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DIE SONNE

Bedeutung der Sonne:
Herbert Friedmann – ein US amerikanischer Physiker (er entdeckte 1949 die Röntgenstrahlung der Sonne) - fasst die Bedeutung der Sonne für die Erde und das Leben wie folgt zusammen:
„ Die Sonne enthält alles Leben auf der Erde, sie leuchtet uns, erwärmt den Boden, die Meere, die Atmosphäre, sie steuert das Klima, sie bringt Trockenperioden und Eiszeiten, sie treibt den Wind, der über die Erde weht und unser Wetter bestimmt. Ihre Stürme stören Radioverbindungen, verursachen elektrische Ladungen und markieren sogar Baumringe mit Radioaktivität“.

Innerhalb der Milchstraße ist die Sonne ein „durchschnittlicher“, zu den Gelben Zwergen (ein Gelber Zwerg ist ein Stern der sogenannten Hauptreihe, d.h. er ist mit der Sonne in Masse und Größe vergleichbar; die Hauptreihe macht fast 90% aller Sterne aus und verläuft im Hertzsprung-Russel-Diagramm diagonal von der oberen Mitte nach rechts unten zu den roten, kleinen Sternen) gehöriger Stern;
das Hertzsprung Russel Diagramm, kurz HRD, wurde 1913 von Henry Norris Russel entwickelt und baut auf Arbeiten von Ejnar Hertzsprung auf. Es zeigt grob die Entwicklungsverteilung der Sterne. Es stellt einen Zusammenhang zwischen der Leuchtkraft L, der Masse M, der Oberflächentemperatur T und der Spektralklasse der Sterne dar.

Für uns ist die Sonne bei weitem der wichtigste Himmelskörper.

Der Durchmesser der Sonne beträgt etwa 1,39 Millionen km (109facher Erddurchmesser).

Der Aufbau der Sonne: 1. Kern
2. Strahlungszone
3. Konvektionszone
4. Photosphäre
5. Chromosphäre
6. Korona

1. Kern:
Im Kern herrschen extreme Temperaturen von etwa 15 Millionen °C bei einem Druck von 100 g/cm.
Aufgrund dieser Bildungen kommt es zur Kernfusion – eine Kernfusion bezeichnet eine Kernreaktion, bei der zwei Atomkerne zu einem neuen Kern „verschmelzen“. In diesem Fall wird Wasserstoff in Helium umgewandelt.
Es werden pro Sekunde 4 Millionen Tonnen Materie in Energie umgewandelt.
Die von der Kernfusion produzierte Energie verhindert, dass die Sonne aufgrund ihrer Masse in sich zusammenfällt.
Die einzigen durch die Kernfusion gebildeten Teilchen, welche die Sonne ohne Wechselwirkung verlassen, sind die sogenannten „Neutrinos“ – das Neutrino ist ein elektrisch neutrales Elementarteilchen (Elementarteilchen sind die kleinsten bekannten Bausteine der Materie).
Durch die Neutrinos lassen sich Informationen über die Vorgänge im Inneren der Sonne sammeln.




2. Strahlungszone:
Die „Strahlungszone“ und die Konvektionszone umgeben den Kern im Inneren der Sonne.
Durch die Kernreaktionen im Inneren der Sonne werden hauptsächlich Gammastrahlen (Gammastrahlung entsteht, wenn ein Atomkern von einem energiereichen Zustand in einen energiearmen Zustand übergeht, ohne dass sich dabei die Anzahl von Protonen oder Neuronen im Kern ändert) produziert, die sofort an die Oberfläche dringen würden, wenn nicht weitere Schichten den Kern umschließen würden.
Die Gammastrahlen werden von der nächstäußeren Sphäre, der sogenannten Strahlungszone, absorbiert.
Ihren Namen hat diese Zone, weil die Protonen sich dort mittels Strahlung verbreiten.
Diese Absorptions- und Emissionsprozesse wiederholen sich so oft, dass die in Form von Gammastrahlung emittierte Energie mehrere Millionen Jahre braucht, um an die Sonnenoberfläche zu gelangen.
Das bedeutet, dass das Licht, welches auf der Erde eintrifft von einer Energie stammt, die vor Millionen Jahren im Inneren der Sonne produziert wurde.

