Dies ist die Geschichte eines kosmischen Dramas. Sie erzählt von der wundersamen Geburt eines Sterns und seiner Planeten, von seinem stürmischen Werdegang und seinem unaufhaltsamen Todeskampf. Es ist die Biografie der Sonne - jenes Himmelskörpers, dem wir unser Leben verdanken. Die Geschichte beginnt vor rund fünf Milliarden Jahren in einem Außenbezirk der Milchstraße, am Rande des Orionarms. Dort wabert die Brutstätte unserer künftigen Heimat: eine gewaltige dunkle Wolke aus Gas und Staub - ein mächtiger Nebel, der sich über viele Billionen Kilometer in die finsteren Weiten des Alls erstreckt.
Ein Lichtstrahl, 300 000 Kilometer pro Sekunde schnell, brauchte etwa ein Jahr, um diese Wolke zu durchqueren. In ihrem Inneren sind die Gasmoleküle und -atome, zumeist Wasserstoff und Helium, äußerst dünn verteilt; in einem Kubikzentimeter schwirren gerade einmal um die 1000 Teilchen. Das ist ein Nichts, bestenfalls ein Hauch von Materie. Verschwindend wenig im Vergleich zur heutigen irdischen Atmosphäre, wo sich auf Meereshöhe 27 Trilliarden Moleküle in jedem Kubikzentimeter Luft ballen (das ist eine Zahl mit 21 Nullen).
In noch geringerer Menge schweben mikroskopisch kleine Staubteilchen im kosmischen Dunst umher. Etwa metallische Partikel aus Eisen, Silizium, Nickel oder Gold, die nicht mehr als ein Millionstel Meter messen. Es ist die Asche längst erloschener Riesensonnen, in deren Kern sie Jahrmilliarden zuvor unter Druck und Hitze aus leichteren Elementen wie Wasserstoff und Helium gebacken worden sind.
Mit dem Urknall entstanden Raum, Zeit und Materie
Diese mächtigen Sterne haben ihren Brennstoff vor geraumer Zeit verbraucht, sind dann unter ihrer eigenen Schwerkraft kollabiert und haben schließlich in einer gigantischen Explosion einen Großteil ihrer Materie ins All geschleudert. Weit älter noch als der Staub sind die Gasatome in der Wolke. Ihre Herkunft reicht bis an den Anfang aller Dinge – damals, vor nunmehr 13,7 Milliarden Jahren, als sich im Urknall das Universum selbst gebar. Als sich die gesamte Energie des Kosmos, gestaucht auf einen Punkt, mit einem Mal aufblähte und Raum und Zeit erschuf. Ein Teil dieser Energie wandelte sich augenblicklich in Materie um. Bereits Sekundenbruchteile nach der Genesis bildeten sich winzige Elementarteilchen: negativ geladene Elektronen, positiv geladene Protonen und ladungsfreie Neutronen.
Dann verstrichen 380 000 Jahre, das Universum dehnte sich aus, kühlte dabei ab, und die Elementarteilchen formten neue Materiebausteine. Es entstanden Wasserstoff- und Heliumatome, die einfachsten und leichtesten aller Atome. In jedem dieser Partikel rasen die kleinen Elektronen um größere, im Zentrum vibrierende Atomkerne, die aus Protonen und Neutronen bestehen.
Wasserstoff und Helium stellen auch heute noch den Großteil sämtlicher Elemente im Universum. Allenthalben haben Astronomen gewaltige Gasnebel aus diesen Stoffen entdeckt, die um das Zentrum der Galaxis kreisen. Vor etwas mehr als 4,6 Milliarden Jahren (so eine Hypothese) kommt es in der Nähe unserer Urwolke am Rande des Orionarms zu einer verheerenden Katastrophe – die zugleich die Geburt unseres Sonnensystems auslöst. Ein sterbender Riesenstern birst: Mit mehreren Tausend Kilometern pro Sekunde schleudert die gewaltige Explosion die stellaren Überreste in den Raum.
Eine mächtige Druckwelle breitet sich in der Finsternis des Alls aus – und trifft mit voller Wucht auf die Urwolke. Durch den enormen Druck verdichten sich in manchen Bereichen des dünnen Dunstes die Gas- und Staubteilchen millionenfach. Die Dichte der Materie ist nun so groß, dass Tag für Tag zufällig Gaspartikel zusammenstoßen. Ähnlich wie Gummikugeln prallen die Atome gegeneinander und fliegen wieder auseinander. Bei solchen Karambolagen geben sie stets einen Teil ihrer Bewegungsenergie ab; die entweicht in Form von Strahlung ins All. Dabei kühlt die Wolke ab, denn physikalisch ist Wärme nichts anderes als die Bewegungsenergie von Teilchen.
