Eine der tiefgründigsten Regeln im ganzen Universum ist, dass nichts ewig dauert. Mit gravitativen, elektromagnetischen und nuklearen Kräften, die alle auf Materie einwirken, wird praktisch alles, was wir heute beobachten, in der Zukunft Veränderungen ausgesetzt sein. Sogar die Sterne, die gewaltigsten Sammlungen, die Kernbrennstoff im Kosmos verwandeln, werden eines Tages alle ausbrennen, einschließlich unserer Sonne.

Dies bedeutet jedoch nicht, dass der Sternentod — wenn den Sternen der Kernbrennstoff ausgeht — tatsächlich das Ende für einen Stern wie unsere Sonne ist. Ganz im Gegenteil, es gibt eine Reihe faszinierender Dinge für alle Sterne, sobald sie diesen ersten, offensichtlichsten Tod gestorben sind. Obwohl es wahr ist, dass der Brennstoff unserer Sonne endlich ist und wir voll und ganz erwarten, dass er einen „typischen“ Sterntod erleidet, ist dieser Tod nicht das Ende. Nicht für unsere Sonne und nicht für irgendwelche sonnenähnlichen Sterne. Hier ist, was als nächstes kommt.

Um als echter Stern und nicht als gescheiterter Stern (wie ein brauner Zwerg) oder als Leiche (wie ein weißer Zwerg oder Neutronenstern) angesehen zu werden, muss man in der Lage sein, Wasserstoff zu Helium zu verschmelzen. Wenn eine Gaswolke kollabiert, um möglicherweise einen neuen Stern zu bilden, hat sie in ihrem diffusen Zustand viel potentielle Gravitationsenergie, die beim Kollabieren in kinetische (thermische) Energie umgewandelt wird. Dieser Zusammenbruch erwärmt die Materie, und wenn sie heiß und dicht genug wird, beginnt die Kernfusion.Nach vielen Generationen der Untersuchung von Sternen, einschließlich wo sie sich bilden und wo nicht, wissen wir jetzt, dass sie eine Innentemperatur von etwa 4 Millionen K erreichen müssen, um Wasserstoff in Helium zu verschmelzen, und das erfordert mindestens ~ 8% die Masse unserer Sonne oder etwa 70 mal die Masse von Jupiter. Mindestens so massiv zu sein, ist die Mindestvoraussetzung, um überhaupt ein Stern zu werden.

Sobald diese Masse- / Temperaturschwelle überschritten ist, beginnt der Stern Wasserstoff zu Helium zu verschmelzen und wird einem von drei verschiedenen Schicksalen begegnen. Diese Schicksale werden allein durch die Masse des Sterns bestimmt, die wiederum die maximale Temperatur bestimmt, die im Kern erreicht wird. Alle Sterne beginnen, Wasserstoff zu Helium zu verschmelzen, aber was als nächstes kommt, ist temperaturabhängig. Insbesondere:

• Wenn Ihr Stern eine zu geringe Masse hat, wird er nur Wasserstoff zu Helium verschmelzen und niemals heiß genug werden, um Helium zu Kohlenstoff zu verschmelzen. Eine reine Heliumzusammensetzung ist das Schicksal aller Sterne der M-Klasse (roter Zwerg), die unter etwa 40% der Sonnenmasse liegen. Dies beschreibt die Mehrheit der Sterne im Universum (nach Anzahl).
• Wenn Ihr Stern wie die Sonne ist, wird er sich auf höhere Temperaturen zusammenziehen, wenn dem Kern der Wasserstoff ausgeht, und die Heliumfusion (in Kohlenstoff) beginnt, wenn der Stern zu einem roten Riesen anschwillt. Es besteht aus Kohlenstoff und Sauerstoff, wobei die leichteren (äußeren) Wasserstoff- und Heliumschichten abgeblasen werden. Dies geschieht für alle Sterne zwischen etwa 40% und 800% der Sonnenmasse.
• Wenn Ihr Stern mehr als das 8-fache der Sonnenmasse hat, wird er nicht nur Wasserstoff zu Helium und Helium zu Kohlenstoff verschmelzen, sondern später auch Kohlenstofffusion initiieren, was zu Sauerstofffusion, Siliziumfusion und schließlich zu einem spektakulären Tod durch Supernova führt.

Dies sind die konventionellsten Schicksale von Sternen und bei weitem die drei häufigsten. Die Sterne, die massereich genug sind, um Supernova zu werden, sind selten: nur etwa 0,1-0.2% aller Sterne sind so massereich und hinterlassen entweder Reste von Neutronensternen oder Schwarzen Löchern.

