Hier auf der Erde haben die Zutaten für das Leben, um zu überleben, zu gedeihen, sich zu entwickeln und sich auf unserer Welt zu erhalten, alle seit Milliarden von Jahren ohne Fehler koexistiert. Neben all den Atomen und Molekülen, die unser Planet besitzt, hat unsere Welt dank ihrer Atmosphäre und dem richtigen Abstand zur Sonne auch die richtigen Bedingungen für flüssiges Wasser auf ihrer Oberfläche.

Wenn die Sonne jedoch entweder deutlich kühler oder heißer wäre, würde diese Bewohnbarkeit ein jähes Ende finden. Alle Zutaten, die wir uns ausdenken könnten, würden nichts an der einfachen Tatsache ändern: Ohne den richtigen Energieeintrag von unserer Sonne wäre Leben ein Ding der Unmöglichkeit. Unsere Sonne enthält 99,8 % der Masse des Sonnensystems, wird aber jeden Tag leichter. Wenn genug Zeit vergeht, werden ihre Veränderungen die Erde unbewohnbar machen. Hier sehen Sie, wie sie sich verändert.

Als sich unser Sonnensystem zum ersten Mal bildete, begann ein großer Massenklumpen, mehr und mehr Materie gravitativ an sich zu ziehen, wodurch ein wachsender Protostern entstand. Um ihn herum bildete sich eine protoplanetare Scheibe mit den Keimen der zukünftigen Planeten des Sonnensystems. Es folgte ein Wettlauf zwischen zwei konkurrierenden Kräften: der Gravitation, die unseren Protostern und die Planeten innerhalb der Scheibe wachsen ließ, und der Strahlung von äußeren Sternen und unserer jungen, sich bildenden Sonne.

Wenn die Strahlung schließlich siegt, können unsere Sonne und die Planeten nicht mehr wachsen, und die Materie, die weiter hineinfallen würde, wird weggeblasen, wodurch schließlich unser modernes Sonnensystem entsteht.

Dies markiert den Punkt, an dem unser Sonnensystem seine maximale Masse erreicht: die massivste, die es jemals sein wird. Dies markiert auch, nicht ganz zufällig, den Punkt, an dem unsere Sonne am wenigsten energiereich ist. Solange sie noch leichtere Elemente zu schwereren fusioniert, wird sie nie wieder so wenig Energie abgeben.

Scheint das nicht paradox zu sein? Die Sonne wird von diesem Punkt an nur noch weniger massereich, während die Energiemenge, die sie abgibt, nur noch steigt.

Wenn Ihnen das gegen den Strich geht, was Sie glauben, über Sterne zu wissen, sind Sie nicht allein. Immerhin brennen massereichere Sterne heißer und heller, wenn alles gleich bleibt.

Es gibt wirklich nur ein paar Faktoren, alle in Kombination miteinander, die bestimmen, wie heiß ein Stern ist. Wenn man davon ausgeht, dass Sterne ihre Energie aus der Kernfusion von leichteren zu schwereren Elementen beziehen, kann man eigentlich aufzählen, was einen Stern dazu bringt, Energie abzugeben. Die Faktoren sind:

1. Die Temperatur im Kern des Sterns, da höhere Temperaturen mehr Energie pro Teilchen bedeuten, was zu einer größeren Wahrscheinlichkeit eines Fusionsereignisses führt, wenn zwei Teilchen kollidieren.
2. Die Größe der Fusionsregion, da größere Regionen, in denen die Fusion stattfinden kann, zu mehr Fusion in der gleichen Zeit führen.

Wenn wir zwei verschiedene Sterne betrachten und vergleichen, neigt der massivere dazu, höhere Kerntemperaturen zu erreichen und eine größere Fusionsregion zu haben. Aber wenn wir ins Innere eines einzelnen Sterns schauen, sehen wir etwas anderes.

Die Sonne gewinnt ihre Energie, wenn sie ihren Brennstoff verbrennt, indem sie Wasserstoff in einer Kettenreaktion zu Helium fusioniert. Durch die Proton-Proton-Kette erhält unsere Sonne (und die meisten Sterne) ihre Energie, da das Endprodukt (Helium-4) leichter und massearmer ist als die Ausgangsreaktanten (4 Protonen). Die Kernfusion funktioniert nach dem Prinzip der Masse-Energie-Äquivalenz, wobei ein kleiner Bruchteil von etwa 0,7 % der Gesamtmasse dessen, was fusioniert wird, über Einsteins E = mc2 in Energie umgewandelt wird.

Dabei sinkt die Masse der Sonne langsam ab; die Energie wird an die Oberfläche transportiert, und das „Abfallprodukt“ Helium sinkt weiter nach unten in den zentralen Bereich des Kerns.

