Solens alder er estimert av de fleste astrofysikere til omtrent 4,59 milliarder år. Den er klassifisert som en middels eller til og med liten stjerne - slike stjerner har eksistert lenger enn deres større og raskt falmende søstre. Solen har så langt klart å bruke opp mindre enn halvparten av hydrogenet den inneholder: av en andel på 70,6 prosent av den opprinnelige solmassen er 36,3 igjen. I løpet av termonukleære reaksjoner blir hydrogen i solen til helium.
For at reaksjonen av termonukleær fusjon skal fortsette, er høy temperatur og høyt trykk nødvendig. Hydrogenkjerner er protoner - elementære partikler med en positiv ladning, en elektrostatisk frastøtningskraft virker mellom dem og forhindrer dem fra å nærme seg. Men inne er det også betydelige krefter med universell tiltrekning, som forhindrer protonene fra å spre seg. Tvert imot, de skyver protonene så tett sammen at atomfusjon begynner. En del av protonene blir til nøytroner, og kreftene til elektrostatisk frastøtning svekkes; som et resultat stiger solens lyshet. Forskere anslår at på det første stadiet av solens eksistens, var lysstyrken bare 70 prosent av det den avgir i dag, og i løpet av de neste 6,5 milliarder årene vil stjernens lysstyrke bare øke.
Imidlertid fortsetter de å krangle med dette synspunktet, det mest utbredte og inkludert i lærebøker. Og hovedtemaet for spekulasjoner er nettopp den kjemiske sammensetningen av solkjernen, som bare kan bedømmes etter veldig indirekte data. En av de konkurrerende teoriene antyder at hovedelementet i solkjernen ikke er hydrogen i det hele tatt, men jern, nikkel, oksygen, silisium og svovel. Lyselementene - hydrogen og helium - er bare til stede på overflaten av sola, og fusjonsreaksjonen blir lettet av det store antall nøytroner som slippes ut fra kjernen.
Oliver Manuel utviklet denne teorien i 1975 og har prøvd å overbevise det vitenskapelige samfunnet om dens gyldighet siden den gang. Han har en rekke støttespillere, men de fleste astrofysikere anser det som fullstendig tull.
Foto: NASA og The Hubble Heritage Team (AURA / STScI)
Den variable stjernen V838 Monocerotis ligger i utkanten av galaksen vår. Dette bildet viser en del av stjernens støvete konvolutt. Dette skallet er seks lysår på tvers. Det lysekkoet, som er synlig nå, henger etter i forhold til selve blitsen bare to år. Astronomer forventer at lysekkoet vil fortsette å blinke de støvete omgivelsene på V838 man når det utvides i minst resten av dette tiåret.
Uansett hvilken teori som er riktig, vil "solbrensel" før eller senere gå tom. På grunn av mangel på hydrogen vil termonukleære reaksjoner begynne å stoppe, og balansen mellom dem og tiltrekningskreftene blir krenket, noe som får de ytre lag til å presse mot kjernen. Fra sammentrekningen vil konsentrasjonen av det gjenværende hydrogen øke, kjernefysiske reaksjoner vil intensiveres, og kjernen vil begynne å ekspandere. Den allment aksepterte teorien spår at i en alder av 7,5-8 milliarder år (det vil si etter 4-5 milliarder år) vil solen bli en rød gigant: dens diameter vil øke mer enn hundre ganger, slik at banene til de tre første planetene i solsystemet vil være inne i stjernen … Kjernen er veldig varm, og temperaturen på gigantenes skall er lav (ca. 3000 grader) - og derfor rød i fargen.
Et karakteristisk trekk ved den røde giganten er at hydrogen ikke lenger kan tjene som "drivstoff" for kjernefysiske reaksjoner inne i den. Nå begynner helium, akkumulert der i store mengder, å "brenne". I dette tilfellet dannes ustabile isotoper av beryllium, som, når de bombarderes med alfapartikler (det vil si de samme heliumkjerner), blir til karbon.