3. Konvektionszone:
Die „Konvektionszone“ schließt sich der Strahlungszone an.
Durch den ständigen und heftigen Zusammenprall verlieren die Gammastrahlen ständig an Energie, sodass diese schließlich gleich hoch wie die Wärmeenergie der solaren Materie dieser Zone ist.
Unter diesen Bedingungen können die sogenannten „Konvektionsprozesse“ stattfinden.
In dieser Konvektionszone wird das Gas durch die nach oben dringende Strahlung erwärmt und dehnt sich dadurch aus, sodass es an die Oberfläche hochsteigt und die absorbierte Energie wieder abgibt.
Durch die dadurch eintretende Abkühlung und Verdichtung sinkt das Gas schließlich wieder ab, der Zyklus beginnt von neuem.
Dieser Vorgang wird als Konvektion bezeichnet.

4. Photosphäre:
Die sichtbare Oberfläche der Sonne, die „Photosphäre“ ist 300 km dick und besteht aus wirbelnder und explosiver Masse, heißen Gasen und kraftvollen Magnetfeldern.
Auf der Photosphäre herrscht eine durchschnittliche Temperatur von 6000 °C.
Das uns bekannte Sonnenlicht stammt großteils von dieser Oberfläche.
Durch die starken vertikalen Strömungen der Konvektion, bei der heiße Gase aufsteigen, die sich in der Höhe abkühlen und wieder absinken, entsteht eine körnige Struktur.
Man spricht von der Granulation der Photosphäre.

5. Chromosphäre:
Die Chromosphäre befindet sich zwischen der Photosphäre und der Korona.
Sie wird von gleißenden Licht der Photosphäre überdeckt und ist deshalb nur während einer Sonnenfinsternis mit dem eigenen Auge zu beobachten.
Sie ist bis zu 10.000 km dick und dort herrschen Temperaturen von bis zu 1 Millionen °C.
In der Chromosphäre setzen Eruptionen, sogenannte „Flares“, aufgestaute magnetische Energie frei. Sie schleudern Partikel zur Korona und nach außen.






6. Korona:
So nennt man die äußerste Schicht der Sonne.
Sie breitet sich im interplanetaren Raum aus, in den der Sonnenwind die atomaren Teilchen bis an die Grenzen des Systems weht.
Diese Schicht besteht aus zwei sehr unterschiedlichen Schichten: der inneren Korona (setzt sich aus den Strömungen der atomaren Teilchen zusammen) und der äußeren Korona (die Teilchendichte der äußeren Korona ist wesentlich geringer und besteht vorwiegend aus Elektronen, hier ist der Wasserstoff bereits dünn, obwohl dort über 1 Million °c herrschen)
Die Korona hat verschiedene Helligkeitsstufen.
Die Form variiert mit dem Sonnenfleckenzyklus (bezeichnet die Periodizität in der Häufigkeit der Sonnenflecken - Sonnenflecken sind dunkle Stellen auf der sichtbaren Sonnenoberfläche/Photosphäre, die kühler sind und daher weniger sichtbares Licht abstrahlen).
Früher konnte man die Korona nur bei einer totalen Sonnenfinsternis erkennen.
Heute benutzt man einen sogenannten Koronographen.
Das Gas der Korona gibt beträchtliche Energiemengen in Form von Röntgenstrahlen ab.
Man kann in der Korona sogenannte „Protuberanzen“ beobachten.

Die Sonnenaktivität:
Sonnenflecken:
Das am deutlichsten sichtbare Zeichen für die Sonnenaktivität sind die Sonnenflecken.
Die Existenz der Sonnenflecken ist lange bekannt, da die größten Flecken mit bloßem Auge zu sehen sind, wenn man die Sonne durch eine hinreichend dichte Rußschicht betrachtet.
Ein Sonnenfleck sieht aus wie ein ausgefranstes Loch in der Sonnenoberfläche.
Im Inneren des Flecks befindet sich die dunkle Umbra und darum herum die weniger dunkle Penumbra.
Sonnenflecken treten oft in Paaren oder in größeren Gruppen auf.
Durch das Verfolgen der Bewegung der Flecken kann die Rotationsperiode der Sonne bestimmt werden.
Eine volle Umdrehung dauert, von der Erde aus gesehen, im Mittel 27,275 Tage (synodische Periode), während die mittlere siderische Umlaufperiode der Sonne, welche ja auf den Sternhintergrund bezogen ist, 25,380 Tage beträgt.

