Die Milchstraße von der Seite und von oben mit der Position unserer Sonne darin.
Quelle: NASA: Multiwavelength Milky Way: Our Galaxy - The Milky Way, http://mwmw.gsfc.nasa.gov/mmw_MW.html
Aus
The Hitchhiker's Guide To The Galaxy von Douglas Adams:
Far out in the uncharted backwaters of the unfashionable
end of the Western Spiral arm of the Galaxy
lies a small unregarded yellow sun.
Zusammenfassung von Teilen des Buchkapitels sowie Zusatzmaterial:
Vor etwa 4,6 Milliarden Jahren entstand in etwa 28.000 Lichtjahren Abstand vom Zentrum der Milchstraße unser Sonnensystem aus einer kontrahierenden Gaswolke. Damit befindet sich unser Sonnensystem relativ weit außen in der Scheibe der Milchstraße.
Nun sind 4,6 Milliarden Jahre zwar eine unvorstellbar lange Zeitspanne,
aber das Universum war damals bereits schon etwa 9 Milliarden Jahre alt.
In den ersten 2/3 der Lebenszeit unseres Universums gab es also unsere Sonne und unsere Erde noch gar nicht.
Als unser Sonnensystem vor 4,6 Milliarden Jahren entstand, hatten sich im Universum bereits seit 9 Milliarden Jahren schwere Elemente wie Eisen, Kohlenstoff oder Sauerstoff im Gas zwischen den Sternen anreichern können. Diese Elemente waren zuvor in kurzlebigen, massereichen Sternen durch Kernfusion erzeugt und dann beim Versiegen des Fusionsbrennstoffs in Form von Sternwinden, planetarischen Nebeln und Supernova-Explosionen in den Weltraum geblasen worden (siehe Kapitel 2.3 ).
Damit eine Gaswolke unter dem Einfluss ihrer Gravitation kollabieren kann, muss sie relativ kühl, massereich und dicht sein. Diese Bedingungen sind in den sogenannten Riesen-Molekülwolken erfüllt, wie man sie auch heute noch häufig in der Scheibe der Milchstraße findet, beispielsweise im Sternbild Orion (siehe Kapitel 2.3 ). Diese Wolken sind nur etwa 10 bis 20 Kelvin warm (also sehr kalt), haben Ausdehungen von mehreren 100 Lichtjahren und Gesamtmassen von 10.000 Sonnenmassen und mehr. Bei ihrem Schrumpfen kann sie zudem Energie durch Strahlungskühlung nach außen abgeben.
Nun kollabiert eine Gaswolke nicht als Einheit. Vielmehr verstärken sich kleine lokale Ungleichmäßigkeiten der Dichte durch die Gravitation immer mehr, so dass die Wolke in kleinere Teilwolken zerfällt, die nun ihrerseits kollabieren. So entstehen aus einer Wolke zugleich viele Sterne mit verschiedenen Massen, die zusammen einen Sternhaufen bilden.
Unsere Sonne ist auf diese Weise vor 4,6 Milliarden Jahren aus einer kollabierenden Teil-Molekülwolke entstanden. Wie in Kapitel 3.3 beschrieben, bildete sich dabei zunächst im Zentrum der Teilwolke ein sogenannter Protostern. Dieser sammelte immer mehr Materie aus der Wolke auf und erhitzte sich dabei immer weiter, bis in seinem Inneren schließlich die Kernfusion von Wasserstoff zu Helium zünden konnte. Unsere Sonne war geboren! Zugleich entsteht eine flache, rotierende Gasscheibe mit dem Protostern im Zentrum, die man als protoplanetare Scheibe bezeichnet -- aus ihr entstehen die Planeten.
In den Außenbereichen des Sonnensystems jenseits der Planeten Uranus, Neptun und Pluto
gelang es der Materie nicht, einen größeren Planeten zu bilden.
Stattdessen entstand eine große Anzahl kleinere Objekte, die
gleichsam bei der Bildung des Sonnensystems übrig blieben und die
gelegentlich als Kometen in den inneren Bereich des Sonnensystems abgelenkt werden.
Kometen enthalten sehr wertvolle Informationen über die Frühzeit
des Sonnensystems, da sie seitdem weitgehend unverändert geblieben sind.