Das Helium im Zentrum kann bei diesen Temperaturen nicht fusionieren, daher findet in den heliumreichen Regionen weniger Fusion pro Volumeneinheit statt. Ohne Fusion gibt es weniger Strahlung, und der heliumreiche innere Teil beginnt unter seiner eigenen Schwerkraft zu kontrahieren. Die Gravitationskontraktion gibt jedoch Energie ab, was bedeutet, dass eine Menge Wärme/Thermalenergie nach außen transportiert wird.

Wenn der Stern altert, steigen daher die Temperaturen im Inneren, und der Bereich, in dem Fusion stattfinden kann (bei Temperaturen von 4 Millionen K und mehr), dehnt sich nach außen aus. Insgesamt nimmt die Fusionsrate und das Volumen, in dem die Fusion stattfindet, mit der Zeit zu. Dies führt dazu, dass die Sonne – und alle sonnenähnlichen Sterne – ihren Energieausstoß mit zunehmendem Alter erhöht.

Die Energie, die dabei an die Oberfläche transportiert wird, verursacht nicht nur die Emission von Licht, sondern auch von einigen der locker gehaltenen Teilchen am Rande der Photosphäre der Sonne. Elektronen, Protonen und sogar schwerere Kerne können genug kinetische Energie gewinnen, um aus der Sonne herausgeschleudert zu werden, wodurch ein Strom von Teilchen entsteht, der als Sonnenwind bekannt ist. Die geladenen Teilchen breiten sich im gesamten Sonnensystem aus und verlassen das Sonnensystem größtenteils vollständig, obwohl einige von ihnen durch eine zufällige Ausrichtung in der Geometrie auf die Atmosphären eines der Planeten auftreffen. Wenn sie das tun, erzeugen sie den Effekt, der als Aurora bekannt ist und den die Menschheit im Laufe der Geschichte gemessen und beobachtet hat.

In den letzten 4,5 Milliarden Jahren ist die Sonne heißer geworden, aber auch weniger massiv. Der Sonnenwind, wie wir ihn heute messen, ist im Laufe der Zeit ungefähr konstant. Es gibt zwar gelegentlich Flares und Massenauswürfe, aber sie tragen kaum zur Gesamtrate bei, mit der die Sonne an Masse verliert. In ähnlicher Weise hat die Fusionsenergie der Sonne im Laufe ihrer Geschichte um etwa 20 % zugenommen, aber auch das ist nur ein kleiner Faktor.

Wenn wir heute die Geschwindigkeit des Massenverlustes durch den Sonnenwind und die Kernfusion messen, können wir herausfinden, wie viel leichter die Sonne mit jeder Sekunde wird, die vergeht. Wir können auch extrapolieren, wie viel Masse die Sonne im Laufe ihrer gesamten Geschichte seit ihrer Entstehung verloren hat: eine bemerkenswerte Leistung.

Der Sonnenwind trägt jede Sekunde etwa 1,6 Millionen Tonnen Masse weg, oder 1,6 × 109 kg/s. Das ist sicherlich eine Menge Material, und es summiert sich über lange Zeiträume hinweg. Alle 150 Millionen Jahre verliert die Sonne durch den Sonnenwind etwa die Masse der Erde, also etwa 30 Erdmassen über die gesamte bisherige Lebenszeit der Sonne.

Durch die Kernfusion verliert die Sonne aber noch mehr Masse als das. Die Leistungsabgabe der Sonne beträgt relativ konstant 4 × 1026 W, was bedeutet, dass sie pro Sekunde etwa 4 Millionen Tonnen Masse in Energie umwandelt. Durch die Fusion verliert die Sonne also jede Sekunde etwa 250 % so viel Masse, wie vom Sonnenwind weggetragen wird. Im Laufe ihrer 4,5 Milliarden Jahre währenden Lebensdauer hat die Sonne durch die Fusion etwa 95 Erdmassen verloren: etwa die Masse des Saturns.

Im Laufe der Zeit wird die Menge an Masse, die die Sonne verliert, zunehmen, besonders wenn sie in die Riesenphase ihres Lebens eintritt. Aber selbst bei dieser relativ konstanten Rate bedeutet das Wachstum von Helium im Sonnenkern, dass wir uns hier auf der Erde aufheizen werden. Nach etwa 1 bis 2 Milliarden Jahren wird die Sonne so heiß brennen, dass die Ozeane der Erde vollständig wegkochen und flüssiges Wasser auf der Oberfläche unseres Planeten unmöglich machen. Während die Sonne immer heller wird, wird sie im Gegenzug immer heißer werden. Unser Planet hat bereits etwa drei Viertel der Zeit verbraucht, in der die Erde bewohnbar ist. Während die Sonne weiter an Masse verliert, nähert sich die Menschheit und alles Leben auf der Erde ihrem unausweichlichen Schicksal. Lassen Sie uns diese letzten Milliarden Jahre nutzen.