Heading

Słońce zawsze było centrum naszych systemów kosmologicznych. Jednak wraz z nadejściem nowoczesnej astronomii, ludzie uświadomili sobie fakt, że Słońce jest tylko jedną z niezliczonych gwiazd w naszym Wszechświecie. W zasadzie jest to zupełnie normalny przykład gwiazdy typu G (G2V, czyli „żółty karzeł”). I jak wszystkie gwiazdy, ma swój czas życia, charakteryzujący się formowaniem, sekwencją główną i ostateczną śmiercią.

Ten czas życia rozpoczął się mniej więcej 4,6 miliarda lat temu i będzie trwał jeszcze przez około 4,5-5,5 miliarda lat, kiedy to wyczerpie swoje zapasy wodoru, helu i zapadnie się w białego karła. Ale to tylko skrócona wersja długości życia Słońca. Jak zawsze, Bóg (lub Diabeł, w zależności od tego, kogo pytasz) tkwi w szczegółach!

Aby to rozłożyć na czynniki pierwsze, Słońce jest w połowie drogi przez najbardziej stabilną część swojego życia. W ciągu ostatnich czterech miliardów lat, w czasie których narodziła się planeta Ziemia i cały Układ Słoneczny, pozostało ono względnie niezmienione. Tak będzie jeszcze przez kolejne cztery miliardy lat, kiedy to wyczerpią się zapasy paliwa wodorowego. Kiedy to nastąpi, wydarzą się dość drastyczne rzeczy!

Narodziny Słońca:

Zgodnie z Teorią Mgławicową, Słońce i wszystkie planety naszego Układu Słonecznego zaczęły się jako gigantyczny obłok molekularnego gazu i pyłu. Następnie, około 4,57 miliarda lat temu, wydarzyło się coś, co spowodowało zapadnięcie się obłoku. Mógł to być efekt przechodzącej gwiazdy lub fali uderzeniowej z supernowej, ale końcowym rezultatem było grawitacyjne zapadnięcie się w centrum obłoku.

Z tego zapadania się, kieszenie pyłu i gazu zaczęły zbierać się w gęstsze regiony. W miarę jak gęstsze regiony wciągały coraz więcej materii, zachowanie pędu powodowało, że zaczynała się ona obracać, a rosnące ciśnienie powodowało jej nagrzewanie. Większość materiału znalazła się w kuli w centrum, podczas gdy reszta materii spłaszczyła się w dysku, który krążył wokół niej.

Kula w centrum ostatecznie uformowałaby Słońce, podczas gdy dysk materiału uformowałby planety. Słońce spędziło około 100 000 lat jako zapadająca się protogwiazda, zanim temperatura i ciśnienie we wnętrzu zapaliły fuzję w jego jądrze. Słońce zaczęło jako gwiazda T Tauri – szalenie aktywna gwiazda, która wydmuchiwała intensywny wiatr słoneczny. Zaledwie kilka milionów lat później ustabilizowało się w swojej obecnej postaci. Rozpoczął się cykl życia Słońca.

Sekwencja główna:

Słońce, jak większość gwiazd we Wszechświecie, znajduje się w fazie sekwencji głównej swojego życia, podczas której reakcje syntezy jądrowej w jego jądrze przekształcają wodór w hel. W każdej sekundzie 600 milionów ton materii jest przekształcane w neutrina, promieniowanie słoneczne i około 4 x 1027 watów energii. W przypadku Słońca proces ten rozpoczął się 4,57 miliarda lat temu i od tego czasu wytwarza ono energię w ten sposób.

Jednakże proces ten nie może trwać wiecznie, ponieważ w jądrze Słońca znajduje się skończona ilość wodoru. Do tej pory Słońce przekształciło w hel i energię słoneczną około 100 razy większą masę niż Ziemia. Ponieważ więcej wodoru jest przekształcane w hel, rdzeń nadal się kurczy, pozwalając zewnętrznym warstwom Słońca zbliżyć się do centrum i doświadczyć silniejszej siły grawitacyjnej.

