Woher kommt die Energie der Sonne und wird der Brennstoff ausgehen, wodurch die Sonne immer kleiner wird und schließlich erlischt?

In gewissem Sinne kann die gesamte Energie der Sonne niemals erschöpft werden. Wissenschaftler gehen davon aus, dass die Lebensdauer der Sonne etwa 10 bis 11 Milliarden Jahre beträgt. Dies basiert auf der Geschwindigkeit der Kernfusion, die durch den Druck und die Temperatur im Kern eines Sterns mit der Masse der Sonne verursacht wird. Daraus lässt sich die Rate berechnen, mit der der Brennstoff verbraucht wird und wie lange es dauert, bis der Wasserstoffbrennstoff im Kern verbraucht ist. Daraus lässt sich seine Lebensdauer ableiten.

Bei allen Sternen wird die Wasserstofffusion beendet, wenn sie den Wasserstoffbrennstoff in ihren Kernen verbraucht haben. Damit endet das Hauptreihenstadium und sie treten in ein instabiles Spätstadium der Evolution ein.

Beachten Sie, dass hier von der Erschöpfung der Energie im „Kern der Sonne“ die Rede ist und nicht von der Erschöpfung der Energie in der gesamten Sonne. Untersuchungen legen nahe, dass die Kernfusion der Sonne im Kern stattfindet, der ein Viertel des Sonnenradius ausmacht, also nur einen kleinen Teil des Kerns der Riesensonne einnimmt, und dass nur der Brennstoff in diesem Bereich verbraucht wird.

Quelle der Sonnenenergie: Die Energie der Sonne stammt, wie die aller Sterne, aus der Fusion von Wasserstoffkernen in ihrem Kern. Das heißt, aufgrund des durch die enorme Masse des Sterns erzeugten Gravitations- und Zentripetaldrucks herrscht im Kernbereich ein Zustand hoher Temperatur und hohen Drucks von etwa 15 Millionen Grad und dem 300-Milliarden-fachen des atmosphärischen Drucks auf Meereshöhe der Erde. In diesem Zustand werden die Elektronen außerhalb der Wasserstoffkerne vertrieben, die freiliegenden Wasserstoffkerne kollidieren heftig und verschmelzen miteinander, und der Prozess der Verschmelzung von 4 Wasserstoffkernen zu einem Heliumkern wird fortgesetzt.

Dies wird als Kernfusion bezeichnet. Bei diesem Vorgang kommt es zu einem Masseverlust von ca. 0,7 %. Es ist diese Masse, die in Energie umgewandelt wird und vom Kern der Sonne durch Strahlung und Konvektion in Form elektromagnetischer Strahlung auf die Oberfläche gelangt und dann in Form von Licht und Wärme in den Weltraum abgegeben wird. Wie groß ist diese Energie? Durch spektrale Beobachtung, Analyse und Berechnung der Sonne sind Wissenschaftler zu dem Schluss gekommen, dass ein Stern mit der Masse der Sonne etwa 600 Millionen Tonnen Wasserstoff pro Sekunde verbraucht, der in etwa 595,8 Millionen Tonnen Helium umgewandelt wird. Ein Verlust von 0,7 % der Masse entspricht 4,2 Millionen Tonnen/s (Sekunde).

Wie groß ist diese Energie? Gemäß Einsteins Masse-Energie-Gleichung E (Energie) = M (Masse) * C^2 (Lichtgeschwindigkeit im Quadrat) können 4,2 Millionen Tonnen Masse in eine Energie von etwa 3,78*10^26J (Joule)/s umgewandelt werden. Die Erde kann in ihrem riesigen Weltraum ein 2,2-Milliardstel dieser Energie aufnehmen, etwa 1,72*10^17 J/s, was der gesamten Strommenge entspricht, die von 10 Millionen Drei-Schluchten-Staudämmen erzeugt wird.

Der enorme Energiestrahlungsdruck aus dem Kern der Sonne widersteht dem zentripetalen Gravitationsdruck, der durch ihre eigene riesige Masse entsteht, und schafft so ein Gleichgewicht, das es der Sonne ermöglicht, 4,6 Milliarden Jahre lang stabil und kontinuierlich zu brennen und weitere 5,4 bis 6,4 Milliarden Jahre lang brennen zu können. Dies ist das Hauptreihenstadium der Sonne. Wie viel Wasserstoff kann die Sonne also in ihrem Leben verbrennen? Wie viel Masse ist insgesamt verloren gegangen und welchen Anteil hat sie an der Gesamtmasse der Sonne?