Andere Aktivitäten der Sonne:
Die Sonne zeigt verschiedene Arten von Oberflächenaktivität:
Die Fackeln, die Protuberanzen und die Eruptionen

Die Fackeln sind begrenzte helle Gebiete in der Photosphäre oder der Chromosphäre.
Die chromosphärischen Fackeln treten dort auf, wo sich neue Sonnenflecken bilden, und verschwinden mit dem Verschwinden der Flecken.
Anscheinend werden sie durch die verstärkte Aufheizung der Chromosphäre durch starke Magnetfelder verursacht.

Protuberanzen sind Materieströme auf der Sonne, die am Rand der Sonnenscheibe als matt leichtende Bögen beobachtet werden können, diese können aber auch in kleineren Abteilungen im Inneren der Sonne vorkommen.
Sie sind die spektakulärsten Erscheinungen der Sonne.
Es handelt sich um leuchtende Gasmassen in der Korona, die in der Nähe des Sonnenrandes leicht beobachtet werden können.


Man unterscheidet zwischen ruhender Protuberanzen (sind Strukturen, deren Form sich oft Monate lang kaum verändert, sie werden durch starke Magnetfelder erzeugt und in ihrer Form gehalten) und eruptiver Protuberanzen (sind Phänomene, die nur einige Minuten oder Stunden dauern.


Hierbei wird Materie bis zu 1.000 km/s von der Sonne weggeschleudert. Sie entstehen manchmal aus ruhenden Protuberanzen, die nach dem Ausbruch meist wieder ihre alte Form annehmen)und
den Schleifenprotuberanzen (sind mit den Magnetschleifen in den Sonnenflecken verbunden)

Eruptionen
Sind selten; sie gehören zu den gewaltigsten Formen der Sonnenaktivität.
Sie erscheinen als helle Blitze, die von einer Sekunde bis zu fast einer Stunde anhalten.
In den Eruptionen wird ein großer Betrag der im Magnetfeld gespeicherten Energie plötzlich freigesetzt.
Der genaue Mechanismus ist noch unbekannt.
Eruptionen können bei allen Wellenlängen beobachtet werden.
Die harte Röntgenstrahlung der Sonne kann während der Eruption auf das hundertfache anwachsen und verschiedene Arten der Eruption werden bei Radiowellen bobachtet.
Die Eruptionen verursachen Störungen auf der Erde.
Die Röntgenstrahlen bewirken Änderungen in der Ionosphäre, die die Radiokommunikation im Kurzwellenbereich beeinflussen.

Die solare Radioemission
Die Sonne ist die stärkste Radioquelle am Himmel und wird seit den vierziger Jahren im Radiobereich beobachtet.

Röntgen- und UV Strahlung
Auch die Röntgenstrahlung der Sonne steht in Beziehung zu aktiven Gebieten.


Bestandteile der Sonne:
Die Sonnenmasse beträgt etwa das Doppelte der geschätzten Durchschnittsmasse eines Sterns der Milchstraße.
Die Masse der Sonne setzt sich zusammen aus:
73,5% Wasserstoff (chemisches Element mit dem Symbol H und der Ordnungszahl 1;
Wasserstoff ist das leichteste der chemischen Elemente)
25% Helium (gehört zur Gruppe der Edelgase, sein Elementsymbol ist He und die Ordnungszahl 2)
1,5% zahlreichen schweren Elementen bis einschließlich Eisen, vor allem Sauerstoff und
Kohlenstoff;
Hinsichtlich der Atome (die kleinsten chemisch nicht weiter teilbare Bausteine der Materie, jedes Atom gehört einem bestimmten chemischen Element an und ist im Normalzustand elektrisch neutral, d.h. ungeladen) beträgt der Wasserstoffanteil 92,0% und der Heliumanteil 7,9% .

Rotation der Sonne:
Rotation ist die Bewegung eines Punktes oder Körpers auf einer kreisförmigen Bahn.
Die Rotation ist im Gegensatz zur Translation (Bewegung, bei der sich alle Punkte des bewegten Körpers in dieselbe Richtung bewegen) keine Bewegung, die den Schwerpunkt des Körpers durch



den Raum bewegt, sondern eine Bewegung des Körpers um eine Rotationsachse (ist die Gerade, um die die Drehung eines Körpers erfolgt od. erfolgen kann.

