Alles Leben auf der Erde hängt von der Sonne ab. Seit etwa 4.567.000.000 Jahren strahlt sie unaufhörlich und verliert dabei jede Sekunde 4.000.000.000 Kilogramm Masse. Die Sonne strahlt die imposante Leistung von 3,846 x 1026 Watt, das entspricht die 1017– fache Leistung der leistungsfähigsten Kernkraftwerke. Wo kommt die Energie her, die die Sterne und unsere Sonne zum Leuchten bringt?

 

Wie schon beschrieben, sind Sterne (Sonnen) im Grunde nichts anderes als riesige Gasansammlungen, die durch ihre eigene Schwerkraft zusammengehalten werden. In ihrem Inneren werden durch die Gravitation Atomkerne, die sich normalerweise durch die gleiche Ladung der Atomkerne nicht berühren können, zu größeren zusammen gedrückt, wobei sie etwas Masse verlieren, die Energie wird durch die berühmte Formel E= mC2. Sterne sind also große, kosmische Fusionsöfen. Sie ist eine der wenigen Energiequellen, die nahezu unerschöpflich ist. Was wir auf der Erde bisher noch nicht geschafft haben, nämlich die Kernfusion in großem Maßstab zu nutzen, ist im All ein immerwährender Prozess. Diese Verschmelzung von Atomen liefert die Energie, die die Sterne in Form von elektromagnetischer Strahlung abgeben und von der alles – auch unsere Existenz – abhängt.

 

Bei der Kernfusion verschmelzen Wasserstoffatome zu Heliumatomen und dann bei großen Sternen zu noch schwereren Kernen, bis hin zum Eisenatom. Damit dieser Vorgang ablaufen kann, sind ungeheuer hohe Drücke nötig, die nur in den Sternen herrschen. Nur unter diesen Bedingungen können die Atomkerne ihre Abstoßung überwinden und sich nahe genug kommen, um miteinander zu verschmelzen. Die Atomkerne werden nach der Fusion durch Kräfte zusammengehalten, die die Physiker als starke Wechselwirkungen bezeichnen. Diese Wechselwirkungen sind von allen bekannten Kräften in der Natur die stärksten und sie machen auch eine Atomspaltung so schwer. Wenn sich also zwei Atomkerne nahe genug kommen, ziehen sie sich durch diese Wechselwirkungen an und verschmelzen. Da durch die gleiche Ladung der Elementarteilchen auch eine enorme Abstoßungskraft zwischen diesen existiert, muss diese erst überwunden werden.

 

Warum wird aber bei diesem Vorgang Energie frei? Dafür verantwortlich ist ein Phänomen, das als Massendefekt bezeichnet wird. Die Atome vor der Verschmelzung sind schwerer als die neuen Atome, die aus der Reaktion hervorgehen. Da Materie nicht einfach so verschwinden kann, wird die verlorene Masse nach der berühmten Einsteinschen Formel E = mC2 in Energie umgesetzt. Die Atomkerne verschmelzen unter Aussendung von Strahlung, diese Strahlung ist der verlorenen Masse äquivalent. Der gleiche Prozess findet auch in einer Wasserstoffbombe statt. Da er aber so ungeheure Drücke benötigt, um überhaupt ablaufen zu können, muss man erst eine Atombombe zünden, deren Druck und Temperatur dann die eigentliche Fusionsreaktion ermöglicht.

 

Im Normalfall fusioniert nur Wasserstoff zu Helium. Bei schwereren Elementen halten die Atomkerne stärker zusammen und sind noch schwerer dazu zu bewegen, ihre Abstoßung zu überwinden und zu verschmelzen. Jedoch kommen diese Vorgänge trotzdem in extremen Sternen vor, die am Ende ihres Lebens stehen. Dort sind Temperatur und Druck noch ungleich höher als in „normalen“ Sternen, so dass hier noch schwerere Kerne entstehen.

Wodurch werden Sterne charakterisiert? Gibt es Kennzeichen, die die Sterne eindeutig beschreiben, ähnlich wie Fingerabdrücke und Augenfarbe eines Menschen? Um einigermaßen Ordnung in die schier unüberschaubare Fülle am Himmel zu bringen, einigten sich Astronomen auf einige Kerngrößen.

Wissenschaftler beschreiben die Sterne mit unterschiedlichen Zustandsgrößen. Sie teilen sie zum Beispiel in verschiedene Spektralklassen ein. Diese Spektralklassen kommen dadurch zustande, dass in den Sternatmosphären etliche chemische Elemente mit unterschiedlicher Häufigkeit vorkommen. Zerlegt man das Licht der Sterne, kommen verschiedene Spektren zustande, die man in Klassen von „O“ bis „M“ einteilt, wobei „O“-Sterne schwere Sterne und „M“-Sterne leichte sind.

Außer der Hauptreihe gibt es noch andere Regionen im Diagramm, an denen Gruppen von Sternen liegen. Hierbei handelt es sich um Sterne mit so extremen Eigenschaften wie rote Riesen, weiße Zwerge und Überriesen.

Helligkeit – absolut und relativ….. Weiterhin werden Sterne nach ihrer Temperatur und Leuchtkraft unterschieden. Bei der Leuchtkraft unterscheiden Astronomen zwischen der scheinbaren oder visuellen und der absoluten Leuchtkraft. Um die Helligkeit überhaupt angeben zu können, gibt es eine logarithmische Skala, auf der helle Serne negative Werte bekommen, dunkle Sterne bekommen positive Werte.