Salgsfremmende video:
Det er på dette livet på jorden, og jorden selv, sannsynligvis allerede er garantert å slutte å eksistere. Selv den lave temperaturen som solperiferien vil ha på den tiden, vil være nok til at planeten vår fordamper fullstendig.
Selvfølgelig håper menneskeheten som helhet, som hver enkelt individ, på evig liv. I det øyeblikket solen blir til en rød gigant, pålegger denne drømmen visse begrensninger: hvis menneskeheten klarer å overleve en slik katastrofe, vil den bare være utenfor vuggen. Men det er riktig å minne om at en av de største fysikerne i vår tid, Stephen Hawking, lenge har hevdet at øyeblikket da den eneste måten for menneskeheten å overleve vil være kolonisering av andre planeter, nesten har kommet. Intraterrestrial grunner vil gjøre denne vuggen umulig å bo mye tidligere enn noe dårlig skjer med Solen.
La oss se nærmere på tidspunktet her:
Vekt = 1,99 * 1030 kg.
Diameter = 1.392.000 km.
Absolutt styrke = +4,8
Spektralklasse = G2
Overflatetemperatur = 5800 ° K
Omløpsperiode = 25 timer (pol) -35 timer (ekvator)
Revolusjonsperioden rundt sentrum av galaksen = 200 000 000 år
Avstand til sentrum av galaksen = 25000 lys. år gammel
Bevegelseshastigheten rundt sentrum av galaksen = 230 km / sek.
Solen. Stjernen som ga opphav til alle levende ting i systemet vårt er omtrent 750 ganger massen til alle andre kropper i solsystemet, så alt i systemet vårt kan betraktes som å dreie seg om solen som et felles massesenter.
Solen er en sfærisk symmetrisk glødende plasmakule i likevekt. Den oppstod trolig sammen med andre organer i solsystemet fra en gass- og støvtåle for rundt 5 milliarder år siden. På begynnelsen av sitt liv var solen omtrent 3/4 hydrogen. På grunn av gravitasjonskontraksjon økte temperaturen og trykket i tarmen så mye at en termonukleær reaksjon begynte spontant, under hvilken hydrogen ble omdannet til helium. Som et resultat steg temperaturen i sentrum av solen veldig sterkt (ca. 15.000.000 K), og trykket i det indre økte så mye (1,5x105 kg / m3) at det klarte å balansere tyngdekraften og stoppe gravitasjonskomprimeringen. Slik oppsto den moderne strukturen til Sola.
Merk: Stjernen inneholder et gigantisk reservoar av gravitasjonsenergi. Men du kan ikke trekke energi fra det med straffrihet. Det er nødvendig for sola å krympe, og den skal avta med 2 ganger hvert 30. million år. Den totale tilførselen av termisk energi i en stjerne er omtrent lik gravitasjonsenergien med det motsatte tegnet, det vil si i størrelsesorden GM2 / R. For solen er den termiske energien lik 4 * 1041 J. Hvert sekund taper solen 4 * 1026 J. Reserveret av den termiske energien vil bare være nok i 30 millioner år. Termonukleær fusjon sparer - kombinasjonen av lette elementer, ledsaget av en gigantisk energiutgivelse. For første gang ble denne mekanismen, tilbake på 20-tallet av 1900-tallet, påpekt av den engelske astrofysikeren A. Edington, som la merke til at fire kjerner i et hydrogenatom (proton) har en masse på 6,69 * 10-27 kg, og en heliumkjerne - 6, 65 * 10-27 kg. Massedefekten forklares med relativitetsteorien. I følge Einsteins formel er kroppens totale energi relatert til massen med forholdet E = Ms2. Den bindende energien i helium er en nukleon mer, noe som betyr at dens potensielle brønn er dypere og den totale energien er mindre. Hvis helium på en eller annen måte blir syntetisert fra 1 kg hydrogen, vil det bli frigjort en energi som tilsvarer 6 * 1014 J. Dette er omtrent 1% av den totale energien til det brukte drivstoffet. Så mye for reservoaret ditt med energi.
