La mayoría de los astrofísicos estiman que la edad del Sol es de unos 4.590 millones de años. Se clasifica como una estrella mediana o incluso pequeña; tales estrellas han existido más tiempo que sus hermanas más grandes y que se desvanecen rápidamente. Hasta ahora, el sol ha logrado consumir menos de la mitad del hidrógeno que contiene: de una participación del 70,6 por ciento de la masa original de materia solar, quedan 36,3. En el curso de las reacciones termonucleares, el hidrógeno del interior del Sol se convierte en helio.
Para que prosiga la reacción de fusión termonuclear, se requieren una temperatura y una presión elevadas. Los núcleos de hidrógeno son protones: partículas elementales con carga positiva, una fuerza de repulsión electrostática actúa entre ellos, impidiendo que se acerquen. Pero en el interior también hay importantes fuerzas de atracción universal, que evitan que los protones se dispersen. Por el contrario, empujan los protones tan juntos que comienza la fusión nuclear. Parte de los protones se convierte en neutrones y las fuerzas de repulsión electrostática se debilitan; como resultado, la luminosidad del sol se eleva. Los científicos estiman que en la etapa inicial de la existencia del Sol, su luminosidad era solo el 70 por ciento de lo que emite hoy, y en los próximos 6.500 millones de años, la luminosidad de la estrella solo aumentará.
Sin embargo, continúan discutiendo con este punto de vista, el más extendido e incluido en los libros de texto. Y el tema principal de especulación es precisamente la composición química del núcleo solar, que solo puede juzgarse con datos muy indirectos. Una de las teorías en competencia sugiere que el elemento principal en el núcleo solar no es el hidrógeno en absoluto, sino hierro, níquel, oxígeno, silicio y azufre. Los elementos ligeros, hidrógeno y helio, están presentes solo en la superficie del Sol, y la reacción de fusión se ve facilitada por la gran cantidad de neutrones emitidos desde el núcleo.
Oliver Manuel desarrolló esta teoría en 1975 y desde entonces ha estado tratando de convencer a la comunidad científica de su validez. Tiene varios partidarios, pero la mayoría de los astrofísicos lo consideran una completa tontería.
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Foto: NASA y The Hubble Heritage Team (AURA / STScI)
La estrella variable V838 Monocerotis se encuentra en el borde de nuestra galaxia. Esta imagen muestra parte del sobre polvoriento de la estrella. Este caparazón tiene seis años luz de diámetro. Ese eco de luz, que ahora es visible, se retrasa en relación con el destello en sí solo dos años. Los astrónomos esperan que el eco de luz continúe destellando los polvorientos alrededores del V838 Mon a medida que se expande durante al menos el resto de esta década.
Cualquiera que sea la teoría correcta, el "combustible solar" tarde o temprano se acabará. Debido a la falta de hidrógeno, las reacciones termonucleares comenzarán a detenerse y se violará el equilibrio entre ellas y las fuerzas de atracción, haciendo que las capas externas presionen contra el núcleo. A partir de la contracción, la concentración del hidrógeno restante aumentará, las reacciones nucleares se intensificarán y el núcleo comenzará a expandirse. La teoría generalmente aceptada predice que a la edad de 7.5-8 mil millones de años (es decir, después de 4-5 mil millones de años), el Sol se convertirá en una gigante roja: su diámetro aumentará más de cien veces, por lo que las órbitas de los primeros tres planetas del sistema solar estarán dentro de la estrella. … El núcleo está muy caliente y la temperatura del caparazón de los gigantes es baja (unos 3000 grados) y, por lo tanto, es de color rojo.
Un rasgo característico de la gigante roja es que el hidrógeno ya no puede servir como "combustible" para las reacciones nucleares en su interior. Ahora el helio, acumulado allí en grandes cantidades, comienza a "arder". En este caso, se forman isótopos inestables de berilio que, cuando se bombardean con partículas alfa (es decir, los mismos núcleos de helio), se convierten en carbono.
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Es en esto que la vida en la Tierra, y la Tierra misma, probablemente ya está garantizada para dejar de existir. Incluso la baja temperatura que tendrá la periferia solar en ese momento será suficiente para que nuestro planeta se evapore por completo.
