Solens Evolution

David Taylor

Dansk oversættelse af Worldliterate.com – Oprindelig tekst: http://faculty.wcas.northwestern.edu/~infocom/The%20Website/evolution.html | Alle rettigheder forbeholdes © 2018

Hertzsprung-Russell Diagram (også hovedsekvensen)

De fleste stjerner er ret simple ting. De kommer i forskellige størrelser og temperaturer, men det store flertal kan karakteriseres af kun to parametre: deres masse og deres alder. ( Kemisk sammensætning har også en vis effekt, men ikke nok til at ændre det overordnede billede af, hvad vi vil diskutere her. Alle stjerner er omkring tre fjerdedele hydrogen og en fjerdedel helium, når de bliver født.)

Massens afhængighed kommer til grund, fordi stjernens masse bestemmer dens centrale tryk, hvilket igen bestemmer sin nukleare brændselshastighed (højere tryk = flere kollisioner = mere energi), og den resulterende fusionsenergi er, hvad der driver stjernens temperatur . Generelt er jo mere massiv en stjerne, jo lysere og varmere må det være. Det er også tilfældet, at gastrykket ved enhver dybde i stjernen (som også afhænger af temperaturen ved denne dybde) skal balancere gasens vægt over den. Og endelig skal selvfølgelig den samlede energi, der genereres i kernen, svare til den samlede energi udstrålet ved overfladen.

Denne sidste kendsgerning genererer endnu en begrænsning, fordi energibestrålingen af ​​en kugle suspenderet i et vakuum adlyder en lov kendt som Stefan-Boltzmann-ligningen:

L = CR 2 T 4 (Total lysstyrke af en varm kugle)

Her er L stjernens lysstyrke, C er en konstant 1 , R er stjernens radius i meter, og T er overfladetemperaturen af ​​stjernen i K °. Bemærk, hvor hurtigt den energi, der udstråles af en stjerne, stiger med T: Dobling af temperaturen medfører, at dens energiproduktion øges med 16 gange.

En stjerne der opfylder alle disse begrænsninger siges at være i hydrostatisk ligevægt . Hydrostatisk ligevægt har den heldige virkning, at den har tendens til at gøre stjernerne stabile. Hvis en stjernes kerne komprimeres, forårsager kompressionen at forbrænding af kernen forøges, hvilket fremkalder mere varme, hvilket styrker trykket og forstærker stjernen. Det går tilbage til ligevægt. Ligeledes, hvis en stjernes kerne skal dekomprimeres, falder nuklear brænding, som afkøler stjernen og bringer trykket ned, og dermed kontraherer stjernen og vender tilbage til ligevægt. Solens energiproduktion har ikke svinget med mere end måske 0,1% til 0,2% i menneskehedens historie – ikke dårlig for en atomreaktor, der ikke har nogen regulerende komité, ingen ingeniører, og har ikke haft sikkerhedskontrol i næsten fem milliarder år .

Navigation Menu

Introduktion
Mater under tryk
Solens fødsel Solens
Evolution
Slutningen af ​​solen
Hvor store stjerner udvikler sig
Type II – Den Anden Supernova
Efter Supernova

1 – Meget godt, hvis du skal vide, er konstanten lig med 5,67 x 10 -8 W m -2 K -4 . Denne ligning er vigtig, fordi den viser, hvordan selv små ændringer i overfladetemperaturen på en stjerne kan føre til store variationer i energiproduktionen. Hvis solens temperatur lige er steget fra 5780 K ° til 5900 K °, vil dens lysstyrke stige med næsten 9%.