Die Partikel ziehen sich immer stärker an, der Nebel verdichtet sich
Und ähnlich wie in einem Dampfkochtopf, dessen Inhalt allmählich erkaltet, nimmt mit schwindender Temperatur der Druck des Gases ab. Dadurch aber kann sich in dem Urnebel nun jene fundamentale Gewalt entfalten, die noch heute Sonne und Planeten zusammenhält: die Gravitationskraft. Denn je kälter das Gas wird, je langsamer also die Atome und Moleküle in der Wolke umherfliegen, desto mächtiger wirkt ihre gegenseitige Anziehungskraft, desto enger rücken sie zusammen. Die Folge: Der Nebel verdichtet sich. Immer mehr Masse ballt sich auf gleichem Raum, immer stärker ziehen sich die Gaspartikel an.
Auf Diese Weise kommt ein sich selbst verstärkender, unumkehrbarer Prozess in Gang: Die prästellare Wolke, aus der Jahrmillionen später unser Sonnensystem entstehen wird, kollabiert allmählich unter ihrer eigenen Masse. Da der gewaltige Gasnebel langsam um sich selbst rotiert, fällt er nicht gleichförmig von allen Seiten in sich zusammen. Denn die Drehung setzt der Gravitation eine nach außen gerichtete Gewalt entgegen, die Fliehkraft (die gleiche Macht, die Menschen auf einem Kettenkarussell nach außen treibt).
Das Gas sinkt also über Jahrmillionen zu einer flach gedrückten Spindel zusammen, einem kreiselnden Diskus, der „Akkretionsscheibe“ (von lat. accretio = Anwachsen). Im Zentrum dieses kosmischen Strudels knäuelt sich ein dicker kugeliger Kern zusammen. Es ist die „Proto-Sonne“: ein galaktischer Riese mit einem Durchmesser von mehreren Hundert Millionen Kilometern, millionenfach voluminöser als das heutige Zentralgestirn. Dieser solare Vorläufer zieht aufgrund seiner Schwerkraft immer mehr Wasserstoff und Helium aus seiner Umgebung an. Schließlich hat der Koloss einen Großteil der Akkretionsscheibe in sich aufgesogen.
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Die Proto-Sonne schrumpft dabei immer weiter. Unter der stärker werdenden Schwerkraft nähern sich die Teilchen mehr und mehr an, der Druck im Inneren der Kugel nimmt zu – und damit auch die Temperatur. Dies ist die Folge eines universalen Naturgesetzes. Das Gleiche geschieht, wenn man den Reifen eines Fahrrads aufpumpt: Der Kolben presst das Gas in der Pumpe zusammen, die gestauchte Luft erwärmt sich.
Das Innere des Wolkenkerns heizt sich folglich auf, die Temperatur steigt auf mehrere Hundert Grad Celsius an. Dabei setzt der kollabierende Gigant gewaltige Mengen an Energie frei – und spuckt sie als Infrarotstrahlung ins All.
Die Proto-Sonne beginnt zum ersten Mal zu leuchten (wenn auch nicht im sichtbaren Bereich). Nun steht die eigentliche Sternstunde unserer kosmischen Heimat bevor. Unter dem Druck und der Hitze wimmeln in der Proto-Sonne bald derart viele Atome umeinander, quetschen sich auf engstem Raum und kollidieren miteinander, dass das Sternengas nach und nach seine physikalischen Eigenschaften verändert.
Elektronen, die zuvor um die Protonen und Neutronen geflogen sind, werden aus ihren winzigen Umlaufbahnen gerissen und rasen fortan frei in einer Atomkernsuppe umher. Wissenschaftler sprechen dabei von Plasma: einem vierten Zustand der Materie. Denn anders als feste, flüssige oder gasförmige Stoffe, wie sie auf der Erde vorkommen, besteht Plasma nicht aus elektrisch neutralen Atomen oder Molekülen, sondern aus deren elektrisch geladenen Bausteinen. Diese Komponenten vermögen sich folglich völlig ungebunden im Plasma zu bewegen.
