Wiek Słońca jest szacowany przez większość astrofizyków na około 4,59 miliarda lat. Jest klasyfikowana jako gwiazda średnia lub nawet mała - gwiazdy takie istnieją dłużej niż ich większe i szybko zanikające siostry. Słońcu do tej pory udało się zużyć mniej niż połowę zawartego w nim wodoru: z 70,6% pierwotnej masy materii słonecznej pozostaje 36,3. W trakcie reakcji termojądrowych wodór wewnątrz Słońca zamienia się w hel.
Aby reakcja fuzji termojądrowej przebiegła, wymagana jest wysoka temperatura i wysokie ciśnienie. Jądra wodoru to protony - cząstki elementarne o ładunku dodatnim, między nimi działa elektrostatyczna siła odpychająca, uniemożliwiająca ich zbliżenie. Ale wewnątrz znajdują się również znaczne siły uniwersalnego przyciągania, które uniemożliwiają rozpraszanie protonów. Wręcz przeciwnie, dociskają protony tak blisko siebie, że rozpoczyna się fuzja jądrowa. Część protonów zamienia się w neutrony, a siły odpychania elektrostatycznego są osłabione; w rezultacie wschodzi jasność słońca. Naukowcy szacują, że na początkowym etapie istnienia Słońca jego jasność stanowiła zaledwie 70 procent tego, co emituje obecnie, a przez następne 6,5 miliarda lat jasność gwiazdy tylko wzrośnie.
Jednak nadal spierają się z tym punktem widzenia, najbardziej rozpowszechnionym i zawartym w podręcznikach. Głównym tematem spekulacji jest właśnie skład chemiczny jądra słonecznego, który można ocenić jedynie na podstawie bardzo pośrednich danych. Jedna z konkurencyjnych teorii sugeruje, że głównym pierwiastkiem w jądrze słonecznym nie jest wcale wodór, ale żelazo, nikiel, tlen, krzem i siarka. Lekkie pierwiastki - wodór i hel - występują tylko na powierzchni Słońca, a reakcję syntezy jądrowej ułatwia duża liczba neutronów emitowanych z jądra.
Oliver Manuel rozwinął tę teorię w 1975 roku i od tego czasu stara się przekonać społeczność naukową o jej słuszności. Ma wielu zwolenników, ale większość astrofizyków uważa to za kompletny nonsens.
Zdjęcie: NASA i The Hubble Heritage Team (AURA / STScI)
Gwiazda zmienna V838 Monocerotis znajduje się na skraju naszej galaktyki. To zdjęcie pokazuje część zakurzonej otoczki gwiazdy. Ta muszla ma sześć lat świetlnych średnicy. To lekkie echo, które jest teraz widoczne, pozostaje w tyle w stosunku do samego błysku tylko o dwa lata. Astronomowie spodziewają się, że echa świetlne będą nadal migać w zakurzonym otoczeniu V838 Mon, gdy będzie się on rozszerzał przynajmniej przez resztę tej dekady.
Niezależnie od tego, która teoria jest poprawna, „paliwo słoneczne” wcześniej czy później się wyczerpie. Z powodu braku wodoru reakcje termojądrowe zaczną się zatrzymywać, a równowaga między nimi a siłami przyciągania zostanie naruszona, powodując nacisk warstw zewnętrznych na rdzeń. Po skurczu stężenie pozostałego wodoru wzrośnie, reakcje jądrowe nasilą się, a rdzeń zacznie się rozszerzać. Powszechnie przyjęta teoria przewiduje, że w wieku 7,5-8 miliardów lat (czyli po 4-5 miliardach lat) Słońce zmieni się w czerwonego olbrzyma: jego średnica wzrośnie ponad sto razy, tak że orbity pierwszych trzech planet Układu Słonecznego znajdą się wewnątrz gwiazdy … Jądro jest bardzo gorące, a temperatura powłoki olbrzymów jest niska (około 3000 stopni) - a zatem ma kolor czerwony.
Charakterystyczną cechą czerwonego olbrzyma jest to, że wodór nie może już służyć jako „paliwo” do reakcji jądrowych w jego wnętrzu. Teraz hel, zgromadzony tam w dużych ilościach, zaczyna się „palić”. W tym przypadku powstają niestabilne izotopy berylu, które po bombardowaniu cząstkami alfa (czyli tymi samymi jądrami helu) zamieniają się w węgiel.
