A idade do Sol é estimada pela maioria dos astrofísicos em cerca de 4,59 bilhões de anos. É classificada como uma estrela média ou mesmo pequena - tais estrelas existem há mais tempo do que suas irmãs maiores e que desaparecem rapidamente. O Sol até agora conseguiu usar menos da metade do hidrogênio que contém: de 70,6% da parcela original da massa solar, 36,3% permanecem. No curso das reações termonucleares, o hidrogênio dentro do Sol se transforma em hélio.
Para que a reação de fusão termonuclear prossiga, uma alta temperatura e alta pressão são necessárias. Os núcleos de hidrogênio são prótons - partículas elementares com carga positiva, uma força de repulsão eletrostática atua entre eles, impedindo que se aproximem. Mas por dentro também existem forças significativas de atração universal, que evitam que os prótons se espalhem. Pelo contrário, eles empurram os prótons tão próximos uns dos outros que começa a fusão nuclear. Parte dos prótons se transforma em nêutrons e as forças de repulsão eletrostática são enfraquecidas; como resultado, a luminosidade do sol nasce. Os cientistas estimam que no estágio inicial da existência do Sol, sua luminosidade era apenas 70% do que ele emite hoje, e nos próximos 6,5 bilhões de anos, a luminosidade da estrela só aumentará.
No entanto, eles continuam a argumentar contra esse ponto de vista, o mais difundido e incluído nos livros didáticos. E o principal tópico de especulação é precisamente a composição química do núcleo solar, que só pode ser julgada por dados muito indiretos. Uma das teorias concorrentes sugere que o elemento principal do núcleo solar não é o hidrogênio, mas o ferro, o níquel, o oxigênio, o silício e o enxofre. Os elementos leves - hidrogênio e hélio - estão presentes apenas na superfície do Sol, e a reação de fusão é facilitada pelo grande número de nêutrons emitidos pelo núcleo.
Oliver Manuel desenvolveu esta teoria em 1975 e tem tentado convencer a comunidade científica da sua validade desde então. Ele tem vários apoiadores, mas a maioria dos astrofísicos considera isso um absurdo completo.
Foto: NASA e a equipe do Hubble Heritage (AURA / STScI)
A estrela variável V838 Monocerotis está localizada na borda de nossa galáxia. Esta imagem mostra parte do envelope empoeirado da estrela. Esta concha tem seis anos-luz de diâmetro. Esse eco de luz, que agora é visível, fica apenas dois anos atrás em relação ao próprio flash. Os astrônomos esperam que o eco de luz continue piscando nos arredores empoeirados do V838 Mon enquanto ele se expande pelo menos pelo resto desta década.
Qualquer que seja a teoria correta, o "combustível solar" mais cedo ou mais tarde acabará. Devido à falta de hidrogênio, as reações termonucleares começarão a parar, e o equilíbrio entre elas e as forças de atração será violado, fazendo com que as camadas externas pressionem o núcleo. A partir da contração, a concentração do hidrogênio restante aumentará, as reações nucleares se intensificarão e o núcleo começará a se expandir. A teoria geralmente aceita prevê que na idade de 7,5-8 bilhões de anos (ou seja, após 4-5 bilhões de anos), o Sol se tornará uma gigante vermelha: seu diâmetro aumentará mais de cem vezes, de modo que as órbitas dos três primeiros planetas do sistema solar estarão dentro da estrela … O núcleo é muito quente e a temperatura da concha dos gigantes é baixa (cerca de 3000 graus) - e, portanto, de cor vermelha.
Uma característica da gigante vermelha é que o hidrogênio não pode mais servir como "combustível" para as reações nucleares dentro dele. Agora o hélio, ali acumulado em grandes quantidades, começa a "queimar". Nesse caso, formam-se isótopos instáveis de berílio que, quando bombardeados com partículas alfa (ou seja, os mesmos núcleos de hélio), se transformam em carbono.
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É nisso que a vida na Terra, e a própria Terra, provavelmente já deixará de existir. Até a baixa temperatura que a periferia solar terá naquele momento será suficiente para que nosso planeta evapore completamente.