To wywiera większy nacisk na jądro, któremu przeciwstawia się wynikający z tego wzrost tempa, w jakim zachodzi fuzja. Zasadniczo oznacza to, że gdy Słońce nadal zużywa wodór w swoim jądrze, proces syntezy jądrowej przyspiesza, a wydajność Słońca wzrasta. Obecnie prowadzi to do wzrostu jasności o 1% co 100 milionów lat, a w ciągu ostatnich 4,5 miliarda lat wzrost wyniósł 30%.

Za 1,1 miliarda lat Słońce będzie o 10% jaśniejsze niż obecnie, a ten wzrost jasności będzie oznaczał również wzrost energii cieplnej, którą pochłonie ziemska atmosfera. Wywoła to wilgotny efekt cieplarniany na Ziemi, podobny do gwałtownego ocieplenia, które zmieniło Wenus w piekielne środowisko, jakie widzimy tam dzisiaj.

Za 3,5 miliarda lat od teraz Słońce będzie o 40% jaśniejsze niż jest teraz. Ten wzrost spowoduje wrzenie oceanów, trwałe topnienie pokryw lodowych i utratę całej pary wodnej w atmosferze. W tych warunkach życie, jakie znamy, nie będzie w stanie przetrwać nigdzie na powierzchni Ziemi. W skrócie, planeta Ziemia stanie się kolejną gorącą, suchą Wenus.

Wyczerpanie głównego wodoru:

Wszystkie rzeczy muszą się skończyć. To jest prawda dla nas, to jest prawda dla Ziemi i to jest prawda dla Słońca. Nie stanie się to w najbliższym czasie, ale pewnego dnia w odległej przyszłości, Słońcu skończy się paliwo wodorowe i powoli będzie chyliło się ku śmierci. Rozpocznie się to za około 5,4 miliarda lat, kiedy to Słońce opuści główną sekwencję swojego życia.

Po wyczerpaniu wodoru w jądrze, obojętny popiół helowy, który się tam nagromadził, stanie się niestabilny i zapadnie się pod własnym ciężarem. To spowoduje, że jądro rozgrzeje się i zagęści, powodując wzrost rozmiarów Słońca i wejście w fazę czerwonego olbrzyma w jego ewolucji. Oblicza się, że rozszerzające się Słońce stanie się na tyle duże, że obejmie orbity Merkurego, Wenus, a może nawet Ziemi. Nawet jeśli Ziemia przetrwa, intensywne ciepło z czerwonego Słońca spali naszą planetę i całkowicie uniemożliwi życie.

Faza końcowa i śmierć:

Po osiągnięciu fazy Czerwonego Olbrzyma (RGB), Słońce będzie miało około 120 milionów lat aktywnego życia. Ale w tym czasie wiele się wydarzy. Po pierwsze, jądro (pełne zdegenerowanego helu), zapali się gwałtownie w błysku helowym – gdzie około 6% jądra i 40% masy Słońca zostanie przekształcone w węgiel w ciągu kilku minut.

Słońce skurczy się wtedy do około 10-krotności swoich obecnych rozmiarów i 50-krotności swojej jasności, z temperaturą nieco niższą niż obecnie. Przez następne 100 milionów lat będzie kontynuowało spalanie helu w swoim jądrze, aż do jego wyczerpania. W tym momencie znajdzie się w fazie asymptotyczno-gigantycznej (AGB), gdzie znów będzie się rozszerzać (tym razem znacznie szybciej) i stanie się bardziej jasne.

W ciągu następnych 20 milionów lat Słońce stanie się niestabilne i zacznie tracić masę poprzez serię impulsów termicznych. Będą się one pojawiały co około 100 000 lat, za każdym razem stając się większe i zwiększając jasność Słońca do 5000 razy większej niż obecnie, a jego promień do ponad 1 AU.

W tym momencie ekspansja Słońca albo obejmie Ziemię, albo pozostawi ją całkowicie nieprzyjazną dla życia. Planety w Zewnętrznym Układzie Słonecznym prawdopodobnie zmienią się diametralnie, gdyż więcej energii zostanie zaabsorbowane ze Słońca, powodując sublimację ich wodnych lodów – być może tworząc gęstą atmosferę i powierzchniowe oceany. Po około 500 000 lat pozostanie tylko połowa obecnej masy Słońca, a jego zewnętrzna powłoka zacznie formować mgławicę planetarną.