Film promocyjny:
To właśnie dzięki temu życie na Ziemi i sama Ziemia najprawdopodobniej już przestaną istnieć. Nawet niska temperatura, jaką będą miały wówczas peryferia Słońca, wystarczy, aby nasza planeta całkowicie wyparowała.
Oczywiście ludzkość jako całość, podobnie jak każda osoba z osobna, ma nadzieję na życie wieczne. Moment, w którym Słońce zamienia się w czerwonego olbrzyma, nakłada pewne ograniczenia na ten sen: jeśli ludzkości uda się przetrwać taką katastrofę, znajdzie się tylko poza swoją kolebką. Ale warto tutaj przypomnieć, że jeden z największych fizyków naszych czasów, Stephen Hawking, od dawna twierdził, że moment, w którym jedyną drogą do przetrwania ludzkości będzie kolonizacja innych planet, prawie nadeszła. Śródaziemskie powody sprawią, że ta kolebka nie będzie mogła zamieszkać dużo wcześniej, niż coś złego przydarzy się Słońcu.
Przyjrzyjmy się bliżej czasowi tutaj:
Waga = 1,99 * 1030 kg.
Średnica = 1,392 000 km.
Absolutna wielkość = +4,8
Klasa widmowa = G2
Temperatura powierzchni = 5800 ° K
Okres orbitalny = 25 godzin (biegun) -35 godzin (równik)
Okres rewolucji wokół centrum galaktyki = 200 000 000 lat
Odległość do centrum galaktyki = 25000 światła. lat
Prędkość ruchu wokół centrum galaktyki = 230 km / sek.
Słońce. Gwiazda, która dała początek wszystkim żywym istotom w naszym układzie, jest około 750 razy większa od masy wszystkich innych ciał w Układzie Słonecznym, dlatego wszystko w naszym układzie można uznać za obracające się wokół Słońca jako wspólny środek masy.
Słońce jest sferycznie symetryczną, żarzącą się kulą plazmową w równowadze. Prawdopodobnie powstało razem z innymi ciałami Układu Słonecznego z mgławicy gazowo-pyłowej około 5 miliardów lat temu. Na początku swojego życia słońce miało około 3/4 wodoru. Następnie na skutek skurczu grawitacyjnego temperatura i ciśnienie w jelitach wzrosły tak bardzo, że spontanicznie rozpoczęła się reakcja termojądrowa, podczas której wodór zamienił się w hel. W rezultacie temperatura w centrum Słońca wzrosła bardzo silnie (około 15 000 000 K), a ciśnienie w jego głębi wzrosło tak bardzo (1,5x105 kg / m3), że było w stanie zrównoważyć siłę grawitacji i zatrzymać kompresję grawitacyjną. Tak powstała nowoczesna struktura Słońca.
Uwaga: gwiazda zawiera gigantyczny rezerwuar energii grawitacyjnej. Ale nie możesz bezkarnie czerpać z niego energii. Słońce musi się kurczyć i powinno zmniejszać się 2 razy na 30 milionów lat. Całkowity zapas energii cieplnej w gwieździe jest w przybliżeniu równy jej energii grawitacyjnej z przeciwnym znakiem, czyli rzędu GM2 / R. Dla Słońca energia cieplna wynosi 4 * 1041 J. W każdej sekundzie Słońce traci 4 * 1026 J. Rezerwa jego energii cieplnej wystarczyłaby tylko na 30 milionów lat. Fuzja termojądrowa oszczędza - połączenie lekkich pierwiastków, któremu towarzyszy gigantyczne uwalnianie energii. Po raz pierwszy na ten mechanizm, jeszcze w latach 20. XX wieku, zwrócił uwagę angielski astrofizyk A. Edington, który zauważył, że cztery jądra atomu wodoru (protonu) mają masę 6,69 * 10-27 kg, a jądro helu - 6. 65 * 10-27 kg. Wadę masy wyjaśnia teoria względności. Zgodnie ze wzorem Einsteina całkowita energia ciała jest powiązana z masą stosunkiem E = Ms2. Energia wiązania w helu to o jeden nukleon więcej, co oznacza, że jego potencjalna studnia jest głębsza, a całkowita energia jest mniejsza. Jeśli hel zostanie w jakiś sposób zsyntetyzowany z 1 kg wodoru, uwolniona zostanie energia równa 6 * 1014 J. Jest to około 1% całkowitej energii zużytego paliwa. To tyle, jeśli chodzi o twój rezerwuar energii.
