Wie alt sind die Sterne? Zur Klärung dieser Frage werden Sonnenmodelle erstellt. Allerdings ist jedes Modell nur so gut wie seine Parameter. Im Folgenden wird ein Überblick über die Funktionsweise von Sonnenmodellen gegeben sowie über die Theorien, auf welchen die Modellannahmen beruhen. Zudem wird eingeordnet, wie gut diese jeweils empirisch belegt sind.

Vorstellungen der Sternentwicklung

Die allgemein vertretene Vorstellung von der Entwicklung von Sternen lautet: Eine Gaswolke kollabiert zu einem Stern, dann beginnt irgendwann die Fusion von Wasserstoff zu Helium und der Stern beginnt zu leuchten. Ein paar Milliarden Jahre später geht der Wasserstoff im Kern aus und das Helium wird zu Kohlenstoff fusioniert. Dieser Prozess schreitet fort, bis entweder die Atmosphäre des Sterns abgestoßen wird oder bis der Stern Eisen erzeugt und als Supernova explodiert.

Die verschiedenen Phasen des Lebens eines Sterns passen gut zum Hertzsprung-Russel- Diagramm, welches eine Übersicht der Sterne nach ihrer Leuchtkraft (entspricht der Oberflächentemperatur) und Spektralklasse oder Farbe ist (siehe Abb. 1). Hieraus ergeben sich die angenommenen Entwicklungsphasen eines Sterns. Zum Beispiel sind 90 % der Sterne in der Hauptreihe, woraus geschlossen wird, dass die Sterne 90 % ihres Lebens in der Hauptreihe verringen. Allerdings lassen sich aus den Abfolgen verschiedener Phasen (s. Abb. 2) noch keine konkreten Zeiträume für die verschiedenen Entwicklungsschritte erschließen (Schneider 2025).

Abb. 1  Das Hertzsprung-Russell-Diagramm (HR-Diagramm) stellt die Leuchtkraft einer Gruppe von Sternen in Abhängigkeit von ihrer Spektralklasse dar. Der diagonale Bereich „Hauptreihensterne“ ist der Bereich, in dem alle Sterne von roten Zwergen bis zu den Riesen den größten Teil ihrer „Lebenszeit“ verbringen und Wasserstoff zu Helium fusionieren. Rote Riesen und Überriesen sind weiterentwickelte Sterne an ihrem Lebensende, die Elemente verbrennen, die schwerer als Wasserstoff sind. Wenn sie dann ihre Hülle abstoßen, entstehen Weiße Zwerge aus ihren Kernen. Bei großen Sternen würden nach einer Supernova Neutronensterne oder Schwarze Löcher entstehen, die nicht Teil des HR-Diagramms sind. (Sch/Rursus, CC BY-SA 3.0, Wikimedia, https://de.wikipedia.org/wiki/Datei:HR-sparse-de.svg#/media/Datei:HR-sparse-de.svg)

Abb. 2  Die „Lebensphasen“ von Sternen nach theoretischen Berechnungen. Außer dem Tod von Sternen als Hüllenabstoß oder Supernova wurde noch keiner dieser Übergänge direkt beobachtet. MSun = Sonnenmassen. (B. Scholl nach R.N. Bailey, CC BY 4.0, Wikimedia)

Deshalb wird anhand gemessener Daten und einiger Vorannahmen ein Computermodell erstellt, um die verschiedenen Abläufe und Zeiträume zu berechnen. In der Regel werden Computermodelle anhand unserer Sonne entwickelt und anschließend auf andere Sterne erweitert.

Die zwei Modelle

Es gibt zwei wichtige Modelle: 1. das heutige Standardsonnenmodell MESA (Module for Experiments in Stellar Astrophysics) und 2. Helioseismologische Modelle. MESA (1) benutzt u. a. die Daten über die Größe, Masse, Außentemperatur, Kerntemperatur und äußere chemische Zusammensetzung unserer Sonne als Grundlage für die Berechnung der Entwicklungsphasen von Sternen. Diese Daten kann man direkt messen. Die Bestimmung des Alters der Sonne ist hingegen schwieriger. Das Alter der Sonne wird nach den aktuellen Modellannahmen auf 4,6 Milliarden Jahre geschätzt. Dieses wird anhand der Uran-Blei-Datierung von Meteoriten abgeleitet. Versuche, das Alter unabhängig anhand anderer Methoden wie z. B. der Schwingungen der Sonne zu bestimmen, sind bisher gescheitert (Schneider 2025). Auch die innere chemische Zusammensetzung lässt sich nur vermuten. Der Einfachheit halber nimmt man an, dass die Sonne homogen ist. Schwere Elemente sind also laut Modell überall in der Sonne zu gleichen Anteilen vorhanden. Bei Wasserstoff und Helium ist es aber anders, da im Kern der Sonne Wasserstoff zu Helium verbrannt wird, sodass der Heliumanteil im Kern höher und der Wasserstoffanteil im Kern geringer ist.

