Die Zukunft der Sonne - Fachhochschule Flensburg

Die Zukunft der Sonne
Rainer Christiansen
Fachhochschule Flensburg
Aufbau der Sonne
Hertzsprung-Russell-Diagramm (HRD)
Kern
Sämtliche freiwerdende Energie stammt aus einer als „Kern“ bezeichneten
Zone im Innern der Sonne.
Dieser Kern erstreckt sich vom Zentrum bis zu etwa einem Viertel des Radius
der sichtbaren Sonnenoberfläche. Obwohl der Kern nur 1,6 % des
Sonnenvolumens ausmacht, sind hier rund 50 % der Sonnenmasse
konzentriert.
Kerntemperatur: 15,6 Millionen K

Plasma
Wasserstoffkerne fusionieren zu Heliumkernen, wobei Gammastrahlung und
Elektronenneutrinos () erzeugt werden.
Auf die Erde gelangen ca. 200·106 /cm2s
Kern
Sämtliche freiwerdende Energie stammt aus einer als „Kern“ bezeichneten
Zone im Innern der Sonne.
Dieser Kern erstreckt sich vom Zentrum bis zu etwa einem Viertel des Radius
der sichtbaren Sonnenoberfläche. Obwohl der Kern nur 1,6 % des
Sonnenvolumens ausmacht, sind hier rund 50 % der Sonnenmasse
konzentriert.
Kerntemperatur: 15,6 Millionen K

