Geburt, Leben und Tod der Sonne: Chronik eines mittleren Sterns

Ein gewöhnlicher Star mit einem außergewöhnlichen Schicksal

DERSonneist ein etwa 4,57 Milliarden Jahre alter Stern der Spektralklasse G2V, der sich in einer durchschnittlichen Entfernung von 1 AE (≈ 149.597.870 km) von der Erde befindet. Es ist eine Sphäre vonPlasmaca. 1.392.700 km im Durchmesser, hauptsächlich bestehend aus Wasserstoff (≈ 73,5 %) und Helium (≈ 24,9 %), mit einem kleinen Anteil schwererer ElementeMetalle.

Das innere Gleichgewicht der Sonne resultiert aus dem Ausgleich zweier fundamentaler Kräfte: derStrahlungsdruckerzeugt durch die Fusion von Wasserstoff zu Helium in seinem Kern, und dasSchwerkraftwas dazu neigt, es zusammenzubrechen. Dieser Gleichgewichtszustand, genannthydrostatisches Gleichgewicht, garantiert die Stabilität des Sterns auf der Hauptreihe des Diagramms vonHertzsprung-Russell (1905-1969).

Der Sonnenkern mit einem Radius ≈ 0,25 R_☉, erreicht Temperaturen nahe \(1,5\times10^7\,K\) und Dichten von etwa 150 g/cm (oder 150.000 kg/m³), etwa 25-mal dichter als der Erdkern. Fusionsreaktionen finden entlang der Proton-Proton-Kette statt und erzeugen eine Energie von \(3,8\times10^{26}\,W\). Diese kolossale Kraft wird zuerst von an die Oberfläche transportiertStrahlungdann vorbeiKonvektionwird in elektromagnetische Strahlung umgewandelt, die von der Erde aus beobachtet wird.

Die Sonnenmasse macht 99,86 % der Masse des Sonnensystems aus und übt einen entscheidenden gravitativen Einfluss auf alle Planeten, Asteroiden und Kometen aus. Sein durchschnittlicher Energiefluss auf Erdniveau, genanntSolarkonstantehat einen Wert von etwa \(1.361\,W/m^2\) und bestimmt das Klima, die Photosynthese und die atmosphärische Dynamik unseres Planeten.

Hinweis: :
Ein Stern vonSpektraltyp G2Vgehört zur Klasse vongelbe Zwerge. Der Buchstabe „G“ bezeichnet die Oberflächentemperatur zwischen 5.300 K und 6.000 K, während die Zahl „2“ die heißere Unterklasse innerhalb des G-Typs angibt. Der Zusatz „V“ weist darauf hin, dass es sich um einen Hauptreihenstern handelt, also in der stabilen Fusionsphase von Wasserstoff zu Helium. Als Referenz für diese Klassifizierung dient die Sonne mit einer durchschnittlichen Photosphärentemperatur von 5.778 K und einer Leuchtkraft einer Sonne (\(L = 1 L_\odot\)).

Geburt: der Zusammenbruch eines Nebels

DERSonnewurde vor etwa 4,6 Milliarden Jahren im Herzen eines riesigen Ozeans geborenMolekülwolkevom Arm des Orion, imMilchstraße. Unter der kombinierten Wirkung von Schwerkraft und einer Stoßwelle, die wahrscheinlich von einem kommtSupernovaIn der Nähe geriet ein Teil der Wolke in einen Gravitationskollaps. Dann begann sich die Materie im Zentrum einer dichten Region (der) zu konzentrierenProtosternSolar), während sich um ihn herum eine Akkretionsscheibe bildete.

Während dieses Zusammenbruchs führte die Erhaltung des Drehimpulses zu einer beschleunigten Rotation der Scheibe und einer fortschreitenden Abflachung der Struktur. Im Kern des Protosterns stiegen Temperatur und Dichte erheblich an; Als die Kerntemperatur etwa \(10^7\,K\) erreichte, wurden Kollisionen zwischen Protonen häufig genug, um das auszulösenthermonukleare Fusionentsprechend der Proton-Proton-Kette.

La réaction dominante, décrite pour la première fois par Hans Bethe(1906-2005) lässt sich wie folgt zusammenfassen: \( 4\,^1H \rightarrow\, ^4He + 2e^+ + 2\nu_e + 26.7\,\text{MeV} \)

Diese Umwandlung von Masse in Energie wird durch die Gleichung ausgedrücktAlbert Einstein(1879-1955) \(E = mc^2\), setzte einen Energiefluss frei, der ausreichte, um die gravitative Kontraktion der jungen Sonne zu stoppen. Der Stern trat dann in eine Phase thermischer Stabilität ein und markierte seine Installation auf dem PlanetenHauptsequenz.