Man geht davon aus, dass Kometen in großer Zahl bis in der weit hinaus reichenden
Oortschen Wolke vorkommen, die in 300 bis 100.000 Sonne-Erd-Abständen
unser Sonnensystem schalenförmig einhüllt. Zur Sonne hin geht die Oortsche Wolke in den
Kuipergürtel über.
Die Planetenbahnen liegen alle recht genau in einer Ebene. Man nennt diese Ebene auch
die Ekliptik. Nur die Plutobahn weicht etwas von der Ebene ab.
Zudem umkreisen die Planeten die Sonne
alle in derselben Drehrichtung.
Beides ist ein deutlicher Hinweis auf die gemeinsame Entstehungsgeschichte der Planeten aus einer
rotierenden protoplanetaren Gas- und Staub-Scheibe.
Einen sehr schönen Eindruck von der Größe des Sonnensystems im Vergleich zum Abstand zum nächsten Stern (Proxima Centauri) gibt die folgende Grafik von Richard Powell:
Unser Sonnensystem -- zumindest was die Planetenbahnen betrifft -- ist also winzig, wenn
man es mit den Abständen zwischen den Sternen vergleicht.
Ein gutes Gefühl für die Abstände der Planeten zur Sonne bekommt man, wenn man
diese Abstände nicht in Kilometern, sondern in Lichtminuten, Lichttagen und Lichtjahren ausdrückt, also
mit Hilfe der Zeit, die das Licht oder auch Funksignale zur Überwindung der Entfernung benötigt
(zur Erinnerung: Licht legt pro Sekunde 300.000 Kilometer zurück, kann also die Erde in einer Sekunde
etwa 7 mal umrunden):
In den 4,6 Milliarden Jahren seit ihrer Geburt hat sich unsere Sonne verändert: Zu Beginn war sie weniger heiß und leuchtstark als sie es heute ist (siehe auch Kapitel 2.3 ). Ihre Leuchtkraft hat sich bis heute um etwa 40 % erhöht, und ihr Radius ist um etwa 5 % gewachsen. Das wird sich auch in den nächsten Jahrmilliarden so fortsetzen, so dass das Leben auf der Erde wohl erlischt noch lange bevor sich die Sonne in einen roten Riesen verwandelt (mehr dazu am Ende des Buches).
Innerer Aufbau der Sonne.
Im Sonnenzentrum (Core) fusioniert bei etwa 15 Millionen Kelvin und enormem Druck
Wasserstoff zu Helium. Das Sonnenzentrum macht zwar nur 1,6 % des Sonnenvolumens aus, enthält
aber dennoch etwa 50 % der Sonnenmasse, d.h. es ist deutlich dichter als die Außenbereiche der Sonne.
Seine Dichte ist 150 mal so groß wie die Dichte von Wasser, während die Dichte
der Sonnenmaterie über die gesamte Sonne gemittelt
nur etwa 1,4 mal so groß wie die Dichte von Wasser ist.
Der Druck im Sonnenzentrum ist mit über 1016 Pascal mehr als 100 Milliarden
mal so groß wie der Luftdruck in Meereshöhe.
Das Sonnenzentrum wird von der sogenannten Strahlungszone umhüllt, die bei 70 % des Sonnenradius
in die Konvektionszone übergeht. In der Strahlungszone wandert die Energie des Sonnenzentrums
sehr langsam durch elektromagnetische Wärmestrahlung nach außen bis zur Konvektionszone.
Dort kann dann heißere Sternmaterie bis zur etwa 6000 Kelvin heißen Sonnenoberfläche aufsteigen
und die Energie in den Weltraum abstrahlen. Das Auf- und Absteigen von Sonnenmaterie erkennt
man an der granularen Struktur der Sonnenoberfläche.
Quelle:
Wikimedia Commons File:Sun parts big.jpg,
Quelle dort:
Diagram of a solar-type star
from the
Imagine the Universe web site, High Energy Astrophysics Science Archive Research Center, NASA Goddard Space Flight Center,
demnach Public domain work of NASA.
Literatur zu dem Thema:
last modified on 23 February 2012
