Канец Сонца | ||
Геліева ўспышка Пачатак канца для чырвонага гіганта масай, як у нашага Сонца, надыходзіць вельмі раптоўна. Па меры таго як геліевы “попел” працягвае назапашвацца ў цэнтры, усё большая яго доля становіцца электронна выраджанай. Гэта дзіўны парадокс: нават калі знешнія пласты чырвонага гіганта раздуваюцца ў велізарнае, але разрэджанае воблака, яго ўнутранае ядро сціскаецца, утвараючы схаваны белы карлік. Тэмпература і ціск у сонечным ядры ўзляцяць да 10 разоў у параўнанні з цяперашнімі значэннямі. І прыкладна праз 1,2 мільярда гадоў пасля таго, як Сонца пакіне галоўную паслядоўнасць, на піку сваёй славы як чырвоны гігант, цэнтр геліевага ядра Сонца стане дастаткова масіўным, шчыльным і гарачым, каб адбылося нешта неверагоднае: на працягу лічаных хвілін яно запаліцца і пачне гарэць. Калі тэмпература ў ядры дасягне каля 100 мільёнаў градусаў, гелій пачне злівацца ў вуглярод у рэакцыі, вядомай як трайны альфа працэс, бо яна ператварае тры ядры гелію ў адзін атам вугляроду. Гэта стварае вельмі шмат цеплыні. Аднак, у адрозненне ад таго, як было ў маладога Сонца, калі яго ядро складалася з звычайнай матэрыі, даданне цеплыні да электронна выраджанага гелію не прымушае яго пашырацца і астуджацца. Як я адзначаў, калі гаварыў пра квантавую механіку, электронна выраджаная матэрыя паводзіць сябе пры награванні больш як вадкасць, чым як газ: тэмпература хутка расце, але аб’ём не павялічваецца. Іншымі словамі, самарэгулявальны механізм, які робіць зоркі галоўнай паслядоўнасці такімі стабільнымі, гідрастатычная раўнавага, у электронна выраджанай матэрыі выключаны. Калі дадаць цеплыню да белага карліка, ён проста становіцца гарачэйшым. Трайны альфа працэс выключна моцна залежыць ад тэмпературы: падваенне тэмпературы прымушае рэакцыю ісці прыкладна ў трыльён разоў хутчэй! Таму, калі зліццё гелію награвае ядро, якое не можа пашырыцца і астудзіцца, павышаная тэмпература раптоўна паскарае геліевае зліццё ў мільёны разоў, што вельмі хутка награвае ядро яшчэ мацней, а гэта, у сваю чаргу, прымушае гелій злівацца яшчэ, яшчэ і яшчэ хутчэй . . . Карацей, цэнтр геліевага ядра выбухае. Каля 6% электронна выраджанага геліевага ядра, якое да гэтага моманту важыць прыкладна 40% сонечнай масы, зліваецца ў вуглярод на працягу некалькіх хвілін. (Гэта адпавядае “спальванню” прыкладна дзесяці мас Зямлі гелію за секунду, калі вы вядзеце падлік.) Зразумела, астраномы называюць гэта геліевай успышкай. Прыкладна за той час, што патрэбны, каб падсмажыць бейгл, успышка вылучае столькі энергіі, колькі наша цяперашняе Сонца генеруе за 200 мільёнаў гадоў. На піку ўспышкі ядро Сонца на вельмі кароткі час будзе мець такую ж сумарную свяцільнасць, як усе зоркі Млечнага Шляху разам! Можна падумаць, што пажар такога маштабу павінен драматычна паўплываць на чырвонага гіганта, і ён сапраўды ўплывае, але не настолькі раптоўна і не так бурна, як можна было б уявіць. Гэта таму, што мы схільныя недаацэньваць гравітацыю. У параўнанні з палохаючай магутнасцю ядзернай зброі энергія ад падзення некалькіх камянёў здаецца не надта ўражальнай. Але насамрэч гравітацыйная энергія надзвычай шчыльных і надзвычай вялікіх мас ашаламляльная, і толькі чалавечая прадузятасць, якая ўзнікае з таго, што мы жывём на мізэрным каменьчыку, што не з’яўляецца ні масіўным, ні шчыльным, прымушае нас думаць інакш. | ||