Die Sonne rotiert in rund vier Wochen um die eigene Achse.
Diese Rotation dauert am Äquator 25,4 Tage, in mittleren Breiten 27 bis 28 Tage und nahe den Polen 36 Tage.
Dieser Unterschied in der Dauer eines Sonnentages wird als differenzielle Rotation bezeichnet (von differentieller Rotation spricht man, wenn die Winkelgeschwindigkeit eines rotierenden Körpers/Systems je nach Breitengrad des betrachteten Punktes oder seiner Entfernung von der Rotationsachse unterschiedlich ist, der Körper sich also nicht überall gleich schnell dreht) und ist seit langem durch Gas- und Hydrodynamik (ist ein Teilgebiet der Strömungslehre und beschäftigt sich mir bewegten Flüssigkeiten und Gasen) erklärbar.

Sonnenfinsternisse:
Eine Finsternis ist ein Ereignis, bei dem ein Körper durch den Schatten eines anderen Körpers hindurchgeht.
Die am häufigsten beobachteten Finsternisse sind die Mondfinsternis und die Finsternisse der großen Jupitersatelliten.
Eine Bedeckung findet statt, wenn ein bedeckender Körper sich vor ein anderes Objekt bewegt; typische Beispiele sind Sternbedeckungen durch den Mond. Bedeckungen kann man generell nur auf einem schmalen Streifen der Erdoberfläche sehen, während man eine Finsternis überall dort sieht, wo das Objekt über dem Horizont steht.
Eine Sonnenfinsternis tritt auf, wenn der Mond zwischen Erde und Sonne steht.
Da die Sonne 400mal größer ist als der Mond, aber zufällig auch etwa 400mal weiter entfernt ist, erscheinen uns die Sonnen- und die Mondscheibe etwa gleich groß. Bei geeigneter Stellung kann der Mond daher die Sonne verdecken.
Man unterscheidet hierbei zwischen totaler und ringförmiger Sonnenfinsternis:
Bei einer totalen Sonnenfinsternis überquert der Mondschatten die Erde mit 3000 km/h, also etwa der dreifachen Schallgeschwindigkeit. Diese Totalität dauert dann maximal 7 Minuten und 31 Sekunden.
Die Bahn des Mondes um die Erde ist etwas elliptisch, wodurch es zur größten Annäherung zwischen Erde und Mond im Perigäum kommt und der größte Abstand im Apogäum erreicht wird.
Bei einem größeren Abstand erscheint der Mond kleiner als die Sonne, sodass es nur zu einer ringförmigen Sonnenfinsternis kommt.


Die Zukunft der Sonne:
Die Sonne entstand vor 4,6 Milliarden Jahren durch den gravitativen (die Gravitation ist eine der vier Grundkräfte der Physik –die anderen drei sind: die starke Wechselwirkung, die elektromagnetische Wechselwirkung und die schwache Wechselwirkung; die Gravitation bezeichnet die gegenseitige Anziehung von Massen) einer interstellaren Gaswolke.

Durch die Kernverschmelzung von Wasserstoff zu Helium und schweren Elementen wird stetig Energie erzeugt und damit Wasserstoff verbraucht.
Während der etwa zehn Milliarden Jahre anhaltenden Phase des Wasserstoffsverbrennens hält der durch die Hitze im Inneren entstandene Druck dem durch die Schwerkraft der Sternmasse erzeugten Druck die Waage, das heißt, der Stern ist stabil.


Langsam aber verändert sich die chemische Zusammensetzung der Sonne.
Der mit der nuklearen „Asche“ des Wasserstoffbrennens angereicherte Kern wird langsam dichter und heißer, wodurch die Energieproduktion der Kernfusion ansteigt  der Strahlungsdruck wird größer, wodurch sich die Oberfläche der Sonne ausdehnt und ihre Leuchtkraft zunimmt (in 1,6 Milliarden Jahren wird die Sonne 15 % heller sein als heute).

In etwa 6 Milliarden Jahren, wenn die Sonne etwa 1/10 ihres Wasserstoffvorrats verbraucht hat, beschleunigen sich die Kernverschmelzungsprozesse in ihrem Inneren und die Fusions- Asche wird zu schwereren Elementen verbrannt.
Gleichzeitig schrumpft der Kern weiter und erhöht die Leuchtraft der Sonne.