Den tætte sammenhæng mellem temperatur, tryk, masse og nuklear brænding betyder, at en stjerne af en given masse og alder kun kan opnå hydrostatisk ligevægt på et sæt værdier. Det vil sige, at alle stjerner i vores galakse af samme masse og alder som solen også har samme diameter, temperatur og energiproduktion. Der er ingen anden måde for alt at balancere. Hvis man genererer en meget hard-core astrofysikgraf kendt som et Hertzsprung-Russell Diagram (HR-diagram for kort), bliver forholdet mellem en stjernes masse og dets andre egenskaber mere tydelig. Et HR diagram er vist i Figur 1 .
Et HR-diagram tager et sæt stjerner og tegner deres lysstyrker (i forhold til solen) i forhold til deres overfladetemperaturer. Bemærk, at temperaturskalaen på HR-diagrammet i figur 1 kører baglæns, højre til venstre, og at lysstyrkeaksen er stærkt komprimeret. (Historisk set var det sådan, hvordan det første HR-diagram blev konstrueret, så nu er de alle.) Når vi er færdige til en stor stikprøve af stjerner, finder vi, at det overvældende flertal af stjernerne falder sammen med et enkelt, bemærkelsesværdigt smalt band, der løber fra nederst til højre til øverst til venstre: det vil sige fra svagt og rødt til lyst og hvidt. Astronomer kalder dette band Hovedsekvensen , og enhver stjerne langs bandet kaldes derfor en hovedsekvensstjerne. 2

Hovedsekvensen eksisterer netop på grund af den ubøjelige karakter af hydrostatisk ligevægt. Stjerner med meget lave masser (så lidt som 7,5% af Solen) ligger nederst til højre på HR diagrammet. De skal ligge nederst til højre. Denne del af HR-diagrammet svarer til ekstremt lav lysstyrke – så lidt som en ti tusindedel af Solens – og lav overflade temperatur, svarende til det dumme orange-gule glød af smeltet metal. Disse stjerner har ikke nok masse til at skabe det pres, der er nødvendigt for at gøre nuklearforbrændingen i deres kerner gå hurtigere. Højmassestjerner (op mod 40 solmasser) ligger øverst til venstre, som de skal. I modsætning til lavmassestjernerne giver deres enorme masser og høje centrale tryk anledning til giganter, der kan være 160.000 gange mere lysende end solen, og så varmt, at de giver mere energi i ultraviolet end de gør som synligt lys. Solen ligger næsten lige halvvejs mellem disse ekstremer, og dermed er det hverken ekstremt svag eller ekstremt lyse, når stjerner går. Det skinner med en lys gullig hvid farve.

En-til-en-karakteren mellem masse- og hydrostatisk ligevægt betyder, at når du varierer massen af ​​en stjerne, er alt du kan gøre glide langs et enkelt forudbestemt spor med hensyn til alle dets andre fysiske egenskaber. Dette spor er nøjagtigt hovedsekvensen. Men nu, da jeg har sagt det, viser et andet kig på HR-diagrammet, at der er en smattering af stjerner langt væk fra hovedsekvensen: De er koncentreret i “øer” øverst til højre og nederst til venstre. Da stjernerne øverst til højre er meget lysende men alligevel har kølige, rødlige overflader, kalder astronomer dem røde giganter. På samme måde, da stjernerne nederst til venstre er meget svage men også hvide hote, kaldes de hvide dværge. Vi har allerede mødt de hvide dværge på en teoretisk måde. Lad os nu se, hvor de virkelige kommer fra.

2 – Astronomer klassificerer traditionelt hovedsekvensstjerner med bogstaver, som sådan: O – 30.000 til 40.000 K ° B – 10.800 til 30.000 K ° A – 7240 til 10.800 K ° F – 6000 til 7240 K ° G – 5150 til 6000 K ° K – 3920 til 5150 K ° M – 2700 til 3920 K ° Inden for hver klasse giver tal fra 0 til 9 underklasser, hvor nul er den højeste underklasse (højeste temperatur). Solen er klassificeret som en G2 stjerne.
Red Giants And White Dwarfs

Røde giganter og hvide dværge kommer omkring, fordi stjerner, som mennesker, ændres med alder og til sidst dør. For mennesker er årsagen til aldring forringelsen af ​​