Дапусцім, мы возьмем Зямлю як прыклад вялікага, шчыльнага аб’екта, хоць у параўнанні з белым карлікам яна прыкладна такая ж шчыльная, як цукровая вата. Каб “надзьмуць” Зямлю да падвоенага памеру, гэта значыць падняць масу Зямлі супраць яе ўласнай гравітацыі так, каб яе радыус стаў у два разы большы, спатрэбілася б уся сонечная энергія, што трапляе на паверхню Зямлі (усяго толькі 185 000 000 000 мегават), на працягу наступных 13 мільёнаў гадоў! Падчас геліевай успышкі выраджанае ядро зоркі награваецца настолькі моцна, што, так бы мовіць, нарэшце “выпараецца”. Гэта значыць, асобныя ядры пачынаюць рухацца так хутка, што могуць “выкіпяваць” і ўцякаць з яго. Ядро зноў становіцца (надзвычай шчыльным) звычайным газам і магутна пашыраецца. Велізарная гравітацыйная энергія, неабходная, каб вывесці 100 000 мас Зямлі з выраджанага стану і пашырыць да некалькіх разоў ад іх першапачатковага аб’ёму, супастаўная з выкідам энергіі геліевай успышкі. Іншымі словамі, амаль уся энергія ўспышкі паглынаецца тытанічнай “падняццем цяжару”, патрэбнай, каб вывесці ядро з яго бела карлікавага стану. Практычна ніводная доля гэтай энергіі не дасягае паверхні чырвонага гіганта, і сапраўды, калі б вы назіралі чырвонага гіганта няўзброеным вокам у момант успышкі геліевага ядра, вельмі верагодна, што вы б увогуле нічога не заўважылі. Таму, паводле чалавечых меркаў, геліевую ўспышку расчароўваюча назіраць. Але паводле галактычных меркаў чырвоны гігант атрымаў стрэл у сэрца. Раптоўнае пашырэнне ядра выклікае настолькі моцнае астуджэнне, што гэта падобна да пачатку ледніковага перыяду. Астуджэнне адразу прыводзіць да значна ніжэйшага ціску ў абалонцы, дзе гарыць вадарод, што акружае ядро, і таму да катастрафічнага падзення энергааддачы. На шкале часу, якая амаль імгненная ў параўнанні са звычайнымі зорнымі маштабамі (магчыма, усяго 10 000 гадоў), дыяметр і свяцільнасць чырвонага гіганта абвальваюцца да менш чым 2% ад былых значэнняў. Для зорак масы нашага Сонца вынікам геліевай успышкі становіцца калапс у аранжава жоўтую зорку з дыяметрам прыкладна ў дзесяць разоў большым за цяперашні сонечны і са свяцільнасцю ў 40 разоў большай. Гэта істотнае паніжэнне статусу. | ||
Канец Сонца Апошнія прыкладна 140 мільёнаў гадоў жыцця Сонца будуць вельмі складанымі. Пасля калапсу, як паказана на Малюнку 1, Сонца зноў усталюецца як зорка з падвойнай крыніцай энергіі: у яго будзе шчыльнае (але ўжо не электронна выраджанае) вугляродна кіслароднае ядро, акружанае абалонкай, дзе гелій гарыць у вуглярод, і па-за ёй яшчэ адна абалонка, дзе вадарод гарыць у гелій. (Кісларод у ядры ствараецца павольным зліццём вугляроду з геліем на паверхні ядра. У больш масіўных зорак кісларод можа, у сваю чаргу, злівацца з геліем, утвараючы неон.) Геліевае зліццё дае толькі 9% той энергіі на кілаграм, якую дае вадароднае зліццё, таму з пункту гледжання энергіі Сонца ўсё яшчэ ў асноўным застаецца вадародным рэактарам. 90% яго свяцільнасці па ранейшаму ідзе ад спальвання вадароду. | ||