Claro, a humanidade como um todo, como cada pessoa individualmente, espera pela vida eterna. O momento em que o Sol se transforma em gigante vermelha impõe certas restrições a esse sonho: se a humanidade conseguir sobreviver a tal catástrofe, ela só estará fora de seu berço. Mas é apropriado lembrar aqui que um dos maiores físicos de nosso tempo, Stephen Hawking, há muito argumenta que o momento em que a única maneira de a humanidade sobreviver será a colonização de outros planetas está quase chegando. Razões intraterrestres tornarão este berço impossível de habitar muito antes de algo ruim acontecer ao Sol.
Vamos dar uma olhada mais de perto no momento aqui:
Peso = 1,99 * 1030 kg.
Diâmetro = 1.392.000 km.
Magnitude absoluta = +4,8
Classe espectral = G2
Temperatura da superfície = 5800 ° K
Período orbital = 25 horas (pólo) -35 horas (equador)
O período de revolução em torno do centro da galáxia = 200 milhões de anos
Distância ao centro da galáxia = 25.000 luz. anos
A velocidade de movimento em torno do centro da galáxia = 230 km / s.
O sol. A estrela que deu origem a todas as coisas vivas em nosso sistema é aproximadamente 750 vezes a massa de todos os outros corpos do sistema solar, então tudo em nosso sistema pode ser considerado girando em torno do Sol como um centro de massa comum.
O sol é uma bola de plasma incandescente esfericamente simétrica em equilíbrio. Provavelmente surgiu junto com outros corpos do sistema solar de uma nebulosa de gás e poeira cerca de 5 bilhões de anos atrás. No início de sua vida, o Sol tinha cerca de 3/4 de hidrogênio. Então, devido à compressão gravitacional, a temperatura e a pressão nos intestinos aumentaram tanto que uma reação termonuclear começou a ocorrer espontaneamente, durante a qual o hidrogênio foi convertido em hélio. Como resultado disso, a temperatura no centro do Sol aumentou muito fortemente (cerca de 15.000.000® K), e a pressão em suas profundidades aumentou tanto (1,5x105 kg / m3) que foi capaz de equilibrar a força da gravidade e interromper a compressão gravitacional. Foi assim que surgiu a estrutura moderna do Sol.
Nota: a estrela contém um reservatório gigante de energia gravitacional. Mas você não pode extrair energia dele impunemente. É necessário que o Sol encolha e deve diminuir 2 vezes a cada 30 milhões de anos. O fornecimento total de energia térmica em uma estrela é aproximadamente igual à sua energia gravitacional de sinal oposto, ou seja, da ordem de GM2 / R. Para o Sol, a energia térmica é igual a 4 * 1041 J. A cada segundo o Sol perde 4 * 1026 J. A reserva de sua energia térmica seria suficiente apenas para 30 milhões de anos. A fusão termonuclear salva - a combinação de elementos leves, acompanhada por uma liberação de energia gigante. Pela primeira vez, esse mecanismo, ainda na década de 20 do século 20, foi apontado pelo astrofísico inglês A. Edington, que percebeu que quatro núcleos de um átomo de hidrogênio (próton) têm massa de 6,69 * 10-27 kg e um núcleo de hélio - 6, 65 * 10-27 kg. O defeito de massa é explicado pela teoria da relatividade. De acordo com a fórmula de Einstein, a energia total do corpo está relacionada à massa pela razão E = Ms2. A energia de ligação no hélio é um núcleo a mais, o que significa que seu poço de potencial é mais profundo e sua energia total é menor. Se o hélio for sintetizado de alguma forma a partir de 1 kg de hidrogênio, será liberada uma energia igual a 6 * 1014 J. Isso é aproximadamente 1% da energia total do combustível usado. Tanto para o seu reservatório de energia.