Por supuesto, la humanidad en su conjunto, como cada persona individualmente, espera la vida eterna. El momento en que el Sol se convierta en un gigante rojo impone ciertas restricciones a este sueño: si la humanidad logra sobrevivir a tal catástrofe, solo estará fuera de su cuna. Pero es apropiado recordar aquí que uno de los más grandes físicos de nuestro tiempo, Stephen Hawking, ha sostenido durante mucho tiempo que el momento en que la única forma de supervivencia de la humanidad será la colonización de otros planetas casi ha llegado. Razones intraterrestres harán que esta cuna sea imposible de habitar mucho antes de que algo malo le suceda al Sol.
Echemos un vistazo más de cerca al momento aquí:
Peso = 1,99 * 1030 kg.
Diámetro = 1.392.000 km.
Magnitud absoluta = +4,8
Clase espectral = G2
Temperatura de la superficie = 5800 ° K
Período orbital = 25 horas (polo) -35 horas (ecuador)
El período de revolución alrededor del centro de la galaxia = 200.000.000 años
Distancia al centro de la galaxia = 25000 luz. años
La velocidad de movimiento alrededor del centro de la galaxia = 230 km / seg.
El sol. La estrella que dio origen a todos los seres vivos de nuestro sistema tiene aproximadamente 750 veces la masa de todos los demás cuerpos del sistema solar, por lo que se puede considerar que todo en nuestro sistema gira alrededor del sol como un centro de masa común.
El sol es una bola de plasma incandescente esféricamente simétrica en equilibrio. Probablemente surgió junto con otros cuerpos del sistema solar a partir de una nebulosa de gas y polvo hace unos 5 mil millones de años. Al comienzo de su vida, el sol tenía aproximadamente 3/4 de hidrógeno. Luego, debido a la compresión gravitacional, la temperatura y la presión en los intestinos aumentaron tanto que comenzó a ocurrir espontáneamente una reacción termonuclear, durante la cual el hidrógeno se convirtió en helio. Como resultado, la temperatura en el centro del Sol subió muy fuertemente (alrededor de 15,000,000® K), y la presión en su interior aumentó tanto (1.5x105 kg / m3) que pudo equilibrar la fuerza de gravedad y detener la compresión gravitacional. Así surgió la estructura moderna del Sol.
Nota: la estrella contiene un depósito gigante de energía gravitacional. Pero no se puede sacar energía de él impunemente. Es necesario que el Sol se encoja y debería disminuir 2 veces cada 30 millones de años. El suministro total de energía térmica en una estrella es aproximadamente igual a su energía gravitacional con el signo opuesto, es decir, del orden de GM2 / R. Para el Sol, la energía térmica es igual a 4 * 1041 J. Cada segundo el Sol pierde 4 * 1026 J. La reserva de su energía térmica solo sería suficiente para 30 millones de años. La fusión termonuclear salva: la combinación de elementos ligeros, acompañada de una liberación de energía gigante. Por primera vez este mecanismo, allá por los años 20 del siglo XX, fue señalado por el astrofísico inglés A. Edington, quien notó que cuatro núcleos de un átomo de hidrógeno (protón) tienen una masa de 6,69 * 10-27 kg, y un núcleo de helio - 6, 65 * 10-27 kg. El defecto de masa se explica por la teoría de la relatividad. Según la fórmula de Einstein, la energía total del cuerpo está relacionada con la masa por la razón E = Ms2. La energía de enlace en el helio es un nucleón más, lo que significa que su pozo potencial es más profundo y su energía total es menor. Si el helio se sintetiza de alguna manera a partir de 1 kg de hidrógeno, se liberará una energía igual a 6 * 1014 J. Esto es aproximadamente el 1% de la energía total del combustible gastado. Demasiado para tu reserva de energía.