Аднак цяпер менавіта гелій, які акружае ядро, вызначае, як будзе эвалюцыянаваць Сонца. Сонца больш менш паўтарае тое, што рабіла як старэючая зорка галоўнай паслядоўнасці, толькі цяпер у ядры сумесь вугляроду з геліем, а не гелію з вадародам. На некаторы час яно дасягае адноснай стабільнасці і падтрымлівае гідрастатычную раўнавагу ў новым увасабленні аранжава жоўтай “субгіганцкай” зоркі. Таму пра зоркі ў гэтай фазе часам кажуць, што яны знаходзяцца на “геліевай галоўнай паслядоўнасці”. З мімалётнай перспектывы чалавечага жыцця субгіганты выглядаюць досыць спакойнымі: добра вядомая яркая зорка Арктур, святло якой выкарыстоўвалі для адкрыцця Сусветнай выставы ў Чыкага ў 1933 годзе, якраз такая зорка. Яна не змянілася ні ў якім вымяральным чынам з часу вынаходніцтва тэлескопа. Але высокія тэмпературы, патрэбныя для падтрымання геліевага гарэння, азначаюць, што Сонца можа спальваць гелій толькі адным спосабам: вельмі хутка. Гарачае ядро вызначае і хуткае спальванне вадароду. Калі Сонца было на звычайнай галоўнай паслядоўнасці, яго свяцільнасць трымалася даволі блізка да 1,0 Lo каля дзевяці мільярдаў гадоў, перш чым узрасці да прыблізна 2,7 Lo напрыканцы. На геліевай галоўнай паслядоўнасці свяцільнасць Сонца будзе трымацца каля 45 Lo, перш чым павялічыцца прыкладна да 110 Lo напрыканцы. Не так уражальна, як у чырвонага гіганта, але ўсё роўна вельмі ярка. Каб падтрымліваць сваё субгіганцкае жыццё, Сонца павінна “прагрызаць” паліва ў геліевым ядры ў 100 разоў хутчэй, чым рабіла гэта з першапачатковым вадародным ядром. Пасля ўсяго толькі ста мільёнаў гадоў на геліевай галоўнай паслядоўнасці Сонца зноў пачне падымацца да царства чырвоных гігантаў, і па тых жа прычынах, што і раней. Але няма ніякай “вугляроднай успышкі”, аналагічнай геліевай, якая спыніла Сонца ў першы раз. Тэмпература і ціск, патрэбныя для запальвання вуглярод вугляроднага зліцця, занадта вялікія, каб Сонца магло іх дасягнуць, незалежна ад таго, наколькі сціснецца яго ядро, таму вуглярод проста назапашваецца і становіцца ўсё больш шчыльным. Тэндэнцыя, якую Сонца паказала ў першы заход у чырвонага гіганта, калі ядро было раздушана да шчыльнасцяў белага карліка, у той час як знешнія пласты раздуваліся да дзясяткаў мільёнаў кіламетраў у дыяметры, цяпер ужо не спыніць. Сонца становіцца чырвоным гігантам зноў, на гэты раз з пікавай свяцільнасцю больш за 3 000 Lo. Яго знешнія пласты раздуваюцца ўсё далей і далей, за арбіту Юпітэра, у той час як электронна выраджанае ядро хутка набірае масу і таму становіцца меншым і яшчэ больш шчыльным. І нарэшце надыходзіць дзень, калі гэтыя дзве часткі разыдуцца. Апошнія дні зоркі надзвычай складаныя, бо абалонкі, дзе гарыць гелій і вадарод, не гараць з аднолькавай хуткасцю. Больш гарачая і хуткая геліевая абалонка мае тэндэнцыю “наганяць” і пераганяць вадародную, і калі гэта адбываецца, гелій заканчваецца, таму геліевая абалонка згасае. Але гіганцкая зорка хутка “наварвае” новы гелій, які зноў назапашваецца на бела карлікавым ядры, пакуль раптоўна не ўспыхне ў разгонным запальванні гелію, нечым падобным да дзіцячай версіі геліевай успышкі ядра. Геліевая ўспышка парушае, выключае, гарэнне вадароду на кароткі час, і так далей. У самым канцы Сонца літаральна “закашляе” сябе да смерці, калі праз яго атмасферу пройдуць шматразовыя запальванні паліва і задушаныя згасанні зліцця. У чатырох або пяці велізарных выбухах, размешчаных прыкладна на 100 000 гадоў адзін ад аднаго, знешнія пласты Сонца аддзеляцца ад ядра і будуць цалкам знесены. Яны ўтвораць велізарную пашыральную абалонку вакол Сонечнай сістэмы і пойдуць вонкі, каб зноў далучыцца да міжзоркавага газу. Прыкладна 45% масы Сонца ўцячэ такім чынам. Астатнія 55% масы хутка сціснуцца ў распаленае да белага колеру, ультрашчыльнае ядро. Для назіральніка здалёк Сонца выглядала б так, быццам хутка змяняе колер з чырвонага на белы, калі газавы покрыў вакол яго здымаецца. (Пад “хутка”, вядома, я маю на ўвазе час, усяго ў некалькі разоў большы за ўзрост пірамід.) | ||
