Эволюция Солнца
Наше Солнце – типичный пример звезды, эволюционировавшей из звездной туманности 4,6 миллиарда лет назад. Но как выглядит рождение и развитие Солнца? Давайте внимательно изучим этапы солнечной эволюции.
Рождение и эволюция Солнца
Солнце и все ближайшие планеты начали свое существование в гигантском облаке молекулярного газа и пыли. Примерно 4,6 миллиарда лет назад это облако под воздействием внешних сил (гравитационного поля ближайших звезд или выброса энергии сверхновой) начало сжиматься. Во время сжатия внутренние силы газа и взаимодействие частиц пыли сформировали участки пространства с большей плотностью материи. Эти скопления позже дадут начало жизни бесчисленного количества звездных систем, в том числе и нашей.
В процессе сжатия скоплений из-за сил взаимодействия частиц наша будущая звезда начала вращаться. Центробежная сила создала большой шар материи в центре и плоский диск из пыли и газа ближе к краю новосозданной системы. Из центрального шара позже образуется Солнце, а из диска – планеты и астероиды. В течение первых ста тысяч лет после сжатия газового облака Солнце было коллапсирующей протозвездой. Это продолжалось пока температура и давление звезды не привели к воспламенению ее центральной части – ядра. С этого момента наша звезда превратилась в светило типа Т Тельца – очень активную звезду с сильным солнечным ветром. Со временем Солнце постепенно стабилизировалось и обрело свою теперешнюю форму. Так началась жизнь нашей ближайшей звезды, но это лишь первый этап эволюции Солнца.
Основной этап эволюции Солнца
Солнце в собственном развитии находится на основном этапе жизни, как и большинство звезд во Вселенной. В ее ядре ежесекундно 600 миллионов тонн водорода превращается в гелий и производится 4*1027 Ватт энергии. Этот процесс в ядре Солнца начался 4,6 миллиарда лет назад и не менялся с тех пор. Но запас гидрогена в звезде не безграничен: горючего светилу хватит еще на 7 миллиардов лет жизни.
Чем больше в звезде накапливается гелия, тем больше сгорает водорода. Следствием этого является больший выход энергии и увеличение яркости свечения. Вы едва ли заметите эти изменения в краткосрочной перспективе, но за последующий миллиард лет Солнце станет ярче на 10%. А это уже не обещает ничего хорошего Земле и другим планетам нашей системы.
Увеличение выхода энергии ядерного синтеза внутри Солнца за миллиард лет приведет к сильному парниковому эффекту на Земле, подобному тому, что происходит сейчас на Венере. Со временем влага, содержащаяся в атмосфере планеты, выветрится усиленным солнечным излучением.
Через 3,5 миллиарда лет Солнце будет ярче уже на 40%, чем сейчас. Температура на поверхности Земли увеличится настолько, что существование на ней жидкой воды станет невозможным. Океаны выкипят, и пар не задержится в атмосфере. Ледники растают, а снег останется лишь мифом давно забытых времен. Все условия для жизни на планете будут уничтожены безжалостным солнечным излучением. Наша голубая планета окончательно превратится в раскаленную высушенную Венеру.
Смерть звезды
Туманность Эскимос как наглядная картинка вероятной смерти нашего Солнца
Ничто не вечно. Это правило справедливо для всего: для нас, для нашего дома – Земли и для Солнца. Хоть конец Солнечной системы и не произойдет завтра и не выпадет на век кого-либо из живущих сегодня, когда-нибудь в далеком будущем звезда израсходует все топливо и отправится в последний путь, к забвению. Как же закончится развитие Солнца?
Примерно через 6 миллиардов лет Солнце израсходует все запасы водорода в ядре. После этого инертный гелий, накопившейся в ядре звезды, станет нестабильным и начнет коллапсировать под собственным весом. Вследствие этого ядро начнет нагреваться и уплотняться. Солнце начнет увеличивать свои размеры, пока не перейдет в стадию красного гиганта. Растущая звезда поглотит Меркурий, Венеру и, наверное, даже Землю. Но даже в случае, если наша планета уцелеет, жар от раскаленной звезды нагреет ее поверхность и превратит в настоящий ад для любой известной органической жизни.
Когда Солнце окончательно сгорит?
Последовательность ядерного синтеза внутри звезд
Смерть любой звезды, находящейся в стадии красного гиганта, не за горами. У Солнца будет еще достаточно температуры и давления, чтобы начать следующий этап ядерного синтеза: из гелия, который в этот раз будет топливом, синтезируется углерод. Этот этап займет около ста миллионов лет – до того момента, когда выгорит весь гелий. В конце оболочка станет нестабильной, и звезда начнет усиленно пульсировать. За весьма короткий промежуток времени эти пульсации выбросят в открытый космос большую часть атмосферы Солнца.
