderungen auf unserem Planeten führen. Außerdem könnten Planetoiden und Kometen auf Kollisionskurs gelangen (bild der wissenschaft 9/1998, „Tödliches Finale”).
Wird die Erde direkt von einem Nachbarstern aus dem Sonnensystem katapultiert, kommt es infolge der Gezeitenkräfte zunächst zu gigantischen Meereswellen. Da die meisten Sterne zu den Roten Zwergen gehören, deren Leuchtkraft gering ist, stehen die Chancen immerhin gut, daß die Erde bei diesem kosmischen Rendezvous nicht Feuer fängt. Statt dessen erstarrt sie wohl, wie von Robert Frost ebenfalls erwogen, im ewigen Eis. Binnen weniger Jahre rast sie aus dem Sonnensystem in die Einsamkeit und stürzt in eine endlose Nacht, einer eisigen Zukunft entgegen.
Die zukunft der Sonne
Da unsere Sonne ein relativ unscheinbarer, mittelgroßer Stern ist, hat sie noch nicht einmal ihre Halbzeit erreicht. Trotzdem ist schon fast die Hälfte ihres Wasserstoffs im Kern zu Helium verschmolzen – der einstige Anteil von 70,6 Prozent dieses Brennstoffs ist auf 36,3 Prozent gesunken. Pro Sekunde verwandeln sich in dem über 15 Millionen Grad heißen Sonnenzentrum mehr als 600 Tonnen Wasserstoff zu Helium. Rund 4,3 Tonnen werden dabei als Strahlung freigesetzt, die das Sonneninnere aufheizt. Der Druck des Zentralfeuers pariert die Schwerkraft der umgebenden Massen. Dieser ständige Kampf führt dazu, daß sich der zentrale Bereich der Sonne – nur dort finden die Kernverschmelzungsprozesse statt – im Lauf der Zeit nach außen ausdehnt.
„Die Leuchtkraft der Sonne, die kurz nach ihrer Entstehung vor 4,6 Milliarden Jahren nur 70 Prozent des heutigen Werts betrug, wird in den nächsten 6,5 Milliarden Jahren stetig zunehmen. Sie wird beinahe linear anwachsen”, nennt Arnold Boothroyd von der University of Toronto in Kanada die Folgen. Gemeinsam mit I.-Juliana Sackmann und Kathleen E. Kraemer vom California Institute of Technology in Pasadena hat er die künftige Entwicklung der Sonne im Detail berechnet. Wenn die Kernfusion im Sonnenzentrum erlischt, beginnt der Todeskampf. Fast aller Wasserstoff ist zu Helium verschmolzen worden, der Kern zieht sich zusammen. In der Hülle gibt es jedoch noch ausreichend Wasserstoff – sie heizt sich auf und expandiert. Schließlich, in vielleicht 7,5 Milliarden Jahren, bläht sich die Sonne für einige Millionen Jahre zum Roten Riesen auf. Dabei vergrößert sich ihr Durchmesser kurzfristig um das 160fache. Ihre Hülle ist relativ dünn und kühl (3000 Grad) und leuchtet daher rötlich.
Im Sonnenzentrum steigt die Temperatur weiter an. Bei 100 Millionen Grad überschreitet sie eine weitere kritische Schwelle: Nun kann das Helium zu Kohlenstoff fusionieren. Dieses HeliumBrennen setzt mit einem gewaltigen Energieausbruch ein, dem Helium-Flash.
Dann zieht sich die Sonne vorübergehend aus dem Riesenstadium zurück. Vielleicht 100 Millionen Jahre lang wird sie das Zehnfache ihrer heutigen Größe und das 40- bis 50fache ihrer heutigen Helligkeit haben. Ihre Energie stammt dann aus zwei Quellen: aus dem Heliumbrennen im Kern und aus dem Wasserstoffbrennen in der Schale um den Kern. Doch auch der Heliumvorrat geht zur Neige. Sobald sich genug Kohlenstoff und Sauerstoff im Sonnenzentrum angesammelt haben, erlöschen dort die thermonuklearen Reaktionen. Die Sonne schwillt erneut zu einem Roten Riesen an, denn die Zone des Heliumbrennens wandert nach außen. Das Ausmaß der Energieerzeugung hängt dabei stark von der Temperatur ab, und die Sonne wird instabil. Es kommt zu mehreren Flashs in der Heliumschale – Explosionen, bei denen sich die Leuchtkraft der Sonne rasch um 50 Prozent ändern kann. Dabei erreicht die Sonne Maximalhelligkeiten vom 5200fachen ihres heutigen Werts – ein letztes, furioses, aber vergebliches Aufbäumen, denn nun geht es ihr an die Substanz.