Sie dehnt sich dann zu einem roten Riesenstern (ein roter Riese ist ein Stern von großer Ausdehnung und- im Vergleich zu anderen Sternen der Hauptreihe –relativ niedriger Temperatur) aus, der aufgrund seiner Größe wesentlich leuchtkräftiger, aber wesentlich kühler ist, als unsere heutige Sonne.
Da dieser Stern einen starken Sternwind (ist der kontinuierliche Strom von Materie, der von der Oberfläche der Sterne ausgeht) aussendet, verliert er an Masse und seine Anziehungskraft verringert sich.
Die Planeten wandern dabei weiter nach außen – die Erde zum Beispiel ungefähr auf die jetzige Marsbahn.

Am Ende ihrer Entwicklung wird die Sonne ihre verbleibende Wasserstoffhülle in einen sogenannten planetarischen Nebel (ist ein astronomisches Objekt und besteht aus einer Hülle aus Gas und Plasma, das von einem alten Stern am Ende seiner Entwicklung abgestoßen wird) abstoßen.

Der schwere Kern der Sonne zieht sich zu einem weißen Zwerg (ein weißer Zwerg ist ein vergleichsweiser kleiner Stern und repräsentiert die letzte Entwicklungsphase eines Sterns, der unmittelbar nach Versiegen seines Kernbrennstoffs weniger als 1,44 Sonnenmassen besitzt) zusammen.
Ein weißer Zwerg wird durch Kräfte stabilisiert, die eine Folge des Pauli Prinzips (ist ein wichtiges, experimentell entdecktes Prinzip der Quantenmechanik – ist eine physikalische Theorie, die das Verhalten der Materie im atomaren und subatomaren Bereich beschreibt – und hängt mit
dem Spin – ist eine quantenmechanische Eigenschaft von Elementarteilchen) sind.
Der ursprünglich bläulich weiß strahlender Weiße Zwerg beinhaltet soviel Wärmeenergie, dass er noch viele Milliarden Jahre weiter strahlt und sich dabei immer weiter abkühlt.

Die meisten Sterne im Universum enden wie unsere Sonne als Weiße Zwerge.

Sterne jedoch, die sehr viel schwerer sind als die Sonne, beenden ihr Leben in
einer Supernova-Explosion (ist das schnell eintretende, helle Aufleuchten eines Sterns am Ende seiner Lebenszeit durch Explosion, bei der der Stern selbst vernichtet wird) und hinterlassen kompaktere Reste:
Neuronensterne (ist ein astronomisches Objekt mit einer extrem hohen Dichte und einen typischen Durchmesser von etwa 20 km bei einer Masse von etwa 1,44 bis Sonnenmassen; er steht am Ende einer Sternentwicklung, er besteht aus einer besonderen Materieform von Neuronen) und



Schwarze Löcher (so bezeichnet man ein astronomisches Objekt, dessen Gravitation so hoch ist, dass die Fluchtgeschwindigkeit für dieses Objekt ab einer gewissen Grenze, dem Ereignishorizont,
höher liegt als die Lichtgeschwindigkeit- ist die Geschwindigkeit von Licht im Vakuum, ist in der Relativitätstheorie die höchste Geschwindigkeit, mit der sich eine Ursache auswirken kann)


Die Auswirkungen der Entwicklung der Sonne auf die Erde:
Die Sonne wird heller sein, darum werden die irdischen Temperaturen auf 60 bis 70 Grad Celcius steigen.
Die Wärme hat eine erhöhte Luftfeuchtigkeit zur Folge, denn immer mehr Wasser verdunstet
(Treibhauseffekt)  Ozeane verschwinden, weite, trockene Salzwüsten bleiben zurück
Die Plattentektonik kommt zum Erliegen, d.h. die Gebirgsbildung hört auf,
die Erde wird immer glatter

Auf der Erde wird es durch die immer stärkere Leuchtkraft der Sonne in spätestens 1,6 Milliarden Jahren zu heiß für Leben sein.