Im Innern der Sonne zündet die erste Kernfusion
Einige Hunderttausend Jahre sind vergangen, seit die dunkle, kalte, dünne Urwolke begonnen hat, in sich zusammenzufallen. Nun brodeln die Gasmassen in einer kosmischen Hexenküche, einer dicken Brühe aus Wasserstoff und Helium, mehr als eine Million Grad heiß. Immer mehr Gas aus der Akkretionsscheibe fliegt in den Gravitations-Klumpen und nährt dessen Masse.
Da wird im Inneren der Sonne ein Vorgang angestoßen, der beinahe wie Zauberei anmutet. Eine atomare Vereinigung, die physikalisch so komplex ist, dass sie die Vorstellungskraft der meisten Menschen übersteigt. Im glutheißen Plasma kommt es zur nuklearen Zündung. Einer wirkmächtigen Reaktion: Ein Kern „schweren“ Wasserstoffs – er besteht aus einem Proton und einem Neutron – stößt mit solcher Kraft auf ein einzelnes Proton, dass die beiden Teilchen aneinander hängen bleiben und miteinander verschmelzen. Ein neues Element entsteht: Helium-3. Dies ist die erste Kernfusion im Sonnensystem – und sie setzt eine verborgene Energie frei.
Denn während sich kurz nach dem Urknall Energie in Materie verwandelte, läuft jetzt der entgegengesetzte Prozess ab: Materie verstrahlt und verflüchtigt sich zu Energie. Das kommt daher, dass jeder neu geschaffene Heliumkern etwas weniger als das Proton und der Deuteriumkern zusammen wiegt – die beiden Teilchen also, die ihn gebildet haben. Die entschwundene Masse verwandelt sich in reine Energie: in Strahlung.
Zwar geht bei dieser Verschmelzung nur der Bruchteil eines Massenprozents als Strahlung verloren. Doch diese
Winzigkeit lässt gigantische Energien frei. Der Sonnenreaktor läuft nun in einer ersten von zwei Stufen an. Es klingt wie Magie, was dort im Sternenzentrum vor sich geht. Etwa so, als verrührte man exakt ein Kilogramm Mehl und ein Kilogramm Zucker miteinander und erhielte anschließend nicht zwei Kilogramm, sondern ein bisschen weniger Zuckermehl – die fehlende Masse wäre einfach als Licht verloren gegangen.
Von nun an beginnt sich die Sonne gleichsam selbst zu fressen. Denn mit jeder einzelnen Kernfusion büßt sie
an Masse ein, sie wird also Stück für Stück leichter. Während es im Herzen des Sterns immer heißer wird, bahnen sich die ersten bei der Kernfusion freigesetzten Strahlen ihren mühsamen Weg an die Oberfläche. Doch in der dicken Glut stoßen sie ständig gegen die Teilchen des Plasmas und werden dabei von ihnen verschluckt und wieder abgestrahlt. Es dauert Abertausende Jahre, bis die ersten zarten Strahlen die Sonne verlassen. Dieser flackernde Schein vermag das All noch nicht zu erhellen – dicke Nebelschwaden verdunkeln das stellare Leuchtfeuer. Immer noch stürzen Gasströme aus der wirbelnden Akkretionsscheibe in den Sternen-Embryo.
Es ist ein gefährlicher Strudel, in dem die junge Sonne jetzt rotiert: Und fast überlebt unser Muttergestirn diese Phase nicht, beinahe verliert es seine kompakte Kugelform und verwandelt sich in ein diskusförmiges Objekt. Denn je kleiner und komprimierter ein Stern wird, je mehr Teilchen sich in ihm drängeln, desto schneller rotiert er. Physiker führen das Phänomen auf die Erhaltung des Drehimpulses zurück. Es ist der gleiche Effekt wie bei einer Eiskunstläuferin, die sich zunächst mit ausgestreckten Armen langsam um die eigene Achse dreht, dann ihre Arme an den Körper zieht und dadurch in immer rasanteren Pirouetten herumwirbelt.