Samtidige var imidlertid skeptiske til Edingtons hypotese. I henhold til lovene i klassisk mekanikk, er det nødvendig for å overvinne kreftene fra Coulomb-frastøtning for å bringe protoner nærmere en avstand fra rekkefølgen på reaksjonsradiusen til atomkrefter. For dette må energien deres overstige verdien av Coulomb-barrieren. Beregningen viste at for å starte prosessen med termonukleær fusjon, er det nødvendig med en temperatur på omtrent 5 milliarder grader, men temperaturen i sentrum av solen er omtrent 300 ganger mindre. Dermed virket solen ikke varm nok til å gjøre heliumfusjon mulig.
Edingtons hypotese ble reddet av kvantemekanikk. I 1928 den unge sovjetiske fysikeren G. A. Gamow oppdaget at partikler i henhold til lovene med en viss sannsynlighet kan sive gjennom den potensielle barrieren selv når energien deres er under dens høyde. Dette fenomenet kalles underbarriere eller tunnelkryss. (Det siste indikerer figurativt muligheten for å finne seg selv på den andre siden av fjellet uten å klatre til toppen.) Ved hjelp av tunneloverganger forklarte Gamow lovene for radioaktivt a-forfall og viste dermed for første gang anvendelsen av kvantemekanikk til kjernefysiske prosesser (nesten samtidig var tunneloverganger oppdaget av R. Henry og E. Condon). Gamow trakk også oppmerksomhet på at takket være tunneloverganger kan kolliderende kjerner komme nær hverandre og inngå i en kjernefysisk reaksjon ved energiermindre verdier av Coulomb-barrieren. Dette fikk den østerrikske fysikeren F. Houtermans (som Gamow fortalte om sitt arbeid allerede før de ble publisert) og astronomen R. Atkinson til å vende tilbake til Edingtons ide om solenergi. Og selv om samtidig kollisjon av fire protoner og to elektroner for å danne en heliumkjerne er en ekstremt usannsynlig prosess. I 1939 lyktes G. Bethe å finne en kjede (syklus) av kjernefysiske reaksjoner som førte til syntese av helium. Katalysatoren for syntese av helium i Bethe-syklusen er karbonkjernen C12, hvis antall forblir uendretOg selv om samtidig kollisjon av fire protoner og to elektroner for å danne en heliumkjerne er en ekstremt usannsynlig prosess. I 1939 lyktes G. Bethe å finne en kjede (syklus) av kjernefysiske reaksjoner som førte til syntese av helium. Katalysatoren for syntese av helium i Bethe-syklusen er karbonkjernen C12, hvis antall forblir uendretOg selv om samtidig kollisjon av fire protoner og to elektroner for å danne en heliumkjerne er en ekstremt usannsynlig prosess. I 1939 lyktes G. Bethe å finne en kjede (syklus) av kjernefysiske reaksjoner som førte til syntese av helium. Katalysatoren for syntese av helium i Bethe-syklusen er karbonkjernen C12, hvis antall forblir uendret
Så - i virkeligheten er det bare deres sentrale del med en masse på 10% av den totale massen som kan tjene som drivstoff for stjerner. La oss beregne hvor lenge solen vil ha nok kjernebrensel.
Solens totale energi er M * c2 = 1047 J, kjernenergi (Ead) er omtrent 1%, dvs. 1045 J, og tar i betraktning det faktum at ikke all materie kan forbrenne, får vi 1044 J. Å dele denne verdien med lysstyrken til Sola 4 * 1026 J / s, vi får at dens kjernekraft vil vare i 10 milliarder år.
Generelt bestemmer massen til en stjerne utvetydig sin videre skjebne, siden kjernenergien til stjernen er Ead ~ Mc2, og lysstyrken oppfører seg omtrent som L ~ M3. Oppbrenningstiden kalles kjernetid; det er definert som tad = ~ Ead / L = lO10 (M / M of the Sun) -2 år.