In 7,5 Milliarden Jahren wird sich die Sonne zu mehr als einem 250 Fachen ihres heutigen Radius aufblähen  die Erde kann zu einem Gefangenen seines Gestirns werden – eine Seite wäre immer
zur Sonne gerichtet – es gibt nur noch Tag oder Nacht; dazwischen gäbe es zwei
Zonen in ständigem Zwielicht

die sonnenzugewandte Seite wird eine Temperatur von 2200 ° erreichen; bei dieser
Temperatur beginnt Magma zu verdampfen, die Erde wird wie ein Stern glühen

die nicht sonnenzugewandte Seit (Nachtseite) – hier wird solange die Atmosphäre
noch relativ dicht ist eine heiße Temperatur herrschen, wenn es die Atmosphäre nicht
mehr gibt, wird es extrem kalt


Die Folge dieser Temperaturunterschiede wären extreme Wettermuster:
auf der heißen Seite der Erde verdampfen Silizium, Magnesium und Eisen
sowie Oxide aus dem Magmasee
in der warmen Zwielichtzone kondensieren sie wieder  es gäbe Eisen-Regen u
vielleicht Siliziummonoxid-Schnee und vom dunklen
Nachthimmel Natrium- u. Kalium- Schnee.
auf der dunklen Seite kann es kalt genug werden, dass Kohlendioxid, Schwefeldioxid
und Argon ausfrieren  es würde sich eine gigantische Eiskappe
bilden, auf der sich festes Stickstoff- und Argon-Eis absetzen.

In 12,16 Milliarden Jahren wird die Sonne ihre Maximalgröße als Roter Riesenstern
erreichen  die Sonne wird dann zum Grab für die Erde.









Das Schicksal der Erde hängt davon ab, wie weit sich die Sonne in ihrem Endstadium ausdehnen wird und wie sich die Radien der Planetenbahnen dabei ändern werden.
Beides hängt davon ab, wie viel Masse die Sonne, wie schnell verliert.
Wissenschaftler haben errechnet, dass die Sonne, wenn sie ihre maximale Größe als Roter Riese erreicht, durch Sternwinde (Sternwind ist der kontinuierliche Strom von Materie, der von der Oberfläche der Sterne ausgeht; die Windgeschwindigkeiten betragen je nach Sternentyp zwischen


einigen zehn bis hin zu mehreren 1.000km/s, die beobachteten Massenverlustraten reichen von 〖10〗^(-14) bis 〖10〗^(-3) Sonnenmassen pro Jahr) ungefähr ein Drittel ihrer Masse verloren hat.

Die Sonne wird ihre Rotation, wenn sie zum Roten Riesen wird, verlagsamen, von heute einer Umdrehung alle etwa 27 Tage auf eine Umdrehung pro einige Tausend Jahre.
Das ist eine Folge ihrer gewaltigen Ausdehnung um das 250 fache – trotz Erhaltung des Drehimpulses.
Weiter abgebremst wird die Sonne durch magnetische Effekte – die Magnetfelder greifen in den Weltraum hinaus und „versteifen“ das zirkumstellare Plasma in der Sonnenumgebung – damit bremsen sie unseren Stern, der nicht reibungsfrei im Plasma rotieren kann.

Wenn der Überrest der Erde dicht um die aufgebähte Sonne kreist, erzeugt die irdische Gravitation eine Art Gezeitenberg, analog zur Flut, die unser Mond heute bei den Meeren verursacht.
Weil die Hülle der Sonne aber aufgrund von inneren Reibungsprozessen der vorbeieilenden Erde immer etwas „nachhinkt“ verlangsamt der Gezeitenberg die Geschwindigkeit der Erde geringfügig  durch diesen Verlust an Bewegungsenergie und Bahndrehimpuls schrumpft die Erdbahn mit jedem Sonnenumlauf.

Ein zweiter Effekt durch den Einfluss der äußeren Sonnenhülle ist die dynamische Reibung
(darunter versteht man allgemein den Einfluss von Objekten, die sich nicht berühren und die sich dennoch durch ihre Bewegung- ihre Dynamik, beeinflussen)
 die Bewegung der Erde wird gebremst und der Radius ihrer Umlaufbahn wird verringert.

Das letzte Kapitel der Erde:
Vom weitesten Bahnradius bis zum Weltenbrand beim Eintritt in die Sonne vergehen ungefähr
400 000 Jahre –
zuerst verdampft das Gestein der Erdkruste
dann beginnt sich der Erdmantel aufzulösen
nach wenigen Zehntausend Jahren ist die Erde im Feuersaum der Sonne verglüht.