Когда от атмосферы недавнего гиганта ничего не останется, вместо большой и яркой звезды в пространстве повиснет белый карлик – небольшое, размером с Землю, светило из чистого карбона, по массе равное звезде. Алмаз размером с нашу планету будет еще долго светиться тепловым излучением, но этого недостаточно для ядерного синтеза. Со временем он остынет до температуры окружающей среды – пары градусов выше абсолютного нуля.
Так закончится жизнь нашего Солнца – одиноким алмазным постаментом.
Взорвется ли Солнце?
Крабовидная туманность — яркий пример остатка сверхновой
Нет ни одного реалистичного сценария, по которому Солнце бы взорвалось. Хоть нам она и кажется огромной, наша звезда невелика относительно невообразимо больших звезд, которыми полна Вселенная. Даже когда Солнце сжигает весь гидроген, она сначала растет, а потом уменьшается до размера небольшой планеты, медленно остывая триллионы лет.
Для того чтобы звезда взорвалась, ее масса должна значительно превышать массу Солнца. Если бы наша звезда была бы в десяток раз больше, тогда можно было бы говорить о взрыве. Сверхмассивные звезды после расходования водорода и гелия продолжают синтез более тяжелых элементов – вплоть до железа, синтез которого не сопровождается выделением энергии. Тогда внутреннее давление звезды, удерживавшее ее от воздействия гравитационных сил, исчезает, и звезда взрывается, выбрасывая в космос огромное количество энергии.
После взрыва от таких звезд остаются нейтронные звезды, которые быстро вращаются вокруг своей оси, или даже черные дыры.
Помните, масса Солнца слишком мала, чтобы когда-либо взорваться. И этого не произойдет, так что переживать не стоит.
Источник
Эволюция Солнца: от рождения до гибели
Наше Солнце – одна из бесконечно многочисленных звезд класса G. Оно нам ежедневно светит, никак не меняется. Поэтому создается впечатление, что оно всегда было таким, таким и останется.
По факту, оно эволюционирует. По меркам человеческой жизни (и человеческой цивилизации, что уж скрывать) делает это наша звезда медленно. Но главное остается – оно когда-то возникло, когда-то исчезнет.
Посмотрим на этапы жизненного пути родного светила.
1. Рождение (4,6 млрд. лет назад)
Сколько проживет Солнце вообще, доподлинно не известно. В любом случае, триллион лет оно просуществует.
Что известно ученым однозначно – это сколько лет ему сейчас. Как показали расчеты, жизнь нашего светла началась 4,6 млрд. лет назад в плотном газовом облаке.
Под воздействием гравитации оно уплотнялось, пока не нагрелось до такого состояния, чтобы сформировать водородно-гелиевый шар. Сбросив с себя остатки непоглощенного вещества, оно засияло в космическом пространстве.
Остатки материи пошли на формирование планет и малых тел солнечной системы.
2. Основной этап (1-10 млрд. лет)
Сейчас Солнце находится в стандартном режиме работы: ежесекундно перерабатываются миллионы тон водорода. Он превращается в гелий. Параллельно гелий превращается в более тяжелые химические соединения.
Горение водорода постепенно раздувает звезду. Нам это не заметно, так как масса Солнца очень большая. Зато через 1 млрд. лет размер газового шара увеличится на 10-12 %.
Земля превратится в Венеру через 1-2 млрд. лет. Случится следующее: нагрев поверхности планеты приведет к вскипанию всей жидкой воды на планете. Парниковый эффект породит непригодные для жизни температуры в 200-400 градусов по Цельсию. Жизнь будет возможна только под землей.
Но, ядерный синтез не бесконечен.
Рано или поздно топливо на ядерные реакции закончится. Случится это через 4-5 млрд. лет.
3. Красный гигант (10,5-11 млрд. лет)
По мере истощения водорода центральная часть нашей звезды начнет уплотняться. Сила гравитации станет превалировать над давлением от ядерных реакций.
В результате, верхние слои звезды начнут расширяться. По прогнозам, размер Солнца увеличится настолько, что сможет достичь орбиты Земли.
В последние моменты истощения водорода произойдет схлопывание центральной части светила. Внешние слои будут отброшены за пределы солнечной системы.
По времени это займет достаточно мало: не более нескольких миллионов лет. По звездным меркам это быстро.