In astronomischen Tabellen wird die Leuchtkraft mit einem „m“, vom Lateinischen „Mangnitude“ (Größe) abgekürzt. So hat die Sonne als scheinbar hellstes Objekt überhaupt die Größenklasse von -26, der Polarstern, der die Verlängerung der Erdachse symbolisiert und deshalb nischt auf und unter geht, eine von +2. In klaren Nacht kann man mit bloßem Auge noch Sterne bis zur 5-ten Größenklasse erkennen.

Da die Skala logarithmisch ist, bedeutet ein Helligkeitsunterschied von einer Größenklasse, dass der Stern 2,5 Mal heller ist, ein Unterschied von 5 Größenklassenbedeitet eine 55,9…- fache Helligkeit (52,5).

Die scheinbare Helligkeit gibt an, wie hell Sterne am Himmel erscheinen. Da die Entfernung der Sterne einen großen Einfluss, nämlich doppelte Entfernung 4-fach schwächere Leuchterscheinung, auf die scheinbare Helligkeit hat, sagt die absolute Helligkeit mehr darüber aus, wie hell die Sterne wirklich sind. Sie gibt an, wie strahlend die Sterne wären, stünden sie alle in gleicher Entfernung. Ein in Wirklichkeit heller Stern erscheint dunkel am Himmel, wenn er weit entfernt ist. Könnte man untere Sonne aus einer standart Entfernung von 32,6 Lichtjahren sehen, hätte sie eine scheinbare Helligkeit von +4,8 und wäre bei Vollmond nicht mehr zu sehen.

Ganz anders strahlt der Stern Deneb im Sternbild Schwan. Er zählt mit einer scheinbaren Helligkeit von +1,25 zu den hellsten Sternen am Nachthimmel. Er ist aber mit einer Entfernung von 1630 Lichtjahren etwa 100.000.000 mal weiter entfernt als die Sonne. Denep ist ein Überriesenstern, der eine absolute Helligkeit von -7,24 hat und damit etwa 65.000 Mal heller wäre als die Sonne, stünde er in gleicher Entfernung zur Erde.

Masse – ein entscheidendes Kriterium….

Vor 13.820.000.000 Jahren (das sind die neuesten Zahlen aus der Wissenschaft) war das Universum nach seiner Entstehung durch den Urknall gefüllt mit Gas, im wesentlichen Wasserstoff. Aus diesem gleichförmigen Gasgemisch bildeten sich im Laufe der Zeit riesige Gaswolken, aus denen sich die Sterne formten, die sich durch die Gravitation in Galaxien wie unsere Milchstraße organisierten.

 

Mit zunehmendem Alter zehren die Sterne ihren Brennstoffvorrat, den Wasserstoff, immer weiter auf. Als Ausgleich zum schwindenden Wasserstoff erhöhen die Sterne ihre Fusionsrate. Dadurch steigt die Temperatur, so dass auch der Wasserstoff in Regionen weiter außen zündet und der Stern dadurch insgesamt stärker leuchtet. In 2.000.000.000 Jahren oder vielleicht auch schon früher wird es daher auf unserer Erde keine Winter mehr geben, als Folge der erhöhten Strahlungsleistung der Sonne. Die Ozeane werden allmählich verdampfen, durch den erhöhten Wassergehalt der Atmosphäre wird es zu einem ungebremsten Treibhauseffekt kommen, so dass auf der Erde ähnliche Bedingungen vorliegen werden wie heute auf der Venus, wo unter einer extrem dichten Atmosphäre Temperaturen von 470°C herrschen.

 

Aber das ist erst der Anfang. Ist der Wasserstoffvorrat im Kern erst ein mal komplett aufgebraucht, gibt es nichts mehr, was der unerbittlichen Gravitation entgegenwirkt. Die Kernregion kontrahiert sehr schnell, in den äußeren Regionen, wo noch ein Rest Wasserstoff vorhanden ist, frisst sich die Kernfusion weiter voran. Obwohl sich die Oberfläche bei diesem Vorgang abkühlt, dehnt sich unser Stern Sonne aus, so dass sie so groß wird, dass sie die Erdbahn berührt. Dann geht alles sehr schnell: die Helligkeit schießt um das zig Tausendfache in die Höhe und die äußere Hülle dehnt sich enorm aus. Im Endstadium nimmt gleichzeitig die Oberflächengravitation ab, so dass der Stern anfängt, seine Materie ins Weltall abzugeben.

 

Könnte man die Sonne in diesem Stadium von der Erde beobachten, so böte sich ein beängstigender Anblick. Sie wird mit einem Durchmesser von 150.000.000 Kilometern (ihr heutiger Durchmesser beträgt 1.392.684 Kilometer) bis über die Erdbahn hinausreichen.

 

Das ENDE von unserem Planeten ist besiegelt……., aber der Mensch wird bis dahin schon lange nicht mehr existieren, weil Meteoriten, wie vor langer Zeit die Dinosaurier, auch die Menschen auslöschen werden! Das sagt die Statistik in der Geschichte des Sonnensystems!

 

Das war´s dann mit unserer Welt………………..