Ewolucja po AGB będzie jeszcze szybsza, ponieważ wyrzucona masa zostanie zjonizowana, tworząc mgławicę planetarną, a odsłonięte jądro osiągnie temperaturę 30 000 K. Ostateczna temperatura nagiego jądra wyniesie ponad 100 000 K, po czym pozostałość ostygnie w kierunku białego karła. Mgławica planetarna rozproszy się za około 10 000 lat, ale biały karzeł przetrwa przez biliony lat, zanim zamieni się w czerń.

Ostatni los naszego Słońca:

Gdy ludzie myślą o umieraniu gwiazd, to co zazwyczaj przychodzi im na myśl to masywne supernowe i tworzenie się czarnych dziur. Jednak nie będzie to miało miejsca w przypadku naszego Słońca, z powodu prostego faktu, że nie jest ono prawie wystarczająco masywne. Chociaż dla nas może wydawać się ogromne, ale Słońce jest gwiazdą o stosunkowo niskiej masie w porównaniu z niektórymi ogromnymi, wysokomasywnymi gwiazdami we Wszechświecie.

Jako takie, kiedy naszemu Słońcu skończy się paliwo wodorowe, stanie się ono czerwonym olbrzymem, zrzuci swoje zewnętrzne warstwy, a następnie osiądzie jako zwarty biały karzeł, powoli stygnąc przez biliony lat. Gdyby jednak Słońce miało około 10 razy większą masę niż obecnie, ostatnia faza jego życia byłaby znacznie bardziej (ahem) wybuchowa.

Gdy temu supermasywnemu Słońcu skończyłoby się paliwo wodorowe w jądrze, zaczęłoby ono przekształcać atomy helu, a następnie atomy węgla (tak jak nasze). Proces ten byłby kontynuowany, a Słońce zużywałoby coraz cięższe paliwo w koncentrycznych warstwach. Każda warstwa zajmowałaby mniej czasu niż poprzednia, aż do niklu, którego spalenie mogłoby zająć zaledwie jeden dzień.

Wtedy w jądrze gwiazdy zaczęłoby się gromadzić żelazo. Ponieważ żelazo nie wydziela żadnej energii, gdy ulega fuzji jądrowej, gwiazda nie miałaby już ciśnienia zewnętrznego w swoim jądrze, które zapobiegłoby jej zapadaniu się do wewnątrz. Kiedy około 1,38 masy Słońca jest żelazem zgromadzonym w jądrze, gwiazda uległaby katastrofalnej implozji, uwalniając ogromną ilość energii.

W ciągu ośmiu minut, czyli w czasie potrzebnym światłu na przebycie drogi ze Słońca na Ziemię, niepojęta ilość energii przeleciałaby obok Ziemi i zniszczyła wszystko w Układzie Słonecznym. Uwolniona w ten sposób energia mogłaby wystarczyć do krótkotrwałego rozbłysku galaktyki, a z pobliskich układów gwiezdnych widoczna byłaby nowa mgławica (taka jak Mgławica Krab), rozszerzająca się na zewnątrz przez tysiące lat.

Po Słońcu pozostałaby jedynie szybko wirująca gwiazda neutronowa, a może nawet gwiezdna czarna dziura. Ale oczywiście nie taki będzie los naszego Słońca. Biorąc pod uwagę jego masę, w końcu zapadnie się ono w białą gwiazdę, dopóki się nie wypali. I oczywiście nie stanie się to przez kolejne 6 miliardów lat lub coś koło tego. Do tego czasu ludzkość albo już dawno nie będzie żyła, albo pójdzie dalej. W międzyczasie mamy mnóstwo dni słonecznych, na które możemy czekać!

Napisaliśmy wiele interesujących artykułów na temat Słońca tutaj w Universe Today. Oto What Color Is The Sun?, What Kind of Star is the Sun?, How Does The Sun Produce Energy?, and Could We Terraform the Sun?

Astronomy Cast również ma kilka interesujących odcinków na ten temat. Sprawdź je – Odcinek 30: The Sun, Spots and All, Episode 108: The Life of the Sun, Episode 238: Solar Activity.

Aby uzyskać więcej informacji, sprawdź Przewodnik po Układzie Słonecznym NASA.