In dieser Zeit nimmt die Stärke des Sonnenwindes rasant zu. Innerhalb von nur etwa 1000 Jahren bläst der Rote Riese den größten Teil seiner Hülle ins All. Zurück bleibt der heiße Kern, der sich bei Sternen mit weniger als einer Sonnenmasse nicht so weit zusammenziehen kann, daß die Zündtemperatur des Kohlenstoffs erreicht wird: 800 Millionen Grad. Somit erlöschen alsbald die Kernfusionsreaktionen.
Binnen 75000 Jahren wird die Sonne zu einem Weißen Zwerg, der immer schwächer leuchtet, weil er allmählich auskühlt. Seine Masse ist nur noch etwa halb so groß wie die der Sonne heute. Sein Durchmesser beträgt rund 80000 Kilometer, seine Dichte zwei Millionen Tonnen pro Kubikzentimeter. Das ist das Ende der rund 12,4 Milliarden Jahre langen Geschichte unserer Sonne.
Sonne und Planetenbahnen
Wenn sich die Sonne zum Roten Riesen aufbläht, reicht sie bis an die heutige Erdbahn heran und verschlingt den Planeten Merkur. Schleudert die Sonne im Todeskampf einen Teil ihrer Masse relativ spät ins All, so werden auch Venus und Erde verschluckt (Mitte). Geschieht der Massenverlust früher und heftiger, erweitern sich die Umlaufbahnen der Planeten, und Venus und Erde können dem Feuertod entkommen. Die untere Skizze zeigt, wie weit sich ihre Bahnen maximal vergrößern könnten.
Der Lebensluf der Sonne
Seit ihrer Geburt aus einer Gas- und Staubwolke vor knapp fünf Milliarden Jahren wird die Sonne ständig größer und heller. Die meiste Zeit leuchtet sie ruhig als sogenannter Hauptreihen-Stern (gelb). In sieben Milliarden Jahren bläht sie sich zum Roten Riesen auf (rot) und verbrennt ihr Helium in einer Serie von heftigen grellen Explosionen (blau): Am Ende des ersten Riesenstadiums wird das Helium im Kern, am Ende des zweiten Riesenstadiums das Helium in weiter außen liegenden Regionen fusioniert. Dann kollabiert die Sonne zum Weißen Zwerg.
Bdw community
Fernsehen Bilder vom Untergang: In Kooperation mit bild der wissenschaft hat „nano”, das Zukunftsmagazin in 3Sat, einen attraktiven Fernsehfilm über das Ende der Erde und des Lebens produziert. Lassen Sie sich überraschen! Erstausstrahlung in 3Sat: Mittwoch, 25. Oktober 2000 um 18 Uhr 30 Wiederholungstermine in verschiedenen 3. Programmen (SWR, BRalpha, MDR) finden Sie im Internet: http://www.3sat.de/nano/ Internet Entwicklung und Ende der Sterne http://www.ucolick.org/~bolte/AY4/ay4.html http://astrosun.tn.cornell.edu/courses/astro201/top_stars.htm http://zebu.uoregon.edu/~js/ast122/ Homepage von Lee Anne Willson http://www.public.iastate.edu/~lwillson/homepage.html
Homepage von James Kasting http://www.geosc.psu.edu/People/Faculty/FacultyPages/Kasting/index.html
lesen Fred Adams, Greg Laughlin DIE FÜNF ZEITALTER DES UNIVERSUMS Deutsche Verlags-Anstalt 2000, DM 39,80
Arnold Hanslmeier GEFAHR VON DER SONNE BLV 2000, DM 19,90
I.-Juliana Sackmann, Arnold I. Boothroyd, Kathleen E. Kraemer OUR SUN. III. PRESENT AND FUTURE The Astrophysical Journal, 1993, Bd. 418, S. 457–468
Michael Stix THE SUN Springer 1991 (aktualisierte Neuauflage erscheint 2001)
THE EVOLVING SUN Astronomy, 2000, Bd. 28, Nr. 1, S. 43–67 (Special Issue)
multimedia bdw-Videos DIE SONNE – UNSER HEIMATSTERN Artikelnr. 34173, DM 59,– UNSER SONNENSYSTEM Artikelnr. 34686, DM 79,– IM REICH DER STERNE, 5 Teile Artikelnr. 34933, Sonderpreis (solange der Vorrat reicht) statt DM 349,– für die bdw-Community DM 199,– Bestellung via Fax (0711 | 2631112) oder Telefon (0711 | 2631370)
Rüdiger Vaas
