{"id":20152,"date":"2012-01-19T10:20:08","date_gmt":"2012-01-19T09:20:08","guid":{"rendered":"https:\/\/astrodicticum-simplex.ulrich.digital\/index.php\/2012\/01\/19\/das-schicksal-der-planeten-nach-dem-tod-der-sonne\/"},"modified":"2025-05-14T16:07:12","modified_gmt":"2025-05-14T14:07:12","slug":"das-schicksal-der-planeten-nach-dem-tod-der-sonne","status":"publish","type":"post","link":"https:\/\/astrodicticum-simplex.ulrich.digital\/index.php\/2012\/01\/19\/das-schicksal-der-planeten-nach-dem-tod-der-sonne\/","title":{"rendered":"Das Schicksal der Planeten nach dem Tod der Sonne"},"content":{"rendered":"

Die Sonne geht jeden Tag auf und wieder unter. Seit Milliarden Jahren schon. Und sie sieht immer gleich aus. Aber nat\u00fcrlich ist die Sonne ein dynamischer Himmelsk\u00f6rper, der sich st\u00e4ndig ver\u00e4ndert. In jeder Sekunde verliert die Sonne etwa 4 Millionen Tonnen ihrer Masse die in Energie umgewandelt und abgestrahlt werden. 4 Millionen Tonnen sind viel. Aber die Sonne wiegt 2000000000000000000000000000 Tonnen. Das sind zwei Quadrilliarden Tonnen! Die paar Millionen, die da jede Sekunde verschwinden, merkt die Sonne gar nicht. Aber irgendwann, in ferner Zukunft, wird sie sich merklich ver\u00e4ndern. Sie wird ein roter Riese werden, dann ein wei\u00dfer Zwerg. Und was passiert dann mit den Planeten?
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\nWenn die Sonne sich am Ende ihres Lebens zu einem roten Riesen aufbl\u00e4ht, wird sie gro\u00dfe Teile ihrer Masse – wesentlich mehr als 4 Millionen Tonnen pro Sekunde – ins All schleudern. Sie wird ganze Schichten ihrer Atmosph\u00e4re absto\u00dfen. Am Ende bleibt nur ihr Kern \u00fcbrig: die Sonne ist zu einem Wei\u00dfen Zwerg geworden. Wenn die Sonne Masse verliert, hat das nat\u00fcrlich Einfluss auf die Planeten. Die Masse der Sonne bestimmt wie stark ihre Gravitationswirkung ist. Weniger Masse hei\u00dft weniger Gravitationskraft und die Planeten entfernen sich von der Sonne. Wird die Sonne nun aber so viel Masse verlieren, dass die Planeten gar nicht mehr festgehalten werden k\u00f6nnen? Den Zusammenhang zwischen der Entwicklung der Sonne und der Bewegung der Planeten haben Dimitri Veras und Mark Wyatt von der Uni Cambrige in ihrer Arbeit „The Solar System’s Post-Main Sequence Escape Boundary“<\/a> untersucht.<\/p>\n

Zuerst einmal stellen sie fest, dass sich bis zur Roten-Riesen-Phase der Sonne nicht viel tun wird. Der ganz normale Massenverlust der Sonne hat keine dramatischen Auswirkungen auf die Bewegung der Planeten. Die kleinere Masse der Sonne f\u00fchrt gerade mal zu einer 0,055 prozentigen Vergr\u00f6\u00dferung der Planetenbahnen. Die Himmelsk\u00f6rper bleiben also im Wesentlichen dort, wo sie jetzt auch sind. Zumindest, was den Einfluss der Sonne angeht. Die gravitativen St\u00f6rungen der Planeten untereinander<\/i> k\u00f6nnen dagegen viel gr\u00f6\u00dfer sein und die Bahnen k\u00f6nnen sich auf Zeitskalen von einigen Milliarden Jahren dramatisch \u00e4ndern – dar\u00fcber habe ich fr\u00fcher schon mal geschrieben<\/a>. Es ist also schwer zu sagen, wo sich die Planeten in 5 Milliarden Jahren befinden werden, wenn die Sonne zum roten Riesen wird. Es ist aber durchaus realistisch davon auszugehen, dass sich bis dahin nicht viel tun wird. Immerhin sind auch die letzten paar Milliarden Jahre ohne gro\u00dfe Ver\u00e4nderungen abgelaufen.<\/p>\n

Wie viel Masse die Sonne in der Endphase ihres Lebens verlieren wird, ist noch nicht ganz klar. Die Details der Sternentwicklung haben wir noch nicht komplett verstanden und es gibt verschiedenen Modelle. So k\u00f6nnte das zum Beispiel aussehen:<\/p>\n

\"i-f5f6545f1bc691db008b45c4aa0c261c-sonneentwicklung-thumb-500x353.png\"<\/a><\/form>\n
Bild: Veras & Wyatt (2012)<\/a><\/small><\/em><\/div>\n