Die Überreste der Akkretionsscheibe wiederum brachten die Urmaterie des Sonnensystems hervor: Planeten, Satelliten, Asteroiden und Kometen. Diese Phase, die schätzungsweise mehrere zehn Millionen Jahre dauerte, besiegelte die Grundvoraussetzungen für die zukünftige Entwicklung unserer Planetenumwelt.

Leben: Stabilität und magnetischer Kreislauf

Während des größten Teils seines Bestehens war dasSonnebleibt ein stabiler Star derHauptsequenz. Diese Stabilität resultiert aus einem Gleichgewicht zwischen dem Druck, der durch die Strahlung der Kernfusion ausgeübt wird, und der Gravitationskraft, die dazu neigt, die Materie zu komprimieren. Dieser Zustand vonhydrostatisches Gleichgewichtgarantiert eine quasistationäre Struktur für rund 10 Milliarden Jahre.

Struktur der Sonne: Vier geschichtete Hauptzonen

Differentialrotation und Übergangszone

Die unterschiedliche Drehung vonSonne, schneller am Äquator (≈ 25 Tage) als an den Polen (≈ 35 Tage), verursacht Scherung in der sogenannten ÜbergangszoneTachoklin. Diese Scherkräfte verstärken und verdrehen die magnetischen Feldlinien und erzeugen soDynamoein komplexes und veränderliches Feld.

Magnetischer Zyklus und Sonnenaktivität

Dieses Magnetfeld ist dafür verantwortlichSonnenflecken, des Fackelnund vonSonnenwind. Ihre Aktivität folgt einem durchschnittlichen Zyklus von 11 Jahren, der 1843 von festgelegt wurdeHeinrich Schwabe(1789-1875) und vertieft durchGeorge Ellery Hale(1868-1938) dank der Entdeckung des Sonnenmagnetismus.

Heliosphärischer Einfluss und terrestrische Effekte

Dieser Zyklus beeinflusst die gesamte Heliosphäre und moduliert die Menge der energiereichen Teilchen, die die Erde erreichen und damit Auswirkungen auf dieIonosphäre, Funkkommunikation und sogar die Ausbildung vonPolarlichter. Die Aktivität der Sonne stellt daher eine wichtige astrophysikalische Variable im Weltraumklima dar.

Tod: Verwandlung in einen Roten Riesen und einen Weißen Zwerg

Kernkollaps und Beginn der Phase des Roten Riesen

In etwa 5 Milliarden Jahren wird der Wasserstoff im Sonnenkern erschöpft sein, was dazu führen wird, dass die zentrale Kernfusion aufhört. Ohne den Strahlungsdruck, der zum Ausgleich der Schwerkraft erforderlich ist, beginnt der Kern zu kollabieren. Durch die Zentralheizung wird die Fusion von Helium zu Kohlenstoff und Sauerstoff ausgelöstTriple-Alpha-Prozess. Die äußeren Schichten werden sich ausdehnen und die Sonne in eine verwandelnRoter Riese. Sein Radius könnte die aktuelle Umlaufbahn der Erde erreichen.

Massenverluste und Entstehung des Planetarischen Nebels

Während dieser Phase wird die Sonne durchlaufenthermische Pulsationenund wird durch starke Sternwinde einen erheblichen Teil seiner Masse verlieren. Durch den Auswurf der äußeren Schichten entsteht einPlanetarischer Nebel, wodurch das interstellare Medium mit Kohlenstoff und anderen leichten Elementen angereichert wird.

Bildung und Abkühlung von Weißen Zwergen

Der verbleibende Kern wird sich unter der Wirkung der Schwerkraft zusammenziehen, bis er eine Form annimmtWeißer Zwerg. Seine Masse wird etwa 0,6 M betragen_☉und sein Radius ist mit dem der Erde vergleichbar. Zu diesem Zeitpunkt findet keine Kernfusion statt und der Stern strahlt nur noch mit seiner Restenergie und kühlt sich über Milliarden von Jahren langsam ab, bis er schließlich zu einem Schwarzen Zwerg wird.

Stellare Zeitleiste der Sonne

Tabelle der Hauptstadien im Leben der Sonne

Quelle :NASA – SonnenphysikUndHarvard ADS.