Los contemporáneos, sin embargo, se mostraron escépticos ante la hipótesis de Edington. Según las leyes de la mecánica clásica, para que los protones se aproximen entre sí a una distancia del orden del radio de acción de las fuerzas nucleares, es necesario superar las fuerzas de repulsión de Coulomb. Para ello, su energía debe superar el valor de la barrera de Coulomb. El cálculo mostró que para iniciar el proceso de fusión termonuclear, se requiere una temperatura de aproximadamente 5 mil millones de grados, pero la temperatura en el centro del Sol es aproximadamente 300 veces menor. Por lo tanto, el Sol no parecía lo suficientemente caliente como para hacer posible la fusión del helio.
La hipótesis de Edington fue salvada por la mecánica cuántica. En 1928, el joven físico soviético G. A. Gamow descubrió que, de acuerdo con sus leyes, las partículas pueden, con cierta probabilidad, filtrarse a través de la barrera potencial incluso cuando su energía está por debajo de su altura. Este fenómeno se denomina subbarrera o unión de túnel. (Este último indica en sentido figurado la posibilidad de encontrarse en el otro lado de la montaña sin escalar su cima.) Con la ayuda de las transiciones de túnel, Gamow explicó las leyes de la desintegración a radiactiva y, por lo tanto, demostró por primera vez la aplicabilidad de la mecánica cuántica a los procesos nucleares (casi al mismo tiempo, las transiciones de túnel fueron descubierto por R. Henry y E. Condon). Gamow también llamó la atención sobre el hecho de que, gracias a las transiciones de túnel, los núcleos en colisión pueden acercarse entre sí y entrar en una reacción nuclear a energíasvalores menores de la barrera de Coulomb. Esto llevó al físico austriaco F. Houtermans (a quien Gamow le contó sobre su trabajo incluso antes de su publicación) y al astrónomo R. Atkinson a volver a la idea de Edington del origen nuclear de la energía solar. Y aunque la colisión simultánea de cuatro protones y dos electrones para formar un núcleo de helio es un proceso extremadamente improbable. En 1939, G. Bethe logró encontrar una cadena (ciclo) de reacciones nucleares que conducen a la síntesis de helio. El catalizador para la síntesis de helio en el ciclo de Bethe son los núcleos de carbono C12, cuyo número permanece sin cambios. Y aunque la colisión simultánea de cuatro protones y dos electrones para formar un núcleo de helio es un proceso extremadamente improbable. En 1939, G. Bethe logró encontrar una cadena (ciclo) de reacciones nucleares que conducen a la síntesis de helio. El catalizador para la síntesis de helio en el ciclo de Bethe son los núcleos de carbono C12, cuyo número permanece sin cambios. Y aunque la colisión simultánea de cuatro protones y dos electrones para formar un núcleo de helio es un proceso extremadamente improbable. En 1939, G. Bethe logró encontrar una cadena (ciclo) de reacciones nucleares que conducen a la síntesis de helio. El catalizador para la síntesis de helio en el ciclo de Bethe son los núcleos de carbono C12, cuyo número permanece sin cambios.
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Entonces, en realidad, solo su parte central con una masa del 10% de la masa total puede servir como combustible para las estrellas. Calculemos cuánto tiempo el sol tendrá suficiente combustible nuclear.
La energía total del Sol es M * c2 = 1047 J, la energía nuclear (Ead) es aproximadamente 1%, es decir 1045 J, y teniendo en cuenta que no toda la materia puede arder, obtenemos 1044 J. Dividiendo este valor por la luminosidad del Sol 4 * 1026 J / s, obtenemos que su energía nuclear durará 10 mil millones de años.
En general, la masa de una estrella determina inequívocamente su futuro destino, ya que la energía nuclear de la estrella es Ead ~ Mc2, y la luminosidad se comporta aproximadamente como L ~ M3. El tiempo de combustión se llama tiempo nuclear; se define como tad = ~ Ead / L = lO10 (M / M del Sol) -2 años.
