Солнечная система. Солнце

Солнце – ближайшая к нам звезда. Расстояние до него по астрономическим меркам невелико: лишь 8 минут идет свет от Солнца до Земли. Но как повезло нам, жителям Земли!

Часть 12. О будущем солнца

Сейчас наше Солнце обычная звезда в ядре которой происходит синтез гелия из водорода, что служит источником ее энергии. Каждую секунду Солнце перерабатывает около 600 000 000 тонн водорода, производя при этом примерно 4 000 000 тонн гелия. Сопоставляя такую скорость с массой Солнца, возникает вопрос: как долго просуществует наше светило? По подсчетам ученых стабильное состояние Солнца, при котором оно находиться на главной последовательности будет длиться еще около 5 млрд. лет. Что же ждет солнце после? Для лучшего понимания этого вопроса ознакомимся для начала с тем, что такое диаграмма Герцшпрунга – Рессела (зависимость спектр – светимость). В начале XX века два астронома Герцшпрунг и Рессел установили, что между спектральным классом то есть температурой звезды и ее светимостью существует зависимость L = R5.2. Эту зависимость можно представить в виде графика, отложив по одной его оси абсолютные звездные величины или светимость, а по другой спектральный класс или температуру. Положение звезды на графике будет определятся ее физической природой и стадией эволюции. Переходя от одной стадии эволюции к другой звезда меняет свое положение на графике. Приблизительный вид главной последовательности представлении на рисунке (см. рисунок). Линиями на диаграмме показаны классы светимости.

• I – сверхгиганты; эти звезды занимают верхнюю часть диаграммы.
• II – яркие гиганты.
• III – гиганты.
• IV – субгиганты. Последние три класса расположены между областью сверхгигантов и главной последовательности.
• V – звезды главной последовательности.
• VI – яркие субкарлики. Образуют последовательность, параллельную главной и проходящая ниже ее примерно на две звездные величины начиная от класса А5 вправо.
• VII – белые карлики. Звезды обладающие весьма малой светимостью.

Итак, представим, что прошло пять миллиардов лет и в ядре Солнца иссякнет весь водород. Его температура и объём будут постепенно возрастать по мере того, как водород будет сгорать. При выгорании водорода радиус и масса ядра уменьшатся. Реакция превращения водорода в гелий продолжает идти только на внешней границе ядра. При этом ядро сожмется, а плотность и температура в ядре возрастет, увеличивается светимость и радиус звезды. При этом процессе на диаграмме спектр – светимость звезда сходит с главной последовательности в область красных гигантов. На этой стадии в ядре звезды начинает происходить синтез гелия в углерод и более тяжёлых веществ так как температура, а следовательно скорость движения частиц и плотность столь велики, что они теперь способны преодолеть силу отталкивания ядер друг от друга. Следует отметить, что с увеличением порядкового номера элемента в периодической системе Д. И. Менделеева сила отталкивания возрастает, и для ее преодоления и начала ядерного синтеза необходимы все большие температуры. Для синтеза углерода требуется температура 1,5·108 К. Когда водород на границе ядра и гелий в само ядре иссякнут, оболочка звезды расширяется, Солнце будет в три раза больше, чем теперь. Все океаны на Земле выкипят. Умирающее Солнце поглотит Землю и превратит твёрдую породу в расплавленную лаву. Его наружные слои не могут удерживаться силой гравитации, и она начинает отделяться. Звезда теряет вещество, и масса ее уменьшается. Скорее всего, Солнце, сбросит свою оболочку довольно быстро и процесс примет характер взрыва. В конечном счёте Солнце остынет, превратившись в быстровращающееся шар ядерных отходов, так называемый белый карлик или нейтронную звезду с очень плотным веществом и огромной массой, окруженный планетарной туманностью, которая состоит из вещества оболочки. Крайне быстрое вращение обуславливается передачей момента вращения при уменьшении радиуса тела. Для более простого понимания вспомните, когда фигурист начинает, вращается с кокой-то скоростью вокруг себя с широко распростертыми руками, а потом резко прижимает руки к себе, скорость его вращения резко возрастает. Так происходит и у звезд.

• Часть 1. Введение. Общие сведения о Солнце.  • Часть 2. Спектр и химический состав Солнца.  • Часть 3. Строение Солнца.  • Часть 4. Активные образования в солнечной атмосфере. Солнечные факелы. Солнечные пятна. Грануляция. Спикулы. Флоккулы. Хромосферные вспышки. Протуберанцы. Корональные дыры и корональные конденсации.  • Части 5 и 6. Колебания и волны на солнце. Рентгеновское, нейтринное и радиоизлучение Солнца  • Часть 7. Солнечные ветер, его влияние на Землю и другие тела солнечной системы. Полярные сияния.  • Части 8, 9, 10. Магнитные явления на солнце. Солнечная активность, ее циклы. Число Вольфа. Коэффициент INTER SOL. Солнечная постоянная и ее измерение  • Часть 11. Как наблюдать солнце

Литература и источники:

• Б. А. Воронцов-Вельяминов, «Очерки о Вселенной» М 1976
• Т. А. Агекян, «Звезды, галактики, метагалактика» М 1981
• Б. М. Яворский, Ю. А. Селезнева, Справочное руководство по физике М 1989
• Т. Редже, «Этюды о вселенной» М 1985
• В. Г. Горбацкий, Космические взрывы. М 1979
• П. И. Бакулин, Э. В. Кононович, В. И. Мороз, «Курс общей астрономии» М 1970

Авторство. Если возникнут вопросы по теме данной статьи, пишите: 660118, Красноярск, ул. Мате-Залка, 6-250, Булдакову Сергею. E-mail: astro@ktk.ru © Булдаков Сергей Вячеславович астроном-любитель г. Красноярск. Написано: 02.12.1999. Редактировано и дополнено 25.11.2004.

Главная страница раздела