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Auf der x-Achse ist die Zeit aufgetragen (in Milliarden Jahren; man sieht nur die Endphase des Lebens der Sonne). Die y-Achse zeigt die Masse der Sonne (in Einheiten der aktuellen Sonnenmasse). Die verschiedenen Kurven stehen f\u00fcr verschiedene Werte eines Parameters \u03b7 der vom jeweiligen Modell abh\u00e4ngt, das man f\u00fcr die Sternentwicklung verwendet. Bei der Sonne liegt dieser Wert vermutlich irgendwo zwischen 0.4 und 0.8. Die verschiedenen Farben zeigen die Phase an, in der sich die Sonne gerade befindet. RGB steht f\u00fcr „Red giant branch“, die Sonne ist also gerade ein roter Riese. Orange kennzeichnet die Phase, in der die Sonne keinen Wasserstoff mehr im Kern fusioniert sondern Helium. Und in gr\u00fcn\/blau wird die Sp\u00e4tphase der Sternentwicklung markiert, wenn die Sonne ein AGB-Stern („Asymptotic giant branch<\/a>„) ist. Am Ende hat die Sonne zwar in allen Modellen die gleiche Masse. Aber je nach dem Wert des Parameters \u03b7 verliert sie den Hauptteil ihrer Masse in der RGB-Phase bzw. der AGB-Phase. Veras und Wyatt haben nun in numerischen Simulationen nachgesehen, wie sich dieser Massenverlust auf die Stabilit\u00e4t der Planeten auswirkt. Wie nah muss ein Himmelsk\u00f6rper sein, damit er trotz des Massenverlustes immer noch an die Sonne gebunden bleibt? Die Ergebnisse fasst diese Grafik zusammen:<\/p>\n\"i-5ef5b4da9df7049546fd2c9e64d6f633-sunborders-thumb-500x326.png\"<\/a><\/form>\n

Bild: Veras & Wyatt (2012)<\/a><\/small><\/em><\/div>\n

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Die x-Achse zeigt den Parameter \u03b7, die y-Achse die Entfernung der Planeten von der Sonne (in Einheiten von 1000 AE<\/a>). Wei\u00df ist der stabile Bereich, rosa der instabile Bereich. F\u00fcr kleine Werte von \u03b7 bleibt alles innerhalb von 1000 AE stabil; f\u00fcr gr\u00f6\u00dfere Werte von \u03b7 r\u00fcckt die Stabilit\u00e4tsgrenze nach au\u00dfen. Wir k\u00f6nnen also davon ausgehen, dass alle Planeten auch nach dem Tod der Sonne weiter ihre Runden ziehen werden. Sie sind nah genug an ihr dran, um auch weiter gebunden zu bleiben. Anders sieht es bei den Asteroiden im Kuiperg\u00fcrtel und den Kometen der Oortschen Wolke<\/a> aus. Die k\u00f6nnen auch mehr als 1000 AE von der Sonne entfernt sein und die geringe Masse am Ende des Sonnenlebens k\u00f6nnte sie ins All entkommen lassen. Veras und Wyatt haben sich das genauer angesehen. So sieht das zum Beispiel f\u00fcr \u03b7=0.3 aus:<\/p>\n\"i-bc6b4f416d21593f19f7745b2d6a3851-sunescape1-thumb-500x312.png\"<\/a><\/form>\n

Bild: Veras & Wyatt (2012)<\/a><\/small><\/em><\/div>\n

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Hier sieht man Objekte, die circa 3000 AE von der Sonne entfernt sind. Man erkennt zwar deutlich, wie sich ihre Bahn \u00e4ndert, die Ellipsen werden immer gr\u00f6\u00dfer. Eine genau Analyse zeigt aber, dass sie immer noch gebunden sind. Ganz anders sieht es aus, wenn man Objekte betrachtet, die etwa 10000 AE entfernt sind:<\/p>\n\"i-59db3632d3d2a08f30a4445c2cb74577-sunescape2-thumb-500x290.png\"<\/a><\/form>\n

Bild: Veras & Wyatt (2012)<\/a><\/small><\/em><\/div>\n

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Hier tut sich schon mehr, die \u00c4nderung der Bahnen ist viel st\u00e4rker und es zeigt sich, dass diese Asteroiden das Sonnensystem tats\u00e4chlich verlassen. Veras und Wyatt haben nochmal genau nachgesehen, wie stark der Asteroidenverlust tats\u00e4chlich ist. Hier sind ein paar Ergebnisse, f\u00fcr \u03b7=0.2 und \u03b7=0.5:<\/p>\n\"i-df21f972642709e3915058f175c50103-sunescape3-thumb-500x340.png\"<\/a><\/form>\n\"i-1e8babf31c4498321137ff313e63b6c6-sunescape4-thumb-500x351.png\"<\/a><\/form>\n

Bild: Veras & Wyatt (2012)<\/a><\/small><\/em><\/div>\n

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Die x-Achse zeigt die Entfernung der Asteroiden von der Sonne (in Einheiten von 10000 AE), die y-Achse den Prozentsatz, der ins All entkommt. Die verschiedenen Kurven stehen f\u00fcr Asteroiden mit verschiedenen Bahnexzentrizit\u00e4ten. Blau sind fast kreisf\u00f6rmige Bahnen, gelb und rot sind stark oval. F\u00fcr kleine Werte von \u03b7 und stark exzentrische Bahnen kann der Verlust im Kuiperg\u00fcrtel also tats\u00e4chlich recht gro\u00df sein.<\/p>\n

Rein himmelsmechanisch wird der Tod der Sonne also nur die Asteroiden im fernen Kuiperg\u00fcrtel betreffen. Die Planeten werden sie weiterhin umkreisen. Ob die sich aufbl\u00e4hende Sonne die inneren Planeten aber komplett zerst\u00f6rt oder einfach nur zu leblosen, verbrannten Steinkugel reduziert bleibt allerdings offen… \"\"<\/p>\n","protected":false},"excerpt":{"rendered":"

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