Cóż, jak dotąd radzimy sobie całkiem nieźle na Ziemi. Odkąd nasze Słońce powstało 4,5 miliarda lat temu, nasza proto-Ziemia uformowała się w wewnętrznym układzie słonecznym za nim, a połączenie warunków początkowych i późnych ciężkich bombardowań dało początek naszym pierwszym oceanom i atmosferze, czujemy się tu całkiem dobrze. Od ponad czterech miliardów lat Słońce nieustannie świeci i kwitnie życie. Ale to nie będzie trwać wiecznie. Pewnego dnia Słońcu skończy się paliwo, co doprowadzi do naszej śmierci.
Powstaje interesujące pytanie …
Czy energia jądrowa Słońca spada, czy pozostaje stabilna? Jak długo możemy przetrwać na Ziemi, jeśli „potencjał nuklearny” Słońca powoli się wypala?
Zakładając, że nie ma katastrof spowodowanych przez samą Ziemię (na przykład superwulkan, który pokryje całą planetę lub zniszczy biosferę) lub Wszechświat (sterylizujący rozbłysk gamma lub pobliska eksplozja supernowej), Słońce pewnego dnia zniszczy całe życie na Ziemi.
Widzisz, gwiazdy takie jak nasze Słońce żyją w wyniku syntezy jądrowej: w wyniku fuzji najlżejszego i najobficiej występującego pierwiastka we Wszechświecie (wodór) w drugi najlżejszy i najobficiej występujący pierwiastek (hel) w reakcji łańcuchowej. Reakcje łańcuchowe, w wyniku których słońce otrzymuje większość swojej energii, obejmują:
- fuzja dwóch protonów wraz z utworzeniem deuteru, pozytonu (który unicestwia z elektronem i wytwarza wysokoenergetyczne fotony), neutrin i darmowej energii;
- następnie fuzja deuteru z protonem z utworzeniem helu-3, fotonu o wysokiej energii i energii swobodnej;
Film promocyjny:
- a następnie fuzja dwóch jąder helu-3 wraz z utworzeniem helu-4, dwóch wolnych protonów i jeszcze więcej darmowej energii.
Jest to najpowszechniejsze źródło energii ze Słońca, gdzie łącznie 0,7% pierwotnej masy czterech protonów jest przekształcane w energię podczas tej reakcji przy użyciu wzoru Einsteina E = mc2. Co sekundę 4 x 1038 protonów syntetyzuje hel-4, uwalniając w sposób ciągły około 4 x 1026 watów energii.
Słońce jest ogromne i masywne i składa się z około 1057 cząstek. Ale bez względu na to, jak duża jest ta liczba, całkowita ilość paliwa słonecznego jest ograniczona i daj jej czas - wyczerpie się. Jeszcze bardziej palącym problemem jest to, że wodór topi się tylko w jądrze Słońca, gdzie temperatura jest najwyższa. Pierwsze protony nie są syntetyzowane, dopóki nie przejdziesz więcej niż do połowy drogi do centrum Słońca i nie wykryjesz temperatury 4 milionów stopni Celsjusza. I tylko w najgłębszej części Słońca, gdzie temperatura dochodzi do 10 milionów (a nawet 15 milionów) stopni, wytwarzane jest 99% energii słonecznej.
Oznacza to, że z biegiem czasu w najgłębszych głębinach słońca paliwo będzie się szybciej wyczerpywać, ponieważ to tam wodór spala się, tworząc hel. Możesz pomyśleć, że z biegiem czasu Słońce stanie się słabe, ponieważ paliwo dla jego ciepła wypali się. Ale przy braku takich reakcji zachodzących wewnątrz rdzenia zacznie się on kurczyć, a kompresja grawitacyjna uwolni jeszcze więcej energii, co doprowadzi do wzrostu temperatury wewnętrznej. Synteza zacznie płynąć szybciej i szerzej. Okazuje się, że z biegiem czasu energia wyjściowa Słońca wzrośnie. W rzeczywistości dzieje się to od ponad czterech miliardów lat.
Kiedy nasze Słońce było młodą gwiazdą, paliło się przy 75-80% swojej obecnej jasności. Dzięki obecności flory, fauny, oceanów i atmosfery na naszej planecie byliśmy w stanie przystosować się do tego stałego wzrostu temperatury. Ale każdy ma swoje granice: w pewnym momencie jasność Słońca wzrośnie tak bardzo, że Ziemia, w obecnej odległości od Słońca, nagrzeje się na tyle, że oceany zaczną wrzeć. Kiedy to się stanie, nasza planeta spotka Wenus - otoczy ją gruba warstwa chmur - a życie przestanie istnieć.
Możliwe, że niektóre formy życia nauczą się przetrwać w górnych warstwach chmur. Jest również całkiem możliwe, że ludzkość będzie w stanie wymyślić, jak przetrwać w takich warunkach. Ale stanie się to na długo przed tym, jak w jądrze Słońca zabraknie paliwa wodorowego. Przez 5-7 miliardów lat nasze Słońce przejdzie przez następujące etapy:
- w rdzeniu wyczerpie się wodór;
- Słońce rozszerzy się do bardzo jasnej podolbrzyma, podczas gdy wodór płonie w powłoce wokół jądra;
- gdy temperatura osiągnie krytyczną granicę, hel zostanie zsyntetyzowany w rdzeniu;
- słońce rozszerzy się do postaci prawdziwego czerwonego olbrzyma;
- i umrze, wydmuchując jej zewnętrzne warstwy do mgławicy planetarnej - a jądro skurczy się do stanu białego karła.
Ale po jednym do dwóch miliardów lat (według większości szacunków) Słońce będzie wystarczająco gorące, aby odparować oceany. Do tego czasu będziemy musieli znaleźć sobie nowy dom. Ostatecznie tylko to globalne ocieplenie będzie miało sens.
ILYA KHEL