Erstaunliche Vorgänge halten den neuen Stern zusammen
Die nach außen drängenden Fliehkräfte könnten theoretisch irgendwann die Gravitationskraft übersteigen und den Stern auseinanderzerren. Das System würde sich also selbst auslöschen. Doch im Inneren der Akkretionsscheibe laufen erstaunliche Vorgänge ab, die den Gasball in ihrer Mitte vor dem Exitus bewahren: Die rotierende Materie erzeugt ein ebenfalls rotierendes Magnetfeld, rund 1000-mal stärker als jenes, das die Sonne heute umgibt. Ein Teil der Gasmassen, die immer noch auf die Sonne stürzen, werden auf Bahnen entlang der Magnetfeldlinien gezwungen, beschleunigt und schließlich über die Pole des Sterns gelenkt.
Dort schießt das Gas in den interstellaren Raum. Es ist, als speie die Sonne aus Nord- und Südpol zwei gewaltige Leuchtfontänen ins kosmische Dunkel. Für den heranwachsenden Stern ist dies ein Segen: Denn das davonstiebende Material – Abermilliarden Tonnen Gas lodern rund 100 000 Jahre lang empor – reißt einen Teil des Drehimpulses mit sich. Zusätzlich tragen hochkomplexe Prozesse zwischen den Teilchen in der Akkretionsscheibe dazu bei, dass die Rotationsgeschwindigkeit des neuen Sterns nicht ständig weiter anwächst.
Die Sonne beruhigt sich allmählich, kreiselt langsamer. Und hat schließlich ihre Zerreißprobe überstanden. Bald klart die Umgebung auf, der Nebel lichtet sich, die Sonne erstrahlt – wenn auch noch in fahlem Licht. Und weil sie jetzt nicht mehr so schnell um ihre Achse wirbelt, schrumpft die Sonne durch die Gravitationskraft in ihrer Ausdehnung: Druck und Dichte in ihrem Zentrum nehmen zu. Die Hälfte der gesamten Sonnenmasse drängt sich nun in einem Kern, der weniger als zwei Prozent des Sternvolumens ausmacht. Darin nimmt die Hitze auf 15 Millionen Grad zu. Es kommt zur zweiten Sonnenzündung, und im Grunde genommen ist der Vorgang ganz ähnlich wie bei der ersten Kernfusion. Aber der Prozess setzt eine entscheidende Stufe früher an und verläuft in einer dreistufigen Reaktion.
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1. Zwei Protonen vereinigen sich zu „schwerem“ Wasserstoff. 2. Dieser schwere Wasserstoff verschmilzt mit einem weiteren Proton. Ein neues Element ensteht: Helium-3. 3. Zwei Helium-3-Kerne verschmelzen zu einem Helium-4-Kern und geben dabei zwei Protonen frei. Kurz gesagt: Jeweils vier Protonen verwandeln sich in einen Helium-4-Kern. Diese zweite Kernfusion setzt bei der Zerstrahlung von Materie noch mehr Energie frei als die erste Stufe: Ein Gramm umgewandelter Materie entfesselt 25 Millionen Kilowattstunden (um diese Energie zu erzeugen, müsste man 3000 Tonnen Steinkohle verfeuern).
Der solare Glutofen entwickelt jetzt zwei Drittel der Strahlkraft der heutigen Sonne; in den folgenden Jahrmilliarden wird ihre Leuchtstärke beständig zunehmen. Riesige Blasen heißen Plasmas wallen während dieses Prozesses aus Schichten auf, die den feurigen Kern und die darumliegende Strahlungszone umhüllen. An der Außenseite kühlen sie ab, sinken herab, heizen sich in der Tiefe wieder auf – und steigen von Neuem empor.
Feuerstürme tosen auf der brodelnden Oberfläche der Sonne. Leuchtende Gasbögen ragen Zehntausende Kilometer hoch über den Rand des Gestirns. Sie folgen dem komplexen Magnetfeld, das den Leuchtkörper umgibt. Manchmal vernichten sich Bereiche des Magnetfeldes gegenseitig, dann schießen Eruptionen ins All. Dabei erbricht die Sonne so viel Energie wie Milliarden explodierender Atombomben. Zudem bläst sie beständig einen mehrere Millionen km/h schnellen Wind aus geladenen Teilchen ins All.
Nach 20 Millionen Jahren hat die Sonne ihr Gleichgewicht gefunden
Die Hitze und die nach außen drückende Strahlung halten die Lichtmaschine davon ab, noch weiter zu kollabieren. Von nun an – rund 20 Millionen Jahre, nachdem die Gas- und Staubwolke begonnen hat, in sich zusammenzufallen – wird sich der Durchmesser der Sonne (1,4 Millionen Kilometer) für Jahrmilliarden kaum noch ändern. Sie hat ihr Gleichgewicht gefunden – und inzwischen weit mehr als 99 Prozent der Akkretionsscheibe in sich aufgesogen.
