Das Universum beherbergt Milliarden von Planetensystemen. Unser Planetensystem ist um den Stern 'Sonne' herum aufgebaut, der vor etwa 4.5 Milliarden Jahren entstanden ist. Das Sonnensystem, das sich im äußeren Bereich der Spiralscheibe der Milchstraße befindet, durchlief verschiedene Stadien der Sonne und bildete das, was es heute ist.
Die Geburt der Sonne:
Die Geburt der Sonne markiert eine der ersten Stufen der Sonne. Die Nebeltheorie legt nahe, dass das Sonnensystem, das die Sonne und alle Planeten umfasst, als enorme Wolke aus molekularem Staub und Gas (im Solarnebel) begann. Vor ungefähr 4.57 Milliarden Jahren brach diese riesige Wolke zusammen. Der Grund dafür können Stoßwellen von einer Supernova oder einem vorbeiziehenden Stern sein, die zu einem Gravitationskollaps führen.
Dieser Zusammenbruch verursachte eine Ansammlung von Gas- und Staubbeuteln in dichteren Regionen. Dadurch wurden immer mehr Staub, Gase und Materie in die dichteren Regionen gezogen und begannen sich zu drehen, um die zu befriedigen Impulserhaltung. Die Rotation erhöhte den Druck und katalysierte die Wärmeerzeugung. Der Großteil der Masse wurde zusammengeballt und bildete im Zentrum eine massive Kugel, während die restliche Materie wie eine abgeflachte Scheibe um sie herum kreiste.
Der gigantische Materieball im Zentrum des Sonnennebels führte schließlich zur Bildung der Sonne, während die kreisende flache Materiescheibe die Planeten, Monde, den Asteroidengürtel usw. bildete. Ungefähr 100,000 Jahre lang war die Sonne ein Zusammenbruch Protostar;; dann erhöhten sich der Druck und die Temperatur im Inneren der Kugel, um die Fusion in ihrem Kern zu entzünden.
Ursprünglich war die Sonne ein T-Tauri-Stern, dh ein heftig dynamischer Stern, der einen starken Sonnenwind ausstieß. Es dauerte einige Millionen Jahre, bis sich die Sonne in ihrer jetzigen Form niedergelassen hatte. Hier begannen der Lebenszyklus und verschiedene Stadien der Sonne.
Die Hauptsequenz:
Ähnlich wie bei den meisten Sternen erlebt die Sonne derzeit die Hauptsequenzen des Stadiums ihrer Lebensspanne, und im Verlauf der Hauptsequenz treten Kernfusionsreaktionen (Fusion von Wasserstoff zu Helium) im Kern des Sterns heftig auf. Ungefähr 600 Millionen Tonnen Materie werden in Sonnenstrahlung, Neutrinos und 4 x 1027 W Energie pro Sekunde umgewandelt. Die Sonne erzeugt nach diesem Prozess seit 4.57 Milliarden Jahren Energie.
Wie jeder andere Prozess hat auch dieser ein Ablaufdatum. Die Menge an Wasserstoffgas im Kern der Sonne ist begrenzt und kann daher den Prozess nicht für immer befeuern. Bis heute hat die Sonne etwa das 100-fache der Erdmasse in Helium- und Sonnenstrahlung umgewandelt. Während dieses Prozesses wird mehr Wasserstoff in Helium umgewandelt, was zu einer kontinuierlichen Schrumpfung des Sonnenkerns führt. Dadurch können die äußeren Schichten der Sonne ihre Nähe zum Zentrum vergrößern und einer starken Anziehungskraft ausgesetzt sein.
Mit zunehmender Nähe der äußeren Schichten wird mehr Druck auf den Kern ausgeübt, der durch einen anschließenden Anstieg der Schmelzgeschwindigkeit abgestoßen wird. Dies bezieht sich im Wesentlichen auf die Tatsache, dass die Fusionsrate schneller wird und die Wärme-Licht-Leistung der Sonne zunimmt, wenn die Sonne Wasserstoff verbraucht, und dieser Prozess zu einer Erhöhung der Leuchtkraft und der Wärmeerzeugungskapazität der Sonne um jeweils ein Prozent führt 100 Millionen Jahre und 30 Prozent mehr als im letzten 4.57 Milliarden Jahr.