Contemporâneos, no entanto, eram céticos em relação à hipótese de Edington. De acordo com as leis da mecânica clássica, para aproximar os prótons a uma distância da ordem do raio de ação das forças nucleares, é necessário superar as forças de repulsão de Coulomb. Para isso, sua energia deve ultrapassar o valor da barreira de Coulomb. O cálculo mostrou que para iniciar o processo de fusão termonuclear, é necessária uma temperatura de cerca de 5 bilhões de graus, mas a temperatura no centro do Sol é cerca de 300 vezes menor. Portanto, o Sol não parecia quente o suficiente para possibilitar a fusão do hélio.
A hipótese de Edington foi salva pela mecânica quântica. Em 1928, o jovem físico soviético G. A. Gamow descobriu que, de acordo com suas leis, as partículas podem com alguma probabilidade penetrar na barreira de potencial mesmo quando sua energia está abaixo de sua altura. Este fenômeno é denominado subbarreira ou junção em túnel. (O último indica figurativamente a possibilidade de se encontrar do outro lado da montanha sem subir ao topo.) Usando transições de túnel, Gamow explicou as leis da decadência radioativa e, assim, pela primeira vez provou a aplicabilidade da mecânica quântica a processos nucleares (quase ao mesmo tempo, as transições de túnel foram descoberto por R. Henry e E. Condon). Gamow também chamou a atenção para o fato de que, graças às transições em túnel, núcleos em colisão podem se aproximar e entrar em uma reação nuclear com as energias.valores menores da barreira de Coulomb. Isso levou o físico austríaco F. Houtermans (a quem Gamow falou sobre seu trabalho antes mesmo de sua publicação) e o astrônomo R. Atkinson a retornar à ideia de Edington da origem nuclear da energia solar. E embora a colisão simultânea de quatro prótons e dois elétrons para formar um núcleo de hélio seja um processo extremamente improvável. Em 1939, G. Bethe conseguiu encontrar uma cadeia (ciclo) de reações nucleares que levam à síntese de hélio. O catalisador para a síntese de hélio no ciclo de Bethe são os núcleos de carbono C12, cujo número permanece inalteradoE embora a colisão simultânea de quatro prótons e dois elétrons para formar um núcleo de hélio seja um processo extremamente improvável. Em 1939, G. Bethe conseguiu encontrar uma cadeia (ciclo) de reações nucleares que levam à síntese de hélio. O catalisador para a síntese de hélio no ciclo de Bethe são os núcleos de carbono C12, cujo número permanece inalteradoE embora a colisão simultânea de quatro prótons e dois elétrons para formar um núcleo de hélio seja um processo extremamente improvável. Em 1939, G. Bethe conseguiu encontrar uma cadeia (ciclo) de reações nucleares que levam à síntese de hélio. O catalisador para a síntese de hélio no ciclo de Bethe são os núcleos de carbono C12, cujo número permanece inalterado
Então - na realidade, apenas sua parte central com uma massa de 10% da massa total pode servir como combustível para as estrelas. Vamos calcular quanto tempo o sol terá combustível nuclear suficiente.
A energia total do Sol é M * c2 = 1047 J, a energia nuclear (Ead) é de aproximadamente 1%, ou seja, 1045 J, e levando em consideração que nem toda matéria pode queimar, obtemos 1044 J. Dividindo este valor pela luminosidade do Sol 4 * 1026 J / s, temos que sua energia nuclear durará 10 bilhões de anos.
Em geral, a massa de uma estrela determina sem ambigüidade seu destino posterior, uma vez que a energia nuclear da estrela é Ead ~ Mc2, e a luminosidade se comporta aproximadamente como L ~ M3. O tempo de combustão é chamado de tempo nuclear; é definido como tad = ~ Ead / L = 1010 (M / M do Sol) -2 anos.