Jednakże współcześni byli sceptyczni wobec hipotezy Edingtona. Zgodnie z prawami mechaniki klasycznej, aby przybliżyć protony do odległości rzędu promienia działania sił jądrowych, konieczne jest pokonanie sił odpychania Coulomba. W tym celu ich energia musi przekraczać wartość bariery Coulomba. Obliczenia wykazały, że do rozpoczęcia procesu syntezy termojądrowej potrzebna jest temperatura około 5 miliardów stopni, ale temperatura w centrum Słońca jest około 300 razy niższa. W związku z tym Słońce wydawało się niewystarczająco gorące, aby umożliwić fuzję helu.
Hipoteza Edingtona została uratowana przez mechanikę kwantową. W 1928 roku młody radziecki fizyk G. A. Gamow odkrył, że zgodnie z jego prawami cząstki mogą z pewnym prawdopodobieństwem przenikać przez barierę potencjału, nawet gdy ich energia jest poniżej jej wysokości. Zjawisko to nazywane jest podbarierą lub połączeniem tunelowym. (To ostatnie w przenośni wskazuje na możliwość znalezienia się po drugiej stronie góry bez wspinania się na jej szczyt). Za pomocą przejść tunelowych Gamow wyjaśnił prawa rozpadu radioaktywnego a i tym samym po raz pierwszy udowodnił możliwość zastosowania mechaniki kwantowej do procesów jądrowych (prawie w tym samym czasie przejścia tunelowe były odkryte przez R. Henry'ego i E. Condona). Gamow zwrócił również uwagę na fakt, że dzięki przejściom tunelowym zderzające się jądra mogą zbliżyć się do siebie i wejść w reakcję jądrową przy energiachmniejsze wartości bariery Coulomba. To skłoniło austriackiego fizyka F. Houtermansa (któremu Gamow opowiedział o swojej pracy jeszcze przed ich publikacją) i astronoma R. Atkinsona do powrotu do koncepcji Edingtona o jądrowym pochodzeniu energii słonecznej. I chociaż jednoczesne zderzenie czterech protonów i dwóch elektronów w celu utworzenia jądra helu jest procesem niezwykle nieprawdopodobnym. W 1939 roku G. Bethe udało się znaleźć łańcuch (cykl) reakcji jądrowych prowadzących do syntezy helu. Katalizatorem syntezy helu w cyklu Bethe są jądra węgla C12, których liczba pozostaje niezmienionaI chociaż jednoczesne zderzenie czterech protonów i dwóch elektronów w celu utworzenia jądra helu jest procesem niezwykle nieprawdopodobnym. W 1939 roku G. Bethe udało się znaleźć łańcuch (cykl) reakcji jądrowych prowadzących do syntezy helu. Katalizatorem syntezy helu w cyklu Bethe są jądra węgla C12, których liczba pozostaje niezmienionaI chociaż jednoczesne zderzenie czterech protonów i dwóch elektronów w celu utworzenia jądra helu jest procesem niezwykle nieprawdopodobnym. W 1939 roku G. Bethe udało się znaleźć łańcuch (cykl) reakcji jądrowych prowadzących do syntezy helu. Katalizatorem syntezy helu w cyklu Bethe są jądra węgla C12, których liczba pozostaje niezmieniona
A więc - w rzeczywistości tylko ich środkowa część o masie 10% masy całkowitej może służyć jako paliwo dla gwiazd. Obliczmy, jak długo słońce będzie miało wystarczającą ilość paliwa jądrowego.
Całkowita energia Słońca to M * c2 = 1047 J, energia jądrowa (Ead) to około 1%, czyli 1045 J, a biorąc pod uwagę, że nie cała materia może się spalić, otrzymujemy 1044 J. Dzieląc tę wartość przez jasność Słońca 4 * 1026 J / s, otrzymujemy, że jego energia jądrowa wytrzyma 10 miliardów lat.
Ogólnie rzecz biorąc, masa gwiazdy jednoznacznie determinuje jej dalsze losy, ponieważ energia jądrowa gwiazdy to Ead ~ Mc2, a jasność zachowuje się w przybliżeniu jak L ~ M3. Czas wypalania nazywany jest czasem jądrowym; definiuje się ją jako tad = ~ Ead / L = lO10 (M / M of the Sun) -2 lata.