Bereits vorher aber beginnen in der blass schillernden Scheibe aus Gas- und Staubresten, die um die gleißende Kugel rotiert, weitere erstaunliche Vorgänge. Im Umkreis einiger Hundert Millionen Kilometer um die Sonne brennt das Sternenfeuer schon so stark auf die letzten, leichten Gaswölkchen aus Wasserstoff und Helium, dass sie von dem sengenden Sonnenwind in die frostige Kälte weiter außen liegender Umlaufbahnen gepustet werden. Nur die etwas schwereren Staubteilchen trotzen dem Sturm und schweben weiter auf den inneren Orbits um das Gestirn. Es bricht die Zeit der Planeten an.
Überall in der Staubscheibe prallen Mikropartikel zusammen, hier und da bleiben sie aneinander haften. Sie
gehen dabei chemische Verbindungen ein oder verkleben durch elektrische Anziehungskräfte miteinander.
Nach und nach verschmelzen immer mehr Teilchen miteinander. Aus dem Sternenstaub formen sich kleine Bröckchen, Fäden, Eiskristalle und Körner. Bald kreisen zentimeterlange Flocken, dann kleine Steine um die Sonne; schließlich, nach mehreren Tausend Jahren, sind es Felsen. Immer wieder krachen auch sie zusammen und verklumpen dabei.
Mittlerweile ist es aber nicht mehr nur der Zufall, der sie kollidieren lässt. Vielmehr ziehen sich die Brocken durch ihre Schwerkraft gegenseitig an. Im Laufe der Jahrzehntausende bilden sich Lücken in der Akkretionsscheibe. Denn nun fliegen Abermillionen steinerne Inseln um den glühenden Stern, einige so massig wie ganze Gebirgszüge. Diese „Planetesimale“ sind die Vorläufer unserer Planeten. Manche zerbrechen unter der Wucht der ständigen Kollisionen, andere verleiben sich einander ein und wachsen weiter.
Der junge Jupiter reißt Felsen, Staub und Gasmoleküle an sich
Wie gewaltige Gravitationsstaubsauger rotieren die Planetesimale um die Sonne und verschlucken den restlichen Staub in ihrer jeweiligen Umlaufbahn. Auf einem eisigen Orbit, knapp 800 Millionen Kilometer entfernt vom Muttergestirn, hat sich ein besonders mächtiger „Proto-Planet“ gebildet, der junge Jupiter. Dieser Himmelskörper entwickelt eine solche Gravitationskraft, dass er nicht nur Staub, Felsen und kleinere Planetesimale an sich reißt, sondern sogar umherirrende Gasmoleküle an seine Oberfläche bindet.
Zwar ist in den Jahrmillionen zuvor der meiste Wasserstoff in die Sonne gestürzt, doch die übrig gebliebenen dünnen Schwaden reichen aus, um eine stürmische Atmosphäre auf dem Jupiter aufzubauen. Lawinenartig wächst diese Gashaut an, bis sie so dick ist, dass sich die unteren Lagen unter dem Druck der darüberliegenden Schichten verflüssigen. Vermutlich braucht Jupiter nur zehn Millionen Jahre, um zum schwersten aller Planeten heranzuwachsen – massiver als alle anderen Fels- und Gastrabanten im Sonnensystem zusammen. Ähnlich wie der Jupiter entstehen zur gleichen Zeit drei weitere Gasriesen:
• Saturn, gut 1,4 Milliarden Kilometer von der Sonne entfernt;
• Uranus, Abstand knapp 2,9 Milliarden Kilometer; • Neptun, der das Gestirn in einem Radius von 4,5 Milliarden Kilometern umrundet und in den eisigen Außenbezirken Staub und Gas einsammelt.
Jenseits des Neptuns ist die Materiedichte zu gering, als dass sich große Planeten bilden könnten. Dort formt sich ein viele Milliarden Kilometer breites Band aus torkelnden Brocken, Planetesimalen und Zwergplaneten: der KuiperGürtel. Während die Gasplaneten allmählich ihre heutige Gestalt annehmen, bilden sich in den gasfreien Regionen in Sonnennähe mond- bis marsgroße Planeten-Embryos. Sie formen sich hauptsächlich aus metallischen und mineralischen Teilchen, die nicht von unserem Zentralgestirn weggepustet worden sind.