Den Helioseismologischen Modellen (2) liegen hingegen vor allem die heutigen Schwingungen und das heutige Magnetfeld der Sonne zugrunde. Sie benötigen ebenfalls Annahmen über die innere chemische Zusammensetzung der Sonne sowie ihre ursprüngliche Schwingung und Rotation.

Während Vereinfachungen wie die Sonne als ideale Kugel und ihr Plasma als ideales Gas wenig Auswirkungen auf das Ergebnis des Modells haben, ist das Weglassen der Sonnenrotation ein Defizit von MESA (Schneider 2025; Charbonneau 2014; Paxton et al. 2013; 2018). Die Rotationsenergie der Sonne ist zwar nicht sehr hoch, aber diese Rotation erzeugt den Sonnenzyklus und hat damit indirekt große Auswirkungen auf die Dynamik des Sonneninneren und damit auch auf ihre Entwicklung.

Je nach Verteilung der Elemente im Inneren der Sonne und ihrer Opazitäten bzw. Trübheiten würden sich Sonnenmodelle sowie das errechnete Sonnenalter ändern.

Zudem ist die innere chemische Zusammensetzung der Sonne ein großes Problem (Schnei‑ der 2025; Paxton et al. 2013; Hoarty et al. 2019; Badnell et al. 2005). Je nach Verteilung der Elemente im Inneren der Sonne und ihrer Opazitäten bzw. Trübheiten würden sich Sonnenmodelle ändern und damit die Entwicklung der Sonne anders ablaufen. Licht würde bei geringerer Opazität schneller entweichen. Auch würden sich die Schwingungen der Sonne anders ausbreiten. Deshalb bleibt abzuwarten, ob die Opazitäten, wenn wir sie eines Tages im Labor messen können, dann tatsächlich die Theorien bestätigen, oder ob alle Modelle geändert werden müssen.

Sollten die Sonne und andere Sterne chemisch inhomogen sein, dann könnten sie sich zeitlich anders entwickeln als innerhalb der heute genannten Altersangaben in Milliarden von Jahren. Zum Beispiel würde die innere chemische Zusammensetzung die Laufzeit des Lichts nach außen und die Entwicklung der Schwingungen beeinflussen. Änderungen um mehrere hundert Jahrmillionen wären theoretisch denkbar. Weitere Ausführungen zum Thema Sternenevolutionsmodelle finden sich bei Schneider (2025).

Die heute verbreiteten Altersangaben von Sternen beruhen auf Modellen und Parametern, die nur z. T. direkt messbar sind und teilweise auf Vereinfachungen und Vorannahmen basieren.

Zusammenfassung

Die heute verbreiteten Altersangaben von Sternen beruhen nicht auf direkten Messungen, sondern auf Modellen und Parametern, die nur teilweise direkt messbar sind und teilweise auf vereinfachten Vorannahmen basieren.

Was für Fossilien gilt, gilt damit auch für Sterne: „Fossilien [bzw. Sterne] tragen keine Etiketten!“ (Peter Schmid) – weil in beiden Fällen das Alter nicht direkt ablesbar ist, sondern je nach Vorannahmen rekonstruiert wird. Neue Messergebnisse könnten auch eine Änderung der Modelle erzwingen. Aus Sicht der Schöpfungslehre ist ein scheinbares Alter von Sonne und Sternen zum Zeitpunkt der Schöpfung wahrscheinlich (sonst wäre das erste erschaffene Menschenpaar von der instabilen jungen Sonne verbrannt worden). Dies bedeutet, dass auch ein solide ermitteltes Alter der Sonne nicht zwangsläufig real verstrichenen Jahren entsprechen muss.

Literatur

Badnell NR et al. (2005) Updated opacities from the Opacity Project. Mon. Not. Roy. Astron. Soc. 360, 458–464.
Charbonneau P (2014) Solar Dynamo Theory. Annu. Rev. Astron. Astrophys. 52, 251–290.
Hoarty DJ et al. (2019) A proposal to measure iron opacity at conditions close to the solar convective zone-radiative zone boundary. High Energy Density Physics 32, 70–76.
Paxton B et al. (2013) Modules for experiments in stellar astrophysics (MESA): Planets, oscillations, rota-tion, and massive stars. ApJS 208, 4.
Paxton B et al. (2018) Modules for Experiments in Stellar Astrophysics (MESA): Convective Boundaries, Element Diffusion, and Massive Star Explosions. ApJS 234, 34.
Schneider L (2025) Sternevolutionsmodelle – eine kritische Betrachtung. Genesisnet-Onlineartikel vom 03.06.2025, https://genesis-net.de/sternevolutionsmodelle/.

Ludmila Schneider 2026, erschienen im Studium Integrale Journal 33, 46–48.

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