4. Белый карлик (0,12-1+ трлн. лет)
После образования белого карлика Солнце сможет существовать много времени. Жизнь таких звезд стабильна. 1 трлн. лет для них – норма. Все зависит от скорости остывания вещества.
Размер белого карлика будет равняться 5-10 тыс. км максимум. Для сравнения, сейчас диаметр Солнца составляет больше 1,3 млн. км. Произойдет сжатие в 100 раз по сравнению с сегодняшним размером.
5. Черный (темный) карлик
Звезды подобного вида пока что не обнаружены: это не удивительно. Вселенной всего 13 с лишним млрд. лет. Средняя же жизнь белого карлика, который формирует этот тип звезд – не менее 500 млрд. лет.
По сути, это конечная стадия бытия солнцеподобной звезды: холодное плотное вещество, которое многие триллионы лет будет рассеиваться в окружающем пространстве.
Подписывайтесь – способствуйте развитию канала.
Источник
Немного об эволюции Солнца
Немного, как обещала, об эволюции Солнца.
В науке (да и, наверное, не только в ней) довольно часто случается, что разные люди одновременно и независимо друг от друга совершают одно и то же открытие. В самом начале XX века Эйнар Герцшпрунг и Генри Рассел (иногда пишут Рессел) решили отобразить основные свойства звёзд на диаграмме с двумя осями. По горизонтали стали откладывать некоторый параметр (пока даже неважно, какой именно), обозначающий цвет звезды, а по вертикали — её светимость (светимость — это полная энергия, излучаемая небесным телом в единицу времени по всем направлениям).
И вот неожиданно и тот, и другой исследователь обнаружили, что почти 90% звезд оказалось на одной кривой. Этого никто не ожидал. Полученная диаграмма оказалась очень полезна для изучения звёзд. Её называют теперь диаграммой Герцшпрунга-Рессела.
Диаграмма Герцшпрунга-Рессела в её классическом варианте. На вертикально оси слева — светимость (в единицах светимости Солнца); вертикальная шкала справа — абсолютная звездная величина (этот параметр связан со светимостью и приведен для удобства использования диаграммы); горизонтальные оси — «цвет» звезды и её спектральный класс
Здесь мы и подходим к вопросу о том, можно ли наблюдать эволюцию звезд или буйные на голову астрономы все это выдумали.
Ответ — да, наблюдаем, и нет, не выдумали.
Если посмотреть в хороший телескоп на звездное небо, мы много чего увидим: галактики на разных стадиях формирования-жизни-распада и звезды, тоже на разных стадиях жизни. Про галактики сейчас говорить не будем, поговорим об эволюции звезд.
Итак, смотрим на небо. Мы видим сразу и молодые, и старые звёзды, и звёзды «в самом расцвете сил», как Солнце, и только зарождающиеся светила. Обычно хорошо работает аналогия с лесом: зайдите в хорошо освещенный лес, вы увидите разом и старые деревья, и бурелом, и юные деревца, и могучие, зрелые. То же самое со звездным небом.
Мы НАБЛЮДАЕМ (это важно) эволюцию звезд уже более 100 лет (это к вопросам читателей Пикабу о том, что мы же не наблюдаем небо 5 миллиардов лет, значит, все разговоры об эволюции звезд — просто измышление :).
Оказалось, что диаграмма Герцшпрунга-Рассела отражает состояние звёздного населения. По степени «населённости» (на рисунке — количество точек) той или иной ветви можно судить, какую часть времени своей жизни звезда проводит на ней, то есть пребывает в определённом
состоянии (зарождается, попадает на Главную последовательность, переходит в область гигантов и затем карликов и т д). Анализируя распределение звёзд на диаграмме,
можно понять, как рождаются и как заканчивают свою жизнь звёзды с разной начальной массой и разным химическим составом. Важно: в виду: в ходе эволюции звёзды не продвигаются вдоль ветвей, а «скачут» по диаграмме. Такой «путь звезды» на диаграмме от рождения до остывания называют её эволюционным треком.
Эволюционный трек Солнца. Начинаем с «формирования», заканчиваем превращением в ЧЕРНОГО КАРЛИКА, которого НЕТ на диаграмме: это тот же белый карлик, только совсем остывший и ничего не излучающий
Прежде всего звезда, постепенно формируясь из сжимающегося (под действием сил гравитации) газопылевого облака, должна превратиться в звезду — то есть набрать достаточно массы для того, чтобы в ее ядре начались термоядерные реакции превращения одних элементов в другие, более тяжёлые. В звездах типа Солнца водород превращается в гелий. Более массивные звёзды на разных этапах своей жизни могут синтезировать и более тяжелые химические элементы, включая железо, но НЕ далее по таблице Менделеева. Всё, что тяжелее железа — это продукты взрывов Сверхновых.