Da auf den sonnennahen Umlaufbahnen weniger Staub schwebt als auf den sonnenfernen Orbits, reifen sie bei Weitem nicht so rasch wie die Gasplaneten. Ihre Masse nimmt langsamer zu – und mithin auch ihre Schwerkraft. Es dauert deshalb mehrere zehn Millionen Jahre, ehe sich einige stattliche Planetenvorläufer gebildet haben.
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Wie viele dieser terrestrischen Himmelskörper zu diesem Zeitpunkt um die Sonne rasen, weiß niemand. Es mögen acht sein, vielleicht auch zehn. Einer davon ist die „Proto-Erde“: ein marsgroßer Himmelskörper, der sich vor über 4,5 Milliarden Jahren aus Planetesimalen zusammengeklumpt hat.
Noch aber existieren zu viele Proto-Planeten, noch kann sich kein harmonisches Gleichgewicht zwischen ihnen einstellen. Manche Orbits überschneiden sich, Himmelskörper brechen aus ihrem Kurs, poltern gegeneinander, zerschmettern oder vereinigen sich zu größeren Globen. Andere werden durch komplexe Gravitationskräfte aus ihren Umlaufbahnen geschleudert, fliegen ins All hinaus und driften durch die Galaxis. Das System ist noch instabil.
Immer weniger Objekte bleiben dabei übrig, immer weniger Planetenvorläufer umkreisen die Sonne. Zu ihnen gehören der junge Merkur, die Proto-Venus, die Proto-Erde, und jenseits der Erdbahn der Proto-Mars.
Es sind glutheiße Gebilde mit aufgeschmolzener Oberfläche. Denn jeder Einschlag erzeugt Hitze und lässt Gesteine, Minerale und Erze schmelzen. Nur zwischen Mars und Jupiter haben sich keine Planeten gebildet. Dort taumeln in einem Asteroidengürtel Millionen Brocken umher, manche kleiner als ein Meter, andere Kilometer groß.
Vermutlich werden sie von den ungeheuren Gravitationskräften des Jupiters daran gehindert, zu einem weiteren Planeten zu verbacken.
Ein masgroßes Geschoss kracht auf die Proto-Erde
Die Proto-Erde, die inzwischen fast ihre heutige Größe erreicht hat, zieht etwa 150 Millionen Kilometer von der Sonne entfernt ihre Bahn. Dann, vor 4,53 Milliarden Jahren, trifft sie ein schwerer Schlag, vielleicht der heftigste in der Geschichte des Sonnensystems: Ein marsgroßes Geschoss kracht mit 36 000 km/h auf den Vorläufer unseres Heimatplaneten. Der Crash setzt die Energie von zehn Billionen Wasserstoffbomben frei. Ein Blitz, heller als die Sonne, leuchtet auf.
Der Einschlag reißt eine tiefe Wunde in den glühenden Erdmantel. Das Geschoss selbst zerbirst, seine Trümmer stieben empor. Von der Schwerkraft gebunden, umkreisen Gase und Abermillionen Gesteinsbröckchen die Erde. Erst allmählich kühlt diese Tausende Grad heiße Wolke ab. Nun beginnen die Körnchen – ähnlich wie einst die Partikel in der Akkretionsscheibe – zu verklumpen. Schließlich beherrscht ein besonders großer Brocken das Bild: Innerhalb weniger Monate saugt er die restlichen Splitter auf – und begleitet fortan als Mond unseren Globus.
Bis aber das Leben auf der Erde erwacht, werden noch eine Milliarde Jahre vergehen. Denn zu jener Zeit ist sie noch ein denkbar unwirtlicher Ort: Vulkane speien Magma, Lavaströme wälzen sich über das Land, Schlote pusten giftige Gase in die Atmosphäre. Mit einem Satz: Die Erde gleicht einer Hölle. Es dauert Jahrmillionen, bis sich ihre Kruste abgekühlt hat. Dampf aus dem Erdinneren regnet als Wasser ab und sammelt sich in Talbecken zu Meeren. Zudem speisen gigantische „Schneebälle“ – Kometen aus den äußeren Regionen des Sonnensystems, die damals häufig auf die Erde stürzen – die Gewässer. Schließlich erheben sich aus einem weltumspannenden Ozean die Kontinente (siehe auch GEOkompakt „Naturgewalten“).