Im większa gwiazda, tym szybciej się spala!.. Stosunek trzech charakterystycznych czasów - dynamicznego, termicznego i jądrowego - określa charakter ewolucji gwiazdy. Fakt, że czas dynamiczny jest znacznie krótszy niż czas termiczny i jądrowy, oznacza, że gwiazda zawsze udaje się osiągnąć równowagę hydrostatyczną. A fakt, że czas termiczny jest krótszy niż czas jądrowy, oznacza, że gwiazda ma czas, aby osiągnąć równowagę termiczną, czyli równowagę między ilością energii uwolnionej w centrum w jednostce czasu a ilością energii wyemitowanej przez powierzchnię gwiazdy (jasność gwiazdy). W Słońcu co 30 milionów lat następuje odnowienie dostaw energii cieplnej. Ale energia słoneczna jest przenoszona przez promieniowanie. To oznacza fotony. Foton, który powstał w wyniku reakcji termojądrowej w centrum, pojawia się na powierzchni po czasie termicznym, ~ 30 milionów lat). Foton porusza się z prędkością światła, alechodzi o to, że stale wchłaniany i ponownie emitowany, bardzo myli swoją trajektorię, tak że jej długość wynosi 30 milionów lat świetlnych. Przez tak długi czas promieniowanie ma czas, aby osiągnąć równowagę termiczną z substancją, przez którą się porusza. Dlatego widmo gwiazd i jest zbliżone do widma ciała czarnego. Gdyby dziś źródła energii termojądrowej były „wyłączone” (jak żarówka), Słońce świeciłoby nadal przez miliony lat.wtedy słońce będzie świecić przez miliony lat.wtedy słońce będzie świecić przez miliony lat.
Ale nawet jeśli proroctwo Hawkinga i jego wielu poprzedników i podobnie myślących ludzi na całym świecie ma się spełnić, a ludzkość zamierza zbudować „pozaziemską cywilizację”, los Ziemi nadal będzie martwić ludzi. Dlatego wielu astronomów szczególnie interesuje się gwiazdami podobnymi do Słońca w swoich parametrach - zwłaszcza gdy gwiazdy te zamieniają się w czerwone olbrzymy.
W ten sposób grupa astronomów pod kierownictwem Sama Raglanda, wykorzystując podczerwono-optyczny kompleks trzech połączonych teleskopów Array's Infrared-Optical Telescope Array, zbadała gwiazdy o masach od 0,75 do 3 razy większej od Słońca, zbliżając się do końca swojej ewolucji. Zbliżający się koniec można dość łatwo zidentyfikować po małej intensywności linii wodoru w ich widmach, a wręcz przeciwnie, po dużej intensywności linii helu i węgla.
Równowaga sił grawitacyjnych i elektrostatycznych w takich gwiazdach jest niestabilna, a wodór i hel w nich występują naprzemiennie jako rodzaj paliwa jądrowego, co powoduje zmiany jasności gwiazdy w okresie około 100 tysięcy lat. Wiele takich gwiazd spędza ostatnie 200 tysięcy lat swojego życia jako zmienne typu światowego. (Zmienne światowe to gwiazdy, których jasność zmienia się regularnie w okresie od 80 do 1 000 dni. Nazwane są od „przodka” klasy, gwiazd świata w gwiazdozbiorze Wieloryba).
Ilustracja: Wayne Peterson / LCSE / University of Minnesota
Renderowany model czerwonego pulsującego olbrzyma stworzony w laboratorium Computational Science and Technology na University of Minnesota. Widok wewnętrzny jądra gwiazdy: żółty i czerwony - obszary wysokich temperatur, niebieski i wodny - obszary niskich temperatur.
To w tej klasie miało miejsce raczej nieoczekiwane odkrycie: w pobliżu gwiazdy V 391 w konstelacji Pegaza odkryto egzoplanetę, wcześniej zanurzoną w nabrzmiałej skorupie gwiazdy. Dokładniej, gwiazda V 391 pulsuje, dzięki czemu jej promień rośnie i maleje. Planeta, o której odkryciu donosiła grupa astronomów z różnych krajów we wrześniowym wydaniu czasopisma Nature, ma masę ponad trzykrotnie większą od masy Jowisza, a promień jej orbity jest półtorakrotnie większy od odległości dzielącej Ziemię od Słońca.
Kiedy V 391 minął scenę czerwonego olbrzyma, jego promień osiągnął co najmniej trzy czwarte jego orbity. Jednak na początku ekspansji gwiazdy promień orbity, na której znajdowała się planeta, był mniejszy. Wyniki tego odkrycia pozostawiają Ziemi szansę na przetrwanie po eksplozji Słońca, chociaż parametry orbity i promień samej planety prawdopodobnie ulegną zmianie.