Quanto maior a estrela, mais rápido ela se queima! … A proporção de três tempos característicos - dinâmico, térmico e nuclear - determina o caráter da evolução da estrela. O fato de o tempo dinâmico ser muito menor que o tempo térmico e nuclear significa que a estrela sempre consegue chegar ao equilíbrio hidrostático. E o fato de o tempo térmico ser menor que o tempo nuclear significa que a estrela tem tempo para chegar ao equilíbrio térmico, isto é, ao equilíbrio entre a quantidade de energia liberada no centro por unidade de tempo e a quantidade de energia emitida pela superfície da estrela (a luminosidade da estrela). No Sol, a cada 30 milhões de anos, o fornecimento de energia térmica é renovado. Mas a energia do sol é transportada por radiação. Isso significa fótons. Um fóton, nascido em uma reação termonuclear no centro, aparece na superfície após um tempo térmico, ~ 30 milhões de anos). O fóton se move na velocidade da luz, mas,o fato é que ele, sendo constantemente absorvido e reemitido, confunde muito sua trajetória, de modo que seu comprimento chega a 30 milhões de anos-luz. Por muito tempo, a radiação tem tempo para entrar em equilíbrio térmico com a substância pela qual se move. Portanto, o espectro das estrelas e está próximo ao espectro de um corpo negro. Se as fontes de energia termonuclear fossem “desligadas” (como uma lâmpada) hoje, o Sol continuaria a brilhar por milhões de anos.então o sol continuaria a brilhar por milhões de anos.então o sol continuaria a brilhar por milhões de anos.
Mas mesmo que a profecia de Hawking e seus muitos predecessores e pessoas com ideias semelhantes ao redor do mundo esteja destinada a se tornar realidade e a humanidade vá construir uma "civilização extraterrestre", o destino da Terra ainda preocupará as pessoas. Portanto, muitos astrônomos estão especialmente interessados em estrelas semelhantes ao Sol em seus parâmetros - especialmente quando essas estrelas se transformam em gigantes vermelhas.
Assim, um grupo de astrônomos liderados por Sam Ragland, usando um complexo óptico-infravermelho de três telescópios combinados do Arizona's Infrared-Optical Telescope Array, investigou estrelas com massas de 0,75 a 3 vezes a massa do Sol, se aproximando do final de sua evolução. O fim que se aproxima é facilmente identificado pela baixa intensidade das linhas de hidrogênio em seus espectros e, ao contrário, pela alta intensidade das linhas de hélio e carbono.
O equilíbrio das forças gravitacionais e eletrostáticas nessas estrelas é instável, e o hidrogênio e o hélio dentro delas se alternam como uma espécie de combustível nuclear, o que provoca mudanças no brilho da estrela em um período de cerca de 100 mil anos. Muitas dessas estrelas passam os últimos 200 mil anos de suas vidas como variáveis de tipo-mundo. (Variáveis mundiais são estrelas cuja luminosidade muda regularmente com um período de 80 a 1 mil dias. Elas são nomeadas após as "progenitoras" da classe, as estrelas do Mundo na constelação de Cetus).
Ilustração: Wayne Peterson / LCSE / Universidade de Minnesota
Um modelo renderizado de um gigante pulsante vermelho criado no Laboratório de Ciência e Tecnologia da Computação da Universidade de Minnesota. Visão interna do núcleo da estrela: amarelo e vermelho - áreas de altas temperaturas, azul e água - áreas de baixas temperaturas.
Foi nesta classe que uma descoberta bastante inesperada ocorreu: perto da estrela V 391 na constelação de Pégaso, um exoplaneta foi descoberto, previamente imerso na concha inchada da estrela. Mais precisamente, a estrela V 391 pulsa, devido ao qual seu raio aumenta e diminui. O planeta, cuja descoberta foi relatada por um grupo de astrônomos de diferentes países na edição de setembro da revista Nature, tem uma massa três vezes maior que a de Júpiter, e o raio de sua órbita é uma vez e meia a distância que separa a Terra do Sol.
Quando o V 391 passou do estágio de gigante vermelha, seu raio atingiu pelo menos três quartos de sua órbita. No entanto, no início da expansão da estrela, o raio da órbita do planeta era menor. Os resultados desta descoberta dão à Terra uma chance de sobreviver após a explosão do Sol, embora os parâmetros da órbita e o raio do próprio planeta sejam susceptíveis de mudar.