Die Sterne mit der geringsten Masse sind die häufigsten Sterne im Universum, machen zwischen 75-80% aller Sterne aus und sind auch die langlebigsten. Mit Lebensdauern, die von vielleicht 150 Milliarden bis über 100 Billionen Jahren reichen, ist in unserem 13,8 Milliarden Jahre alten Universum kein einziger Treibstoff ausgegangen. Wenn sie dies tun, werden sie weiße Zwergsterne bilden, die vollständig aus Helium bestehen.Aber Sonnenähnliche Sterne, die etwa ein Viertel aller Sterne ausmachen, erleben einen faszinierenden Todeszyklus, wenn ihnen in ihrem Kern das Helium ausgeht. Sie verwandeln sich in einem spektakulären, aber langsamen Todesprozess in ein planetarisches Nebel / Weißer Zwerg-Duo.

Während der Phase des roten Riesen werden Merkur und Venus sicherlich von der Sonne verschlungen, während die Erde dies kann oder auch nicht, abhängig von bestimmten Prozessen, die noch nicht vollständig ausgearbeitet sind. Die eisigen Welten jenseits von Neptun werden wahrscheinlich schmelzen und sublimieren und den Tod unseres Sterns wahrscheinlich nicht überleben.

Sobald die äußeren Schichten der Sonne in das interstellare Medium zurückgekehrt sind, bleiben nur noch ein paar verkohlte Leichen von Welten übrig, die den weißen Zwergrest unserer Sonne umkreisen. Der Kern, der größtenteils aus Kohlenstoff und Sauerstoff besteht, wird etwa 50% der Masse unserer heutigen Sonne ausmachen, aber nur ungefähr die physische Größe der Erde haben.

Dieser weiße Zwergstern wird extrem lange heiß bleiben. Wärme ist eine Energiemenge, die in jedem Objekt eingeschlossen wird, aber nur durch seine Oberfläche abgestrahlt werden kann. Stellen Sie sich vor, Sie nehmen die Hälfte der Energie in einem Stern wie unserer Sonne und komprimieren diese Energie dann in ein noch kleineres Volumen. Was wird passieren?

Es wird heiß. Wenn Sie Gas in einen Zylinder nehmen und es schnell komprimieren, erwärmt es sich: So funktioniert ein Kolben in Ihrem Verbrennungsmotor. Die roten Riesensterne, aus denen weiße Zwerge entstehen, sind tatsächlich viel kühler als der Zwerg selbst. Während der Kontraktionsphase steigen die Temperaturen von nur 3.000 K (für einen roten Riesen) auf bis zu 20.000 K (für einen weißen Zwerg). Diese Art der Erwärmung ist auf adiabatische Kompression zurückzuführen und erklärt, warum diese Zwergsterne so heiß sind.

Aber jetzt muss es abkühlen, und es kann nur durch seine kleine, winzige Erdoberfläche strahlen. Wenn Sie jetzt bei 20.000 K einen weißen Zwerg bilden und ihm 13,8 Milliarden Jahre Zeit geben würden, um sich abzukühlen (das gegenwärtige Alter des Universums), würde er sich um satte 40 K abkühlen: auf 19.960 K.

Wir müssen schrecklich lange warten, wenn wir wollen, dass unsere Sonne bis zu dem Punkt abkühlt, an dem sie unsichtbar wird. Sobald unsere Sonne jedoch keinen Treibstoff mehr hat, wird das Universum gerne reichlich Zeit zur Verfügung stellen. Sicher, alle Galaxien in der lokalen Gruppe werden miteinander verschmelzen; Alle Galaxien darüber hinaus werden aufgrund dunkler Energie wegbeschleunigen; Die Sternentstehung wird sich zu einem Rinnsal verlangsamen und die massereichsten roten Zwerge werden ihren Treibstoff verbrennen. Trotzdem wird unser weißer Zwerg weiter abkühlen.

Endlich, nachdem irgendwo zwischen 100 Billionen und 1 Billiarde Jahre (1014 bis 1015 Jahre) vergangen sind, wird der weiße Zwerg, der unsere Sonne werden wird, aus dem sichtbaren Teil des Spektrums verblassen und sich auf wenige Grad über dem absoluten Nullpunkt abkühlen. Jetzt als schwarzer Zwerg bekannt, wird dieser Ball aus Kohlenstoff und Sauerstoff im Weltraum einfach durch alles, was aus unserer Galaxie wird, zusammen mit über einer Billion anderer Sterne und Sternleichen, die von unserer lokalen Gruppe übrig geblieben sind.

Aber das ist auch nicht wirklich das Ende für unsere Sonne. Es gibt drei mögliche Schicksale, die darauf warten, je nachdem, wie viel Glück (oder Pech) wir haben.

1.) Völlig unglücklich. Etwa die Hälfte aller Sternleichen in der Galaxie — in den meisten Galaxien — entstehen als Singulettsternsysteme, ähnlich wie unsere eigene Sonne. Während Mehrsternsysteme weit verbreitet sind und etwa 50% aller bekannten Sterne in binären oder trinären (oder sogar reicheren) Systemen vorkommen, ist unsere Sonne der einzige Stern in unserem eigenen Sonnensystem.

