Kurz nachdem unser Planet zerstört ist, tritt auch die Sonne in eine neue Phase ein: In einem Alter von 12,33 Milliarden Jahren ist die Temperatur in ihrem Inneren auf rund 100 Millionen Grad angestiegen. Hitze und Druck sind nun so hoch, dass auch die Heliumatome in ihrem Kern beginnen, miteinander zu verschmelzen. Das Helium fusioniert zu Kohlenstoff. Gleichzeitig wirft unser Stern nun noch mehr von seiner äußeren Hülle ab und wird wieder deutlich kleiner und leichter.
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Ein Stern im Todeskampf
Doch dieses Heliumbrennen hält nicht lange an: Schon nach gut hundert Millionen Jahren ist auch der Heliumvorrat im Sonneninneren aufgebraucht. Weil die Sonne aber für den nächsten Fusionsschritt, das Kohlenstoffbrennen zu massearm ist, beginnt nun ihr Todeskampf. Die nachlassende Kernfusion führt dazu, dass ihr Inneres kollabiert, gleichzeitig stößt ein immer stärker werdender Sternenwind ihre nur noch lose gebundenen Gashüllen ab.
Unser Stern hat nun rund die Hälfte seiner Masse verloren und beginnt zu pulsieren. Bei diesem „Alterszittern“ kommt es zu Strahlenausbrüchen und einem abrupten Ausschleudern von immer mehr Hüllmaterial, bis schließlich der nackte Kern freiliegt. Dieser ist so stark komprimiert, dass er nur noch die Größe der Erde hat, aber 0,55 Sonnenmassen schwer ist.
Weißer Zwerg – mit oder ohne Planetarischem Nebel?
Damit ist nun aus der Sonne ein Weißer Zwerg geworden – der tote Rest eines Sterns. Obwohl die Kernfusion zum Erliegen kommt, ist die Leuchtkraft dieses Sternenrests noch 3.500 Mal höher als bei der heutigen Sonne – er strahlt hellweiß. Und nun? Lange war unklar, ob dieser solare Weiße Zwerg allein vor sich hin strahlen wird, bis er allmählich verlischt, oder ob er einen planetarischen Nebel erzeugen wird. Bei diesem farbenprächtigen Schauspiel regt die energiereiche Strahlung des Weißen Zwergs die umgebenden Gase zum Leuchten an.