A analogia é um tanto prejudicada pelo fato de que este planeta, assim como sua estrela-mãe, não são muito semelhantes à Terra e ao Sol. E o mais importante, o V 391, ao se transformar em gigante vermelha, "deixou cair" uma parte significativa de sua massa, o que "salvou" o planeta; mas isso só acontece com 2% dos gigantes. Embora o "despejo" das camadas externas com a transformação da gigante vermelha em uma anã branca que resfria gradualmente, cercada por uma nebulosa de gás em expansão, não seja tão raro.
Um encontro muito próximo com sua estrela é o mais óbvio, mas não o único problema que espera a Terra de outros grandes corpos cósmicos. É provável que o Sol se transforme em uma gigante vermelha, já tendo deixado nossa galáxia. O fato é que nossa galáxia Via Láctea e a galáxia gigante vizinha, a Nebulosa de Andrômeda, estão em interação gravitacional há milhões de anos, o que acabará por levar Andrômeda a puxar a Via Láctea em sua direção, e ela se tornará parte desta grande galáxia. Sob as novas condições, a Terra se tornará um planeta completamente diferente, além disso, como resultado da interação gravitacional, o Sistema Solar, como centenas de outros sistemas, pode literalmente ser dilacerado. Já que a atração gravitacional da Nebulosa de Andrômeda é muito mais forte do que a gravidade da Via Láctea,o último se aproxima a uma velocidade de cerca de 120 km / s. Usando modelos de computador feitos com uma precisão de 2,6 milhões de objetos, os astrônomos determinaram que em cerca de 2 bilhões de anos, as galáxias convergirão, e a força da gravidade começará a deformar suas estruturas, formando caudas longas e atraentes de poeira e gás, estrelas e planetas. Em outros 3 bilhões de anos, as galáxias entrarão em contato direto, e como resultado a nova galáxia unida assumirá uma forma elíptica (ambas as galáxias são consideradas espirais hoje). Em outros 3 bilhões de anos, as galáxias entrarão em contato direto, e como resultado a nova galáxia unida assumirá uma forma elíptica (ambas as galáxias são consideradas espirais hoje). Em outros 3 bilhões de anos, as galáxias entrarão em contato direto, e como resultado a nova galáxia unida assumirá uma forma elíptica (ambas as galáxias são consideradas espirais hoje).
Foto: NASA, ESA e The Hubble Heritage Team (STScI)
Nesta imagem, duas galáxias espirais (a grande é NGC 2207, a pequena - IC 2163) se cruzam na região da constelação do Grande Cão, como navios majestosos. As forças de maré da galáxia NGC 2207 distorceram a forma de IC 2163, jogando estrelas e gás em fluxos que se estendem por centenas de milhares de anos-luz (no canto direito da imagem).
O Harvard Smithsonian Center for Astrophysics Prof. Avi Loeb e seu aluno TJ Cox sugeriram que se pudéssemos observar o céu de nosso planeta durante os notórios 5 bilhões de anos, então, em vez de nossa Via Láctea usual - uma faixa pálida de pontos cintilantes - veríamos bilhões de novas estrelas brilhantes. Nesse caso, nosso sistema solar estaria localizado "nos arredores" de uma nova galáxia - cerca de cem mil anos-luz de seu centro, em vez dos atuais 25 mil anos-luz. No entanto, existem outros cálculos: após a fusão completa das galáxias, o sistema solar pode se mover para mais perto do centro da galáxia (67.000 anos-luz), ou pode acontecer que ele caia na "cauda" - um elo de ligação entre as galáxias. E neste último caso, devido ao efeito gravitacional, os planetas aí localizados serão destruídos.
Considerar o futuro da Terra, do Sol, do sistema solar como um todo e da Via Láctea é tão emocionante quanto convencionalmente científico. A imensa extensão de tempo das previsões, a falta de fatos e a relativa fraqueza da tecnologia, bem como em grande medida o hábito das pessoas modernas de pensar em termos de cinema e thrillers, influenciam o fato de que as suposições sobre o futuro são mais como ficção científica, apenas com ênfase especial na primeira palavra.