Jo større stjernen, jo raskere brenner den seg opp!.. Forholdet mellom tre karakteristiske ganger - dynamisk, termisk og kjernefysisk - bestemmer karakteren for stjernens evolusjon. Det faktum at den dynamiske tiden er mye kortere enn den termiske og kjernefysiske tiden gjør at stjernen alltid klarer å komme til hydrostatisk likevekt. Og det faktum at den termiske tiden er mindre enn kjernetiden, betyr at stjernen har tid til å komme til termisk likevekt, det vil si til likevekt mellom mengden energi som frigjøres i sentrum per tidsenhet og mengden energi som avgis av stjernens overflate (stjernens lysstyrke). I solen hvert 30. million år fornyes den termiske energien. Men energien i solen føres av stråling. Det betyr fotoner. Et foton, født i en termonukleær reaksjon i sentrum, vises på overflaten etter en termisk tid, ~ 30 millioner år). Fotonet beveger seg med lysets hastighet, men,saken er at den, kontinuerlig blir absorbert og slippes ut igjen, forvirrer banen i stor grad, slik at dens lengde blir lik 30 millioner lysår. I så lang tid har strålingen tid til å komme i termisk likevekt med stoffet den beveger seg gjennom. Derfor er spekteret av stjerner og er nær spekteret til en svart kropp. Hvis kildene til termonukleær energi "ble slått av" (som en lyspære) i dag, ville solen fortsette å skinne i millioner av år.da ville solen fortsette å skinne i millioner av år.da ville solen fortsette å skinne i millioner av år.
Men selv om profetien til Hawking og hans mange forgjengere og likesinnede rundt om i verden er bestemt til å gå i oppfyllelse og menneskeheten skal bygge en "utenomjordisk sivilisasjon", vil jordens skjebne fortsatt bekymre mennesker. Derfor er mange astronomer spesielt interessert i stjerner som ligner solen i sine parametere - spesielt når disse stjernene blir til røde giganter.
Dermed undersøkte en gruppe astronomer ledet av Sam Ragland, ved hjelp av et infrarødt-optisk kompleks av tre kombinerte teleskoper Arisons Infrarøde-optiske teleskoparray, stjerner med masser fra 0,75 til 3 ganger solens masse, nærmer seg slutten av deres evolusjon. Den nærme enden blir ganske lett identifisert av den lave intensiteten til hydrogenlinjene i deres spektre, og tvert imot av den høye intensiteten til helium og karbonlinjer.
Balansen mellom gravitasjons- og elektrostatiske krefter i slike stjerner er ustabil, og hydrogen og helium inni dem veksler som en type kjernebrensel, noe som forårsaker endringer i lysstyrken til stjernen med en periode på rundt 100 tusen år. Mange slike stjerner bruker de siste 200 tusen årene av livet som variabler av verdens type. (Verdensvariabler er stjerner hvis lysstyrke jevnlig endres med en periode fra 80 til 1000 dager. De er oppkalt etter "stamfader" til klassen, verdens stjerner i stjernebildet Cetus).
Illustrasjon: Wayne Peterson / LCSE / University of Minnesota
En gjengitt modell av en rød pulserende gigant opprettet ved Computational Science and Technology Laboratory ved University of Minnesota. Intern utsikt over stjernens kjerne: gul og rød - områder med høye temperaturer, blå og akvatiske - områder med lave temperaturer.
Det var i denne klassen en ganske uventet oppdagelse fant sted: nær stjernen V 391 i stjernebildet Pegasus ble en eksoplanett oppdaget, som tidligere var nedsenket i stjernens hovne skall. Mer presist pulserer stjernen V 391, på grunn av hvilken radiusen øker og synker. Planeten, oppdagelsen som en gruppe astronomer fra forskjellige land rapporterte om i septemberutgaven av tidsskriftet Nature, har en masse mer enn tre ganger massen til Jupiter, og radiusen for dens bane er halvannen ganger avstanden som skiller jorden fra solen.
Da V 391 passerte det røde kjempetrinnet, nådde radiusen minst tre fjerdedeler av bane. Ved begynnelsen av ekspansjonen av stjernen var imidlertid radius for bane som planeten befant seg i, mindre. Resultatene av denne oppdagelsen lar jorden en sjanse til å overleve etter eksplosjonen av sola, selv om parametrene til bane, og radius for selve planeten, sannsynligvis vil endre seg.