Адкрытая паверхня пякучага сонечнага ядра будзе настолькі гарачай, як мінімум 170 000 K°, што будзе выпраменьваць больш рэнтгенаўскіх прамянёў, чым бачымага святла. (Пасля чырвонага гіганта зоркі з’яўляюцца самымі гарачымі з вядомых, калі не лічыць нейтронных зорак.) Яго свяцільнасць будзе бліскучыя 4 000 Lo. Сонца стане крыніцай выпраменьвання сапраўды галактычнага маштабу, асвятляючы газ, што ўцякае вакол яго, як велізарная неонавая шыльда. Такія воблакі называюцца планетарнай туманнасцю, назва падманлівая, бо астраномы XVIII стагоддзя ледзь бачылі іх у тагачасныя тэлескопы і думалі, што яны падобныя да планет. Гэта адны з найпрыгажэйшых відовішчаў у астраноміі. Фатаграфія справа, туманнасці, вядомай як NGC 6751, адна з маіх любімых. Яркая кропка ў цэнтры гэта пост чырвонагіганцкая бацькоўская зорка. Надзвычайна, але ёсць зорка менавіта ў момант, калі яна пачынае скідаць свае знешнія пласты, якую можна ўбачыць няўзброеным вокам. Гэта Міра, “Дзіўная”, так названая арабскімі астраномамі ў Сярэднявеччы, бо Міра даволі нерэгулярна змяняецца на працягу прыкладна 330 дзён ад самай яркай зоркі ў сваім сузор’і (Кіт, Cetus) да поўнай нябачнасці. Міра адзіная класічна названая зорка, якую значную частку часу нельга ўбачыць. Сучасныя прыборы паказваюць, што Міра гэта моцна раздуты мяшок глыбока чырвонага газу, які нават не блізкі да сферычнай формы і які пры 2 000 K° таксама з’яўляецца адной з самых халодных вядомых зорак. Яе атмасфера перажывае складаныя ваганні і калыванні, бо ядзернае гарэнне пад ёй то шыпіць, то ледзь дыхае. Адсюль і яе зменлівасць. Праз нікчэмныя 500 000 гадоў або менш Міра стане планетарнай туманнасцю. Што да Сонца, без знешніх пластоў, якія пастаўлялі б яму новы вадарод, яно зможа падтрымліваць раскошнае ззянне сваёй туманнасці толькі некалькі тысяч гадоў, ледзь больш, чым імгненне па галактычных мерках. Апошнія рэшткі паліва на шчыльным ядры нарэшце выгарыць, і ўпершыню за больш чым дванаццаць мільярдаў гадоў Сонца перастане выпрацоўваць энергію. Туманнасць рассеяцца і згасне. Сонца стала белым карлікам, крыху большым за Зямлю, але ў 200 000 разоў больш масіўным, і на працягу мільярдаў гадоў усё, што яно будзе рабіць, гэта павольна астываць. | ||
З прычыны сваёй велізарнай шчыльнасці час, патрэбны белым карлікам, каб астыць, настолькі вялікі, што нават самыя старыя вядомыя, амаль 12 мільярдаў гадоў, не паспелі астыць значна ніжэй за 5000 K°. Гэтыя вельмі старыя “белыя карлікі” магчыма дакладней называць “жаўтавата белымі” карлікамі, але ў любым выпадку ў Млечным Шляху няма ніякіх “чорных карлікаў”. Усе прыкладна дзесяць мільярдаў белых карлікаў, якія наша галактыка стварыла з часоў Вялікага выбуху, усё яшчэ свеціцца, хай і вельмі цьмяна. | ||
Free resources from Clipart Library Drawing & KidsFree ClipartsBorders & Nature | ||