In rund 1.1 Milliarden Jahren dürfte die Sonne 10% heller und heißer sein als heute. Dies ähnelt der außer Kontrolle geratenen Erwärmung der Venus, die den Planeten in eine höllische Umgebung verwandelte.
Nach 3.5 Milliarden Jahren würde die Sonne 40% heller und heißer werden als derzeit. Diese Intensivierung von Wärme und Licht würde die Ozeane zum Kochen bringen, die Eiskappen dauerhaft schmelzen und den gesamten Wasserdampf in der Atmosphäre in den Weltraum abgeben. Unter diesen Umweltzuständen würde das Leben auf der Erde, wie wir es kennen, aufhören zu überleben. Dies würde unsere Erde in einen heißen und trockenen Körper wie die Venus verwandeln. Die Hauptsequenz ist eine der wichtigsten Stufen der Sonne.
Erschöpfung des Kernwasserstoffs:
Die universelle Regel "Eine Sache, die beginnt, muss enden"; gilt für alles, auch für das Sonnensystem. Die Beseitigung von etwas so Großem wie einem Planetensystem dauert jedoch Hunderte von Milliarden von Jahren. Das Ende der Sonne wird wahrscheinlich in naher Zukunft nicht stattfinden. Aber in ferner Zukunft würde die Sonne ihren gesamten Wasserstoffbrennstoff verbrennen und allmählich in Richtung Tod kriechen. Da die Sonne die Hauptsequenz etwa 5.4 Milliarden Jahre später existiert, beginnt eine der letzten Stufen der Sonne.
Sobald der im Sonnenkern vorhandene Wasserstoff aufgebraucht ist, ist die dort gebildete inerte Heliumasche instabil und verschlechtert sich unter dem Einfluss ihres Gewichts. Aufgrund dessen würde sich der Kern erwärmen und dichter werden, was dazu führen würde, dass die wachsende Größe der Sonne zur Phase des Roten Riesen ihrer Entwicklung führt. Es wird geschätzt, dass die Sonne, wenn sie sich ausdehnt, groß genug wird, um die Umlaufbahn von Merkur, Venus und vielleicht sogar der Erde zu erfassen. Wenn die Erde zufällig die Umarmung überlebt, würde die extreme Hitze der roten Sonne den Planeten verbrennen.
Letzte Phase und Tod:
Die letzten Phasen der Sonne umfassen die RGB-Phase (Red-Giant-Branch). Sobald die Sonne die RGB-Phase berührt, hat sie eine aktive Lebensdauer von etwa 120 Millionen Jahren. In dieser Phase würde es jedoch eine Reihe von Aktivitäten geben. Erstens entzündet sich der mit Heliumasche gefüllte Kern bösartig in einem Heliumblitz, in dem etwa 40% der Sonnenmasse und 6% des Kerns innerhalb von Minuten in Kohlenstoff umgewandelt werden!
In ihrer RGB-Phase wird die Sonne wahrscheinlich auf das Zehnfache ihrer gegenwärtigen Größe und das 50-fache ihrer Leuchtkraft schrumpfen, wobei die Temperatur erheblich niedriger ist als heute. Das im Kern der Sonne vorhandene Helium wird die nächsten 100 Millionen Jahre weiter brennen, bis es vollständig erschöpft ist. Nach Erschöpfung würde die Sonne in ihre AGB-Phase (Asymptotic-Giant-Branch) eintreten, in der sie sich schnell wieder ausdehnen und leuchtender werden würde.
Irgendwann in den kommenden 20 Millionen Jahren würde die Sonne anfangen, Instabilität zu zeigen und eine Reihe von thermischen Massenverlustimpulsen zu erleiden. Diese Phänomene werden voraussichtlich alle 100000 Jahre auftreten und die Größe der Sonne auf über 1AU Radius und erhöhen Die Leuchtkraft soll 5,000-mal heller sein.