Womöglich kommt es in den Tiefen dieses Gewässers, an den Rändern unterseeischer Schornsteine zu dem großen Wunder: Leblose Materie ordnet sich in der Dunkelheit zu lebenshungrigen Urwesen – zu winzigen Zellen, die sich von Ausflüssen aus dem Erdinneren ernähren. Das Leben entsteht. Mehrere Jahrhundertmillionen später, vor gut 2,5 Milliarden Jahren, entdecken einige Mikroorganismen dann eine neue Energiequelle, die fortan das Leben auf der Erde speist: die Sonne.
Erst die Sonne macht höher entwickeltes Leben überhaupt möglich
Es ist dieser Stern, der Kernfusionsreaktor in seinem Inneren, der es den Lebewesen überhaupt erst ermöglicht, höhere Stufen auf der Evolutionstreppe zu erklimmen. Cyanobakterien beginnen das Sonnenlicht zu nutzen, um energiereiche chemische Verbindungen zu bauen. Aus ihnen entwickeln sich Pflanzen, die wiederum Tiere ernähren. Und schließlich, vor rund 200 000 Jahren, bringt die Natur, getrieben von der Sonne, auch den Homo sapiens hervor: jenes Lebewesen, das sich erstmals Gedanken macht. Über sich und seine Welt – und darüber, wie Sonne und
Planeten entstanden sind.
Heute verschmelzen in dem glühenden Ball an unserem Himmel in jeder Sekunde knapp 600 Millionen Tonnen Wasserstoff zu Helium. Die frei werdende Energie würde ausreichen, um den derzeitigen Energiebedarf der Menschheit rund eine Million Jahre lang zu decken. Es sind gewaltige Mengen an Materie, die unser Muttergestirn Tag für Tag, Jahr für Jahr verliert. Und doch wird die Sonne den Globus noch lange erhellen: Das Kraftwerk in seinem Kern hat erst knapp die Hälfte seiner Wasserstoff-vorräte aufgebraucht.
In etwa sechs Milliarden Jahren aber wird der Brennstoff im Zentrum des Sterns allmählich zur Neige gehen. Die Temperatur sinkt, der Druck im Sterneninneren nimmt ab – die Schwerkraft lässt den Kern weiter kollabieren. Aus den darüberliegenden Schichten rückt Wasserstoff nach, das atomare Feuer entflammt von Neuem. Dessen enorme Strahlung bläht die äußere Hülle des Sterns bis ins Riesenhafte auf. Er schwillt an, auf den zehn-, zwanzig-, hundertfachen Durchmesser.
Die Oberfläche der Sonne – inzwischen auf das Zehntausendfache angewachsen – kühlt nun ab, da sie pro Quadratmeter viel weniger Energie durchströmt; sie scheint gelb, dann rötlich. Unser Zentralgestirn wird zum „Roten Riesen“. Ihre Schale wächst immer weiter an, die Sonne verschluckt den Merkur, die Venus, und vielleicht verleibt sich der Gigant irgendwann auch unseren Heimatplaneten ein. In dieser Phase bläst der Stern fast ein Drittel seiner Masse ins All: Fortan umschillert ihn ein planetarischer Nebel. Im Inneren des Roten Riesen fällt die Materie weiter in sich zusammen; so hoch steigt der Druck, dass selbst Heliumkerne verschmelzen und ein neues Element bilden: Kohlenstoff.
Nach rund 100 Millionen Jahren ist das Helium vollständig zu Kohlenstoff verbrannt: Der atomare Sternenofen erlischt. Die sterbende Sonne hatnun keine Kraft mehr, der eigenen Gravitation zu widerstehen. Im Verlauf einiger Tausend Jahre schrumpft sie auf Erdengröße zusammen. Ein Teelöffel ihrer nun extrem verdichteten Masse würde auf unserem Globus eine Tonne wiegen. Unter diesem enormen Druck erhitzt sich die Materie ein letztes Mal auf 100 000 Grad und lässt den stellaren Winzling aufglimmen. Die Sonne ist nun ein Weißer Zwerg, dazu verdammt, langsam auszuglühen. Vielleicht dauert das weitere Milliarden Jahre. Doch irgendwann danach wird von unserer einstigen Heimat nichts übrig bleiben als eisige Schwärze.
Dann ist es in unserer Milchstraße, am Rande des Orionarms, wieder ein wenig dunkler geworden.