Облака пыли и газа, оставшиеся после таких взрывов — это новый «роддом» для звезд. Считается, что Солнце — это звезда третьего поколения. То есть два поколения звезд прожили жизнь, синтезировали химические элементы, отдали их обратно в космос — и вот с третьим поколением звезд сформировалось и Солнце.
В начале жизни оно относительно медленно сжималось на протяжении примерно 30 млн лет. Это так и называется: «стадия гравитационного сжатия», притом по космическим меркам протекает она у звезд солнечной массы достаточно быстро по сравнению со временем их жизни, ибо живут они уже не миллионы, а миллиарды лет. На стадии гравитационного сжатия гравитационная энергия звезды превращается в тепловую энергию и энергию излучения и обеспечивает сжатие всё более горячей протозвезды. При температурах около млн градусов и выше в ядре уже начинаются термоядерные реакции, но энергетические потери на излучение пока что превышают «восполнение» энергии за счет термоядерных реакций. И только когда из-за дальнейшего сжатия температура ядра будущего Солнца приблизилась к современному значению в 15–16 млн градусов, термоядерный котёл заработал в полную силу. Тепла стало хватать для того, чтобы давление в звезде смогло противостоять гравитации, и тогда сжатие прекратилось. То есть — Солнце «село» на Главную последовательность диаграммы.
Звезды, которые превращают водород в гелий — все рано или поздно «живут» на Главной последовательности.
Главная последовательность — это основная, наиболее насыщенная область на диаграмме Г-Р. Здесь звёзды проводят большую часть жизни, пока весь водород в центре не превратится
в гелий в результате термоядерных реакций. То есть пока в центре звезды не сформируется гелиевое ядро. Когда это случается, звезда уходит с Главной последовательности вправо вверх, то есть перемещается в область гигантов.
Та же судьба ждёт и Солнце. Не более чем через 2 млрд лет оно начнет раздуваться — его радиус сильно увеличится, оно начнет превращаться в красного гиганта. Поглотит Меркурий, Венеру, Землю. Марс расположен в примерно 1,5 а.е. от Солнца и, по разным оценкам, либо тоже попадет в атмосферу гиганта, либо начнет нагреваться и его запасы воды, испаряясь, образую там атмосферу. Юпитер, отстоящий от Солнца на 5,2 а.е., в гиганта уже «не влезет». Но, вероятнее всего, частично испарится — Юпитер ведь газовая планета, как и Сатурн, Уран, Нептун. Все эти планеты претерпят очень существенные изменения! А вот крошка Плутон, состоящий из камня и льда, быть может, и выстоит, только нам от этого будет не легче.
Затем ядро Солнца сожмется и Солнце (примерно через 4,5 млрд лет) станет белым карликом с массой примерно в половину нынешней солнечной. Его внешние оболочки будут сброшены в космос. Само же Солнце будет медленно-медленно, еще миллиарды лет остывать. и превратится в черного карлика. Оно физически будет, но его будет никому не видно, потому что ему нечего будет излучать.
Однако у нас с вами, Люди, есть как минимум спокойный миллиард лет впереди. Это ОЧЕНЬ много, если вспомним, что человек разумный сформировался примерно 40 тысяч лет назад, а первые государства появились в 3500 — 3100 годах до н.э., то есть всего-то 5 тысяч лет назад.
Но, кажется, — и это пессимистично — что у человечества больше шансов погибнуть от собственной жадности (что самое обидное, жадничают-то не все, только самые богатенькие, а помирать все-таки всем) и в собственных нечистотах, или самоубиться от большого ума, чем быть проглоченным собственным Солнцем, дающим нам сейчас жизнь.
Последний абзац, конечно, к физике космоса отношения не имеет.
Что касается других звезд, то и эволюция у них протекает иначе. Все зависит от массы звезды. Распределение звезд на диаграмме Г-Р тоже зависит прежде всего от массы. Чем массивней звезда, тем выше ее светимость, тем она горячее и «светлее». Самые горячие звезды — бело-голубые гиганты, самые холодные — бурые карлики.
Есть еще нейтронные звезды, черные дыры — в них могут превратиться массивные звезды в ходе эволюции. На диаграмме Г-Р их нет. Это объекты так называемой релятивистской астрофизики, то есть физики объектов, существенно искажающих пространство-время вокруг себя. Мы же с нашим Солнцем можем считать, что находимся во вполне спокойном, вообразимом, почти что евклидовом пространстве. на этой позитивной ноте мы можем и закончить короткий рассказ об эволюции нашей звезды.
Источник