Analogien er noe bortskjemt med at denne planeten, så vel som sin overordnede stjerne, ikke ligner veldig på Jorden og Solen. Og viktigst av alt, "39" droppet V 391, når han ble transformert til en rød gigant, en betydelig del av massen, som "reddet" planeten; men det skjer bare med to prosent av gigantene. Selv om "dumpingen" av de ytre skjellene med transformasjonen av den røde kjempen til en gradvis avkjølende hvit dverg omgitt av en ekspanderende gassnebula ikke er så sjelden.
Et for nært møte med stjernen er det mest åpenbare, men ikke det eneste problemet som venter på jorden fra andre store kosmiske kropper. Det er sannsynlig at solen vil bli til en rød gigant, etter å ha forlatt galaksen vår. Faktum er at Melkeveis galaksen og den nærliggende gigantiske galaksen, Andromeda Nebula, har vært i gravitasjonsinteraksjon i millioner av år, noe som til slutt vil føre til at Andromeda drar Melkeveien mot seg selv, og den vil bli en del av denne store galaksen. Under de nye forholdene vil Jorden bli en helt annen planet, dessuten, som et resultat av gravitasjonsinteraksjon, kan solsystemet, som hundrevis av andre systemer, bokstavelig talt rives fra hverandre. Siden tyngdekraften i Andromeda-tåken er mye sterkere enn melkeveien,sistnevnte nærmer seg den med en hastighet på omtrent 120 km / s. Ved å bruke datamodeller som er laget med en nøyaktighet på 2,6 millioner objekter, har astronomer bestemt at galakser i løpet av omtrent 2 milliarder år vil konvergere, og tyngdekraften vil begynne å deformere strukturer, og danne lange, attraktive haler av støv og gass, stjerner og planeter. Om ytterligere 3 milliarder år vil galaksene komme i direkte kontakt, som et resultat av at den nye forente galaksen vil ha en elliptisk form (begge galaksene anses som spiral i dag). Om ytterligere 3 milliarder år vil galaksene komme i direkte kontakt, som et resultat av at den nye forente galaksen vil ha en elliptisk form (begge galaksene anses som spiral i dag). Om ytterligere 3 milliarder år vil galaksene komme i direkte kontakt, som et resultat av at den nye forente galaksen vil ha en elliptisk form (begge galaksene anses som spiral i dag).
Foto: NASA, ESA og The Hubble Heritage Team (STScI)
I dette bildet passerer to spiralgalakser (den store er NGC 2207, den lille - IC 2163) hverandre i regionen Big Dog-stjernebildet, som majestetiske skip. Tidevannskreftene til galaksen NGC 2207 har forvrengt formen til IC 2163 og kastet stjerner og gass i bekker som strekker seg i hundretusenvis av lysår (i høyre hjørne av bildet).
Harvard Smithsonian Center for Astrophysics Prof. Avi Loeb og hans student TJ Cox antydet at hvis vi kunne observere himmelen på planeten vår gjennom de beryktede 5 milliarder årene, i stedet for vår vanlige Melkevei - en lys stripe med svake blinkende prikker - ville vi se milliarder av nye lyse stjerner. I dette tilfellet ville solsystemet vårt ligge "i utkanten" av en ny galakse - omtrent hundre tusen lysår fra sentrum i stedet for de nåværende 25 tusen lysår. Imidlertid er det andre beregninger: etter fullstendig fusjon av galakser kan solsystemet bevege seg nærmere sentrum av galaksen (67 000 lysår), eller det kan hende at det faller i "halen" - en forbindelseslenke mellom galakser. Og i sistnevnte tilfelle, på grunn av gravitasjonseffekten, vil planetene som ligger der bli ødelagt.
Med tanke på jordas fremtid, solen, solsystemet som helhet, og Melkeveien er like spennende som det er konvensjonelt vitenskapelig. De enorme tidene med spådommer, mangelen på fakta og teknologiens relative svakhet, så vel som i stor grad moderne menneskers vane til å tenke på kino og thrillere, påvirker det faktum at antakelser om fremtiden er mer som science fiction, bare med en spesiell vekt på det første ordet.
