Diffuse, verschiedenfarbige, fast kreisrunde Wolke

Die Entwicklung sonnenähnlicher Sterne

Für die Entstehung hoch entwickelten Lebens ist es ein glücklicher Zufall, dass die Sonne nicht fünfzig Prozent mehr Masse besitzt. Dann wäre sie jetzt bereits ein Roter Riese und Leben wäre auf der Erde nicht möglich. Dies gilt natürlich erst recht für Sterne von fünf oder mehr Sonnenmassen.

Wie alt ist die Sonne? Und wie alt ist die Erde? Beide sind vor etwa 4,5 Milliarden Jahren entstanden. Und wie lange werden beide weiter existieren? Das soll noch einmal etwa die gleiche Zeit sein, die Sonne hat also die Hälfte ihres Lebens hinter sich. Für die Sonne und vergleichbare Sterne verläuft die Entwicklung relativ langsam. Ganz anders die massereichsten Sterne, die nur etwa eine Million Jahre bestehen. Vielleicht oder gerade wegen der langen Zeit konnte es auf der Erde zum Entstehen von Leben kommen.

Bei der Entstehung des Sonnensystems in einer protostellaren Scheibe war all die für das Leben benötigte Materie vorhanden. Diese entstand weitgehend in den Vorläufern der heutigen massereichen Sterne, die die schwereren Elemente (Kohlenstoff, Magnesium, Eisen und so weiter) in großen Mengen produzieren. Die massereichen Sterne geben sie in ihrer endgültigen Explosion, der Supernova, an den interstellaren Raum zurück. Dort wird diese Materie zu Staub, der in dichten Gaswolken die Sternbildung fördert. Und so werden die schweren Elemente in neue Sonnen und Planeten eingebunden. Auch die Sonne trägt zur Produktion von Kohlenstoff und Sauerstoff bei, und so zu möglichem Leben auf späteren Planeten.

Ein fast kreisrundes, recht gleichmäßig marmoriertes Objekt vor schwarzem Hintergrund; im der Mitte violett, zum Rand hin intensiv orangefarben; im Zentrum ein Lichtpunkt
Der Spirograph-Nebel IC 418

Langsam ist die Sonne, aber sie ändert sich dennoch! Seit ihrer Entstehung hat sich ihre Helligkeit sogar verdoppelt – was sich auch auf die Planeten auswirkte. Dank der Thermostatwirkung der Erdatmosphäre ist es hier aber immer noch angenehm, trotz größerer Klimaschwankungen über die lange Zeit von tausend Millionen Jahren. Dennoch wird in 4,5 Milliarden Jahren die Langzeitbilanz ins Extreme geraten. Die Sonne tritt dann die letzten Lebensphasen an und dabei wird es herauf und herunter gehen!

In der ersten Phase des „Endspurts“ von sonnenähnlichen Sternen werden diese schnell heller – tausendmal heller in etwa hundert Millionen Jahren. Dabei werden sie rötlicher und blähen sich auf – sie werden zu „Roten Riesen“. Das Ausmaß der Sonne wird bis jenseits der Erdbahn reichen. Bei solch einer Ausdehnung als Roter Riese kann die Sonne ihre äußeren Hüllen kaum festhalten – sie werden weggeblasen. Dann fängt im Inneren, das viel heißer geworden ist als es je war, das Heliumbrennen an und es wird Kohlenstoff und Sauerstoff hergestellt. Dabei beruhigt die Sonne sich und schrumpft zu einem Normalmaß.

In der zweiten Phase leuchtet die Sonne erneut auf, um abermals zum Riesen zu werden. Sie bläst erneut ihre äußeren Schichten ab. Aber diesmal enthalten diese einen Teil des im Inneren produzierten Kohlenstoffs und Sauerstoffs. So wird Baumaterial für spätere Generationen von Sternen und Planeten an den interstellaren Raum abgegeben.

In der dritten Phase schrumpft die Sonne endgültig und wird auch an der Oberfläche sehr heiß. Durch die Hochtemperaturstrahlung leuchten die vorher weggeblasenen Gase auf. Jetzt wird all das, was der Sternwind weggeblasen hat, in Form eines planetarischen Nebels sichtbar. Solch leuchtende Nebel werden aus historischen Gründen „Planetarische Nebel“ genannt, obwohl sie nichts mit Planeten zu tun haben – in frühen Teleskopen sahen sie den Planeten aber sehr ähnlich, daher der Name. Der Rest der Sonne wird ohne eigene Energiequelle langsam ausglühen. Dabei wird er zu einem „Weißen Zwerg“, der wiederum viel später zu einer kalten Kugel aus Wasserstoff, Helium, Kohlenstoff und Sauerstoff wird.