Plasma
Wasserstoffkerne fusionieren zu Heliumkernen, wobei Gammastrahlung und
Elektronenneutrinos () erzeugt werden.
Auf die Erde gelangen ca. 200·106 /cm2s
Energiegewinnung
Die erzeugten Heliumkerne haben aufgrund der Bindungsenergie eine
geringfügig geringere Masse als die Summe der ursprünglichen
Wasserstoffkerne (Massendefekt).
Der Massenunterschied wird gemäß der Formel E = m · c2 in Energie
umgewandelt (pro Fusion von 4 Protonen zu 1 He-Kern ≈ 24 MeV).
Im Kern der Sonne werden pro Sekunde 564 Millionen Tonnen Wasserstoff zu
560 Millionen Tonnen Helium fusioniert. Die 4 Millionen Tonnen Differenz pro
Sekunde ergeben eine Gesamtleistung von etwa 3,8 · 1026 W, die im Kern
freigesetzt wird und schließlich an der Oberfläche zum Großteil als Licht
abgestrahlt wird.
Ein Anteil von einigen Prozent der Energie wird durch die Neutrinos direkt aus
dem Kern heraus transportiert.
Daten der Sonne:
- Masse: 332830 Erdmassen
- 73% H, 25% He, 2% schwerere Elemente
- Radius: 695000 km
- Oberflächentemperatur 5700 K
- Kerntemperatur 15,6 Millionen K
- Kerndruck 300 Milliarden Bar
- Wasserstoffverbrauch 564 Millionen t/Sekunde
- Masseverlust 5 Millionen t/ Sekunde
- Energie braucht zwischen 10000 und 170000 Jahre,
um vom Kern an die Oberfläche zu gelangen
Die kleinste Masse eines sichtbaren Sternes ist 0,07 M0.
Die meisten Sterne haben 0,3 - 3 M0
Bindungsenergie = frei werdende Energiemenge, wenn sich Nukleonen zu einem
Atomkern verbinden
Bindung durch anziehende Kraft der starken Wechselwirkung zwischen den
Nukleonen
Schwächung durch Coulomb-Abstoßung der Protonen
Konvektion
Sonnenflecken:
- Wärmetransport an die Oberfläche ist gestört
- niedrigere Temperatur (ca. 4500K)
- Ursache: Magnetfelder
Konvektion
Protuberanzen
Flares
Definition:
 eine plötzliche, schnelle Zunahme in
der Helligkeit
Eigenschaften:
 Freigesetzte Energie:1025 J
 Dauer: 10 Minuten
 Aussendung von Teilchen- und
Elektromagnetischer Strahlung
Vergleich:
 Weltenergiebedarf im Jahr 1014 kWh
 Die in 10 Minuten während eines
großen Flares freigesetzte Energie
ist fast 28000 mal höher als der
gesamte Jahresbedarf an Energie
auf der Erde.
Phase
Dauer in
Leuchtkraft Radius
Millionen
(in L0)
(in R0)
Jahren
0,7…2,2
0,9 … 1,6
2,3
1,6 … 2,3
Hauptreihenstern
11.000
Übergangsphase
700
Roter Riese
600 2,3 … 2300
Beginn des He-Brennens
110
44
etwa 10
He-Schalenbrennen
20
44 … 2000
10 … 130
Instabile Phase
0,4 500 … 5000
50 … 200
Übergang zu Weißem Zwerg
mit planetarischem Nebel
0,1 3500 … 0,1 100 … 0,08
2,3 … 166
Hauptreihenstern
Alter
5,5 Mrd Jahre
Mittlere Temperatur auf Erde steigt auf über 30°C
6,5 Mrd Jahre
> 100°C
9,4 Mrd Jahre
Wasserstoff im Zentrum verbraucht. Fusionszone
verlagert sich in einen schalenförmigen Bereich um das
Zentrum.
Übergangsphase
Alter
11 – 11,7 Mrd Jahre
Kernzone aus He kontrahiert
 Temperatur im Kern steigt
 Energieumstatz in der H-Schale wächst
 Sonnenradius wächst auf 2,3 R0
 Sonne wird rötlicher
Roter Riese
Alter
11,7 – 12,3 Mrd Jahre
dramatischer Anstieg von Leuchtkraft und Radius
 2300 L0, 166 R0
 Venus und Merkur werden vernichtet
 Oberflächentemperatur Erde > 1000°C
 Durch die geringere Gravitation auf der
Sonnenoberfläche verliert sie 28% ihrer Masse
durch Sonnenwind
 dadurch wachsen die Bahnradien der Planeten
um 38%
Kernzone kontrahiert weiter bis die Dichte den
10000fachen Wert von heute annimmt.
Helium-Blitz und Brennphase
Alter
12,3-12,41 Mrd Jahre
Temperatur im Kern steigt durch die
Druckerhöhung auf 108 K!
 Fusion von He zu C setzt explosionsartig ein
 für einige Sekunden steigt die Leuchtkraft auf
1010 L0 (10% der Leuchtkraft der Milchstraße)
 H-Zone wird nach außen gedrückt
+1 Mill. Jahre
Oszillation der Sonnenparameter.
12,411-12,52 Mrd Jahre
Stabilisierung der He-Fusion im Kern
 44 L0, 10 R0
Helium-Schalenbrennen
Alter
12,52–12,54 Mrd Jahre He im Zentrum ist verbraucht
 He-Schalenbrennen setzt ein
 damit zwei geschachtelte Fusions-Schalen
 C im Kern kontrahiert gravitativ
 Leuchtkraft steigt auf 2000 L0, Radius 130 R0
 gegen Ende Massenverlust von 0,1 M0
Instabilitäten zwischen C-Kern und He-Zone sorgen
für 4 weitere Helium-Blitze mit den verbundenen
Schwankungen der Sonnen-Parameter
Weißer Zwerg und planetarischer Nebel
Alter
12,64 Mrd Jahre
durch die Massenverluste verliert die Sonne die
gesamte äußere Hülle, einschl. H- und He
Brennzone. 100000 Jahre nach dem letzten HeBlitz wird der Kern aus C und O freigelegt.
0,08 R0 (ca. Erdgröße)
Oberflächentemperatur: 120000 K
Restmasse: 0,55 M0
 hoher UV-Anteil
 regt die abgestoßene Hülle zum Leuchten an
 planetarischer Nebel (ca. 10000 Jahre sichtbar)
Leuchtkraft des W. Zwergs geht später mit der 4.
Potenz der Temperatur zurück (Stefan-BoltzmannGesetz)
Rest-Lebensdauer des Weißen Zwergs:
einige zig-Mrd. Jahre