Wir können eine einfache Berechnung durchführen: Das Gesamtvolumen der Sonne beträgt etwa 1,41*10^18km^3 (Kubikkilometer), und die solare Kernfusion findet nur bei 1/4 des Sonnenradius im Kern statt, der ein Volumen von etwa 2,2*10^16km^3 hat. Das Volumen des eingesetzten Brennstoffs beträgt daher nur etwa 1,6 % des Gesamtvolumens der Sonne. Da der Kern unter hohem Druck eine viel größere Dichte als die Oberfläche aufweist, ist die tatsächliche Massendichte viel größer als die Volumendichte.

Die Sonne verbrennt jede Sekunde 600 Millionen Tonnen Wasserstoff, wobei ein Massenverlust von 4,2 Millionen Tonnen entsteht. Ein Jahr hat 31557600 Sekunden. Wenn wir auf der Grundlage von 11 Milliarden Jahren rechnen, sind es etwa 3,471336*10^17 s. Es werden etwa 2,08*10^29 kg Wasserstoff verbrannt, bei einem Massenverlust von etwa 1,46*10^27 kg.

Die Gesamtmasse der Sonne beträgt 1,9891*10^30kg. Der in 11 Milliarden Jahren verbrannte Wasserstoff macht 10,46 % der Gesamtmasse der Sonne aus, und die verlorene Masse macht 0,0734 % der Gesamtmasse der Sonne aus. Wasserstoff macht etwa 75 % der Gesamtmasse der Sonne aus. Selbst wenn man die Gesamtmasse des Wasserstoffs der Sonne zugrunde legt, wurden in 11 Milliarden Jahren nur weniger als 14 % des gesamten Wasserstoffs der Sonne verbraucht.

Während der gesamten 11 Milliarden Jahre, die die Sonne lebt, sind die Brennrate und der Verbrauch nicht genau gleich. Sie werden in den frühen Phasen langsamer und in den späteren Phasen schneller sein, können aber anhand dieses Durchschnitts grob berechnet werden. Daraus lässt sich erkennen, dass die Sonne bis zu ihrem Lebensende ihre Energie zwar nicht vollständig verbraucht hat, aber noch über ausreichend Energie verfügt.

Warum sterben Sterne, wenn noch genügend Brennstoff vorhanden ist? Dies liegt an den Gesetzen der Sternentwicklung. Die Hauptreihenzeit aller Sterne ist die längste und macht mehr als 90 % der gesamten Lebensdauer der Sterne aus. Da die Sternentstehungsperiode und das Ende ihrer Entwicklung äußerst instabil und kurz sind, bezieht sich die allgemeine Lebensdauer auf ihre Hauptreihenperiode.

Die Lebensdauer eines Sterns wird durch seine Masse bestimmt. Je größer die Masse, desto kürzer die Lebensdauer und umgekehrt. Rote Zwerge haben die längste Lebensdauer, die mehrere zehn Milliarden oder sogar hundert Milliarden oder Billionen Jahre erreichen kann. Das Universum ist erst 13,8 Milliarden Jahre alt, also hat noch kein roter Zwergstern das mittlere oder hohe Alter erreicht, geschweige denn ist er gestorben. Einige massereiche Sterne haben eine Lebensdauer von nur wenigen Millionen Jahren. R136A1 beispielsweise gilt als der massereichste Stern, den wir bisher kennen. Seine Masse ist mehr als 200 Mal so groß wie die der Sonne, und seine Lebensdauer wird auf nur etwa drei Millionen Jahre geschätzt.

Sterne unterschiedlicher Masse sterben alle, weil der Wasserstoff in ihrem Kern vollständig ausgebrannt ist. Tatsächlich ist in der Peripherie noch viel Wasserstoff vorhanden, dieser Wasserstoff gelangt jedoch nicht ins Zentrum, um an der Kernfusion teilzunehmen. Wenn sie sterben, lösen sie sich durch Ausdehnung langsam im Weltraum auf oder werden bei einer Supernova-Explosion in den Weltraum geschleudert, kehren in die natürliche Umgebung zurück und werden zu einem regenerierten Nebel, dem Rohmaterial für die Geburt des nächsten Sterns.

Auch die Trümmer, die nach dem Tod von Sternen unterschiedlicher Masse zurückbleiben, sind unterschiedlich. Einige explodieren und verschwinden, während andere eine Leiche hinterlassen. Wenn die Sonne stirbt, hinterlässt sie einen Weißen Zwerg, und einige massereiche Sterne hinterlassen einen Neutronenstern oder ein Schwarzes Loch. Dies fällt nicht in den Rahmen dieses Artikels. Interessierte können sich meine früheren Artikel ansehen. Ich werde hier nicht ins Detail gehen.

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