Dies ist enorm wichtig für die Zukunft, weil es außerordentlich unwahrscheinlich ist, dass unsere Sonne mit einem Begleiter verschmilzt oder einen Begleiter verschluckt oder von einem anderen Begleiter verschluckt wird. Wir würden allen Widrigkeiten trotzen, wenn wir mit einem anderen Stern oder einer anderen Leiche da draußen verschmelzen würden. Unter der Annahme, dass wir kein Glück haben, wird unsere Sonne in Zukunft nur noch unzählige Gravitationswechselwirkungen mit den anderen Massen sehen, die dazu führen sollten, dass das, was von unserem Sonnensystem übrig ist, nach etwa 1017 bis 1019 Jahren aus der Galaxie ausgestoßen wird.

2.) Das Glück, zu revitalisieren. Sie könnten aus gutem Grund denken, dass, sobald der weiße Zwerg, zu dem unsere Sonne wird, abkühlt, es keine Chance mehr gibt, dass er jemals wieder scheint. Aber es gibt viele Möglichkeiten für unsere Sonne, ein neues Leben zu bekommen und ihre eigene starke Strahlung wieder abzugeben. Dazu braucht es nur eine neue Quelle von Materie. Wenn unsere Sonne auch in ferner Zukunft:

• mit einem roten Zwergstern oder einem braunen Zwerg verschmilzt,
• Wasserstoffgas aus einer Molekülwolke oder einem gasförmigen Planeten akkumuliert,
• oder in einen anderen Sternkörper läuft,

es kann die Kernfusion erneut entzünden. Das erste Szenario wird zu mindestens vielen Millionen Jahren Wasserstoffverbrennung führen; das zweite wird zu einem Fusionsschub führen, der als Nova bekannt ist; Das letzte wird zu einer außer Kontrolle geratenen Supernova-Explosion führen, die beide Sternleichen zerstört. Wenn wir ein solches Ereignis erleben, bevor wir ausgeworfen werden, wird unser kosmisches Glück für alle, die in unserer Galaxie bleiben, sichtbar sein.

3.) Super Glück, wo wir von einem Schwarzen Loch verschlungen werden. Am Rande unserer Galaxie, etwa 25.000 Lichtjahre von dem supermassiven Schwarzen Loch entfernt, das unser galaktisches Zentrum besetzt, existieren nur die kleinen Schwarzen Löcher, die aus einzelnen Sternen gebildet wurden. Sie haben die kleinste Querschnittsfläche aller massereichen Objekte im Universum. Soweit galaktische Ziele gehen, sind diese stellaren Schwarzen Löcher einige der am schwersten zu treffenden Objekte.

Aber gelegentlich werden sie getroffen. Kleine Schwarze Löcher, wenn sie auf Materie treffen, beschleunigen und leiten sie in einen Akkretionsfluss, wo ein Teil der Materie verschlungen und zur Masse des Schwarzen Lochs hinzugefügt wird, aber das meiste davon wird in Form von Jets und anderen Trümmern ausgestoßen. Diese aktiven, massearmen Schwarzen Löcher werden als Mikroquasare bezeichnet, wenn sie aufflammen, und sie sind sehr reale Phänomene.

Obwohl es äußerst unwahrscheinlich ist, dass es uns passiert, muss jemand die kosmische Lotterie gewinnen, und diejenigen, die dies tun, werden zu Nahrung für schwarze Löcher für ihren letzten Akt.

Fast jedes Objekt im Universum hat eine Vielzahl von Möglichkeiten, was in ferner Zukunft mit ihm passieren wird, und es ist unglaublich schwierig, das Schicksal eines einzelnen Objekts angesichts der chaotischen Umgebung unserer Ecke des Kosmos zu bestimmen. Aber indem wir die Physik hinter den Objekten kennen, die wir haben, und verstehen, was die Wahrscheinlichkeiten und Zeitskalen für jeden Objekttyp sind, können wir besser abschätzen, wie das Schicksal eines Menschen aussehen sollte.Für unsere Sonne werden wir nach weniger als weiteren 10 Milliarden Jahren zu einem weißen Zwerg, werden nach ~ 1014-1015 Jahren zu einem schwarzen Zwerg verblassen und werden nach 1017-1019 Jahren aus der Galaxie ausgestoßen. Zumindest ist das der wahrscheinlichste Weg. Aber Fusionen, Gasansammlungen, Kollisionen oder sogar verschlungen zu werden, sind alles Möglichkeiten, und sie werden jemandem passieren, auch wenn es wahrscheinlich nicht wir sind. Unsere Zukunft ist vielleicht noch nicht geschrieben, aber wir wären klug, auf eine glänzende Zukunft für Billionen von Jahren zu wetten!