Analogię nieco psuje fakt, że ta planeta, podobnie jak jej gwiazda macierzysta, nie są bardzo podobne do Ziemi i Słońca. A co najważniejsze, V 391, przekształcając się w czerwonego olbrzyma, „zrzucił” znaczną część swojej masy, co „uratowało” planetę; ale zdarza się to tylko dwóm procentom gigantów. Chociaż „zrzucanie” zewnętrznych powłok wraz z przemianą czerwonego olbrzyma w stopniowo stygnącego białego karła otoczonego rozszerzającą się mgławicą gazową nie jest tak rzadkie.
Zbyt bliskie spotkanie z jej gwiazdą jest najbardziej oczywistym, ale nie jedynym problemem, jaki czeka Ziemię ze strony innych dużych kosmicznych ciał. Jest prawdopodobne, że Słońce zmieni się w czerwonego olbrzyma, który już opuścił naszą galaktykę. Faktem jest, że nasza galaktyka Droga Mleczna i sąsiednia galaktyka olbrzymia, Mgławica Andromedy, pozostają w interakcji grawitacyjnej przez miliony lat, co ostatecznie doprowadzi do przyciągnięcia Drogi Mlecznej przez Andromedę do siebie i stanie się częścią tej dużej galaktyki. W nowych warunkach Ziemia stanie się zupełnie inną planetą, ponadto w wyniku oddziaływania grawitacyjnego Układ Słoneczny, podobnie jak setki innych układów, może zostać dosłownie rozerwany. Ponieważ przyciąganie grawitacyjne Mgławicy Andromedy jest znacznie silniejsze niż grawitacja Drogi Mlecznej,ten ostatni zbliża się do niego z prędkością około 120 km / s. Korzystając z modeli komputerowych wykonanych z dokładnością do 2,6 miliona obiektów, astronomowie ustalili, że za około 2 miliardy lat galaktyki zbiegną się, a siła grawitacji zacznie deformować ich struktury, tworząc długie, atrakcyjne ogony pyłu i gazu, gwiazd i planet. Za 3 miliardy lat galaktyki wejdą w bezpośredni kontakt, w wyniku czego nowa zjednoczona galaktyka przyjmie kształt eliptyczny (obie galaktyki są dziś uważane za spiralne). Za 3 miliardy lat galaktyki wejdą w bezpośredni kontakt, w wyniku czego nowa zjednoczona galaktyka przyjmie kształt eliptyczny (obie galaktyki są dziś uważane za spiralne). Za 3 miliardy lat galaktyki wejdą w bezpośredni kontakt, w wyniku czego nowa zjednoczona galaktyka przyjmie kształt eliptyczny (obie galaktyki są dziś uważane za spiralne).
Zdjęcie: NASA, ESA i The Hubble Heritage Team (STScI)
Na tym zdjęciu dwie galaktyki spiralne (duża to NGC 2207, mała - IC 2163) mijają się w rejonie konstelacji Wielkiego Psa, jak majestatyczne statki. Siły pływowe galaktyki NGC 2207 zniekształciły kształt IC 2163, wyrzucając gwiazdy i gaz w strumienie rozciągające się na setki tysięcy lat świetlnych (w prawym rogu obrazu).
Harvard Smithsonian Center for Astrophysics Prof. Avi Loeb i jego uczeń TJ Cox zasugerowali, że gdybyśmy mogli obserwować niebo naszej planety przez notoryczne 5 miliardów lat wtedy zamiast naszej zwykłej Drogi Mlecznej - bladej smugi słabych, migoczących kropek - zobaczylibyśmy miliardy nowych, jasnych gwiazd. W tym przypadku nasz układ słoneczny znajdowałby się „na obrzeżach” nowej galaktyki - około stu tysięcy lat świetlnych od jej centrum zamiast obecnych 25 tysięcy lat świetlnych. Są jednak inne obliczenia: po całkowitym połączeniu się galaktyk, układ słoneczny może zbliżyć się do centrum galaktyki (67 000 lat świetlnych) lub może się zdarzyć, że wpadnie w „ogon” - łącznik między galaktykami. I w tym drugim przypadku ze względu na efekt grawitacji planety tam położone zostaną zniszczone.
Biorąc pod uwagę przyszłość Ziemi, Słońca, Układu Słonecznego jako całości i Drogi Mlecznej, jest tak ekscytująca, jak konwencjonalnie naukowa. Ogromne okresy prognoz, brak faktów i względna słabość technologii, a także w dużej mierze zwyczaj myślenia współczesnych ludzi w kategoriach kina i thrillera, wpływają na to, że założenia o przyszłości bardziej przypominają science fiction, ze szczególnym uwzględnieniem pierwszego słowa.