149 30Überblick 30.3 Entwicklung der Sonne2 Abb. 30.3 E Entwicklung der Sonne Jeder Stern hat seinen Entwicklungsweg, der hauptsächlich von seiner Masse abhängt. Ganz besonders interessieren wir uns natürlich für die Entwicklung unserer Sonne. Wir können diese Entwicklung nicht direkt verfolgen, beobachten allerdings z. B. im Orionnebel Sterne in verschiedenen Entwicklungszuständen, die – so nehmen wir an – auch von unserer Sonne angenommen wurden bzw. noch angenommen werden (Abb. 30.3).2 1. Der Vorläuferstern der Sonne beginnt mit der Kontraktion. Die frei werdende Gravitationsenergie erhöht die Temperatur dieses Infrarotsterns. 2. Nach etwa 50 Millionen Jahren kommt der Vorläuferstern auf der Hauptreihe an. Das Wasserstoffbrennen setzt ein. 3. Nach 4,6 Milliarden Jahren hat die Sonne ihren heutigen Zustand erreicht. In dieser Zeit sind die Oberl ächentemperatur, der Radius und die Leuchtkraft gewachsen (um 3 % bzw. 20 % bzw. 30 %). 4. Es sind ca. 10 Milliarden Jahre vergangen. Im Kern ist der Wasserstoff zu Helium umgewandelt, das Wasserstoffbrennen kommt zum Erliegen. Der Kern kontrahiert. Die dabei frei werdende Gravitationsenergie erhöht einerseits die Temperatur des Kerns, andererseits werden die äußeren Bereiche der Sonne weiter nach außen gedrückt. 2 Dieses Kapitel geht über den im Lehrplan des bayerischen Gymnasiums verlangten Stoff hinaus. 5. Die Ausdehnung der äußeren Bereiche der Sonne manifestiert sich darin, dass die Leuchtkraft bei fallender Temperatur konstant bleibt, was nur durch eine Vergrößerung der Sonnenoberl äche erklärt werden kann. 6. Die Temperatur des Kerns ist so weit angewachsen, dass in einer Hülle um den Kern wieder das Wasserstoffbrennen einsetzt. Mit wachsender Temperatur wird dieser Prozess immer ergiebiger, die Leuchtkraft steigt rapide an. 7. Die Temperatur im Kern hat mit etwa 100 Millionen Grad einen Wert erreicht, bei dem jetzt in ihm das Heliumbrennen schlagartig einsetzt (sogenannter Heliuml ash). Helium wird dabei im sogenannten Drei-alpha-Prozess (vgl. S. 136) zu Kohlenstoff fusioniert, der teilweise durch Einfang eines weiteren He4-Kerns zu Sauerstoff 016 weiterreagiert. Das Helium im Kern lag wegen des hohen Drucks in entarteter Form vor (vgl. S. 137). Die schlagartig frei werdende Energie wird benötigt, um diese Entartung zu beseitigen. Dieser Prozess kostet so viel Energie, dass die über der Heliumbrennzone liegende Wasserstoffbrennzone abgekühlt wird. Die Energieproduktion der Sonne wird daraufhin deutlich zurückgefahren. Von außen gesehen erfolgt eine drastische Verringerung ihres Durchmessers. N u z u P rü fz w c k e n E ig e n tu m d e s C .C . B u c h n e r V e rl a g s