¡Cuanto más grande es la estrella, más rápido se quema!.. La proporción de tres tiempos característicos - dinámica, térmica y nuclear - determina el carácter de la evolución de la estrella. El hecho de que el tiempo dinámico sea mucho más corto que el tiempo térmico y nuclear significa que la estrella siempre logra llegar al equilibrio hidrostático. Y el hecho de que el tiempo térmico sea menor que el tiempo nuclear significa que la estrella tiene tiempo para llegar al equilibrio térmico, es decir, al equilibrio entre la cantidad de energía liberada en el centro por unidad de tiempo y la cantidad de energía emitida por la superficie de la estrella (la luminosidad de la estrella). En el Sol cada 30 millones de años, se renueva el suministro de energía térmica. Pero la energía del sol es transportada por radiación. Eso significa fotones. Un fotón, nacido en una reacción termonuclear en el centro, aparece en la superficie después de un tiempo térmico, ~ 30 millones de años). El fotón se mueve a la velocidad de la luz, pero,el caso es que, al ser constantemente absorbido y reemitido, confunde enormemente su trayectoria, de modo que su longitud llega a ser de 30 millones de años luz. Durante tanto tiempo, la radiación tiene tiempo de alcanzar el equilibrio térmico con la sustancia a través de la cual se mueve. Por lo tanto, el espectro de estrellas y está cerca del espectro de un cuerpo negro. Si las fuentes de energía termonuclear estuvieran “apagadas” (como una bombilla) hoy, el Sol continuaría brillando durante millones de años.entonces el sol seguiría brillando durante millones de años.entonces el sol seguiría brillando durante millones de años.
Pero incluso si la profecía de Hawking y sus muchos predecesores y personas de ideas afines en todo el mundo está destinada a hacerse realidad y la humanidad va a construir una "civilización extraterrestre", el destino de la Tierra seguirá preocupando a la gente. Por lo tanto, muchos astrónomos tienen un interés especial en estrellas similares al Sol en sus parámetros, especialmente cuando estas estrellas se convierten en gigantes rojas.
Así, un grupo de astrónomos dirigido por Sam Ragland, utilizando un complejo óptico infrarrojo de tres telescopios combinados del Array de Telescopio Óptico Infrarrojo de Arizona, investigó estrellas con masas de 0,75 a 3 veces la masa del Sol, acercándose al final de su evolución. El extremo que se aproxima se identifica con bastante facilidad por la baja intensidad de las líneas de hidrógeno en sus espectros y, por el contrario, por la alta intensidad de las líneas de helio y carbono.
El equilibrio de las fuerzas gravitacionales y electrostáticas en este tipo de estrellas es inestable, y el hidrógeno y el helio en su interior se alternan como un tipo de combustible nuclear, lo que provoca cambios en el brillo de la estrella con un período de unos 100 mil años. Muchas de estas estrellas pasan los últimos 200 mil años de sus vidas como variables de tipo mundo. (Las variables del mundo son estrellas cuya luminosidad cambia regularmente con un período de 80 a 1 mil días. Reciben el nombre del "progenitor" de la clase, las estrellas del mundo en la constelación de Cetus).
Ilustración: Wayne Peterson / LCSE / Universidad de Minnesota
Un modelo renderizado de un gigante rojo pulsante creado en el Laboratorio de Ciencia y Tecnología Computacional de la Universidad de Minnesota. Vista interna del núcleo de la estrella: amarillo y rojo - áreas de altas temperaturas, azul y agua - áreas de bajas temperaturas.
Fue en esta clase donde tuvo lugar un descubrimiento bastante inesperado: cerca de la estrella V 391 en la constelación de Pegaso, se descubrió un exoplaneta, previamente sumergido en el caparazón hinchado de la estrella. Más precisamente, la estrella V 391 pulsa, por lo que su radio aumenta y disminuye. El planeta, cuyo descubrimiento informó un grupo de astrónomos de diferentes países en la edición de septiembre de la revista Nature, tiene una masa más de tres veces la masa de Júpiter, y el radio de su órbita es una vez y media la distancia que separa la Tierra del Sol.
Cuando V 391 pasó la etapa de gigante roja, su radio alcanzó al menos las tres cuartas partes del de su órbita. Sin embargo, al comienzo de la expansión de la estrella, el radio de la órbita en la que se encontraba el planeta era menor. Los resultados de este descubrimiento dejan a la Tierra una oportunidad de sobrevivir después de la explosión del Sol, aunque es probable que cambien los parámetros de la órbita y el radio del planeta.