Diese Phase der Sonnenexpansion wird entweder die Erde umfassen oder sie für das Leben völlig unvereinbar machen. Sogar die Planeten im äußeren Sonnensystem (jenseits des Asteroidengürtels) werden sich drastisch verändern. Mit zunehmender Absorption von Energie von der Sonne beginnen die Wassereis zu sublimieren und bilden eine dicke Atmosphäre und dichte Oberflächenmeere. In 500,000 Jahren ab diesem Stadium wird die aktuelle Masse der Sonne um die Hälfte reduziert und ihre äußere Hülle aus Gasen wird sich zu einem planetarischen Nebel entwickeln.
credit: Kurgus angenommen (basierend auf urheberrechtlichen Ansprüchen)., Planetarischer.Nebel.Formation, Wikimedia Commons
Die Entwicklung der Sonne nach dem AGB-Stadium wird vergleichsweise schneller sein. Dies geschieht, wenn die ausgestoßene Masse unter Bildung eines planetarischen Nebels ionisiert und der bloße Kern eine Temperatur von 30,000 K erreicht. Die Endtemperatur des freiliegenden Kerns beträgt über 100,000 K, woraufhin der Rückstand abkühlt und einen weißen Zwerg bildet. Der gebildete planetarische Nebel wird sich in etwa 10,000 Jahren allmählich ausbreiten, aber der weiße Zwerg wird Billionen von Jahren bestehen bleiben, bevor er schwarz wird.
Das ultimative Schicksal unserer Sonne:
Bildnachweis: ESO / S. Steinhöfel, Diagramm des Lebens sonnenähnlicher Sterne, CC BY 4.0
Die Stadien der Sonne oder eines anderen Sterns enden mit seinem Tod. Im Allgemeinen ist der Tod von Sternen mit massiven Supernovae und der Bildung von Schwarzen Löchern verbunden. Im Fall der Sonne finden solche Formationen jedoch möglicherweise nicht statt, da die Sonne nicht massiv genug ist, um solche Prozesse durchzuführen. Im Vergleich zur Erde scheint die Sonne massiv zu sein, aber sie ist ein Stern mit vergleichsweise geringer Masse. Es gibt einige kolossale Sterne mit hoher Masse im Universum, die um ein Vielfaches größer sind als die Sonne. Wenn die Sonne zehnmal so massereich wäre, wäre die letzte Phase ihrer Lebensdauer viel explosiver.
In einem solchen Fall würde sich im Kern des Sterns Eisen bilden. Wenn Eisen eine Kernfusion durchläuft, gibt es keine nennenswerte Menge an Energie ab. Aufgrund dessen erfährt der Stern in seinem Kern keinen Druck mehr nach außen und vermeidet daher, nach innen zu kollabieren.
Es ist wahrscheinlich, dass die Sonne mit einer enormen Energiemenge katastrophal implodiert, wenn im Kern Eisen mit dem 1.38-fachen seiner Masse gesammelt wird. Diese unergründliche Energiemenge würde die Erde in nur acht Minuten erreichen und sie zusammen mit dem gesamten Sonnensystem vollständig zerstören. Ein neuer Nebel (ähnlich dem Krebsnebel) könnte sich bilden und von den nahe gelegenen Sternensystemen aus sichtbar sein. Die letzten Überreste der Sonne könnten ein stellares Schwarzes Loch oder ein sich schnell drehender Neutronenstern sein.
Aber unsere Sonne hat dieses Schicksal aufgrund ihrer Masse nicht. Die Sonne würde sich einfach zu einem weißen Zwergstern ausbrennen. Und zu diesem Zeitpunkt wäre das Leben lange ausgestorben. Dies markiert das Ende der verschiedenen Stadien der Sonne.
Um mehr über das Sonnensystem zu erfahren, besuchen Sie https://techiescience.com/milky-way-galaxy/
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