La analogía se estropea un poco por el hecho de que este planeta, así como su estrella madre, no son muy similares a la Tierra y al Sol. Y lo más importante, V 391, al transformarse en una gigante roja, "dejó caer" una parte significativa de su masa, lo que "salvó" al planeta; pero eso solo le sucede al dos por ciento de los gigantes. Aunque el "vertido" de las capas exteriores con la transformación de la gigante roja en una enana blanca que se enfría gradualmente rodeada por una nebulosa de gas en expansión no es tan rara.
Un encuentro demasiado cercano con su estrella es el más obvio, pero no el único problema que espera a la Tierra de otros grandes cuerpos cósmicos. Es probable que el Sol se convierta en un gigante rojo, habiendo dejado ya nuestra galaxia. El hecho es que nuestra galaxia, la Vía Láctea y la galaxia gigante vecina, la Nebulosa de Andrómeda, han estado en interacción gravitacional durante millones de años, lo que eventualmente llevará a que Andrómeda atraiga a la Vía Láctea hacia sí misma y se convertirá en parte de esta gran galaxia. Bajo las nuevas condiciones, la Tierra se convertirá en un planeta completamente diferente; además, como resultado de la interacción gravitacional, el Sistema Solar, como cientos de otros sistemas, puede literalmente romperse. Dado que la atracción gravitacional de la nebulosa de Andrómeda es mucho más fuerte que la gravedad de la Vía Láctea,este último se acerca a él a una velocidad de unos 120 km / s. Utilizando modelos de computadora hechos con una precisión de 2.6 millones de objetos, los astrónomos han determinado que en aproximadamente 2 mil millones de años, las galaxias convergerán y la fuerza de la gravedad comenzará a deformar sus estructuras, formando colas largas y atractivas de polvo y gas, estrellas y planetas. En otros 3 mil millones de años, las galaxias entrarán en contacto directo, como resultado de lo cual la nueva galaxia unida tomará una forma elíptica (ambas galaxias se consideran espirales en la actualidad). En otros 3 mil millones de años, las galaxias entrarán en contacto directo, como resultado de lo cual la nueva galaxia unida tomará una forma elíptica (ambas galaxias se consideran espirales en la actualidad). En otros 3 mil millones de años, las galaxias entrarán en contacto directo, como resultado de lo cual la nueva galaxia unida tomará una forma elíptica (ambas galaxias se consideran espirales en la actualidad).
Foto: NASA, ESA y The Hubble Heritage Team (STScI)
En esta imagen, dos galaxias espirales (la grande es NGC 2207, la pequeña - IC 2163) se cruzan en la región de la constelación del Gran Perro, como majestuosas naves. Las fuerzas de marea de la galaxia NGC 2207 han distorsionado la forma de IC 2163, arrojando estrellas y gas en corrientes que se extienden por cientos de miles de años luz (en la esquina derecha de la imagen).
El profesor Avi Loeb del Centro Smithsonian de Astrofísica de Harvard y su alumno TJ Cox sugirieron que si pudiéramos observar el cielo de nuestro planeta a través de los notorios 5 mil millones de años, luego, en lugar de nuestra Vía Láctea habitual, una pálida franja de puntos tenues y centelleantes, veríamos miles de millones de nuevas estrellas brillantes. En este caso, nuestro sistema solar estaría ubicado "en las afueras" de una nueva galaxia, a unos cien mil años luz de su centro en lugar de los actuales 25 mil años luz. Sin embargo, hay otros cálculos: después de la fusión completa de las galaxias, el sistema solar puede acercarse al centro de la galaxia (67.000 años luz), o puede suceder que caiga en la "cola", un vínculo de conexión entre las galaxias. Y en este último caso, debido al efecto gravitacional, los planetas allí ubicados serán destruidos.
Considerar el futuro de la Tierra, el Sol, el sistema solar en su conjunto y la Vía Láctea es tan emocionante como convencionalmente científico. La enorme cantidad de tiempo de predicciones, la falta de hechos y la relativa debilidad de la tecnología, así como en gran medida la costumbre de la gente moderna de pensar en términos de cine y thrillers, influyen en el hecho de que las suposiciones sobre el futuro se asemejan más a la ciencia ficción, solo que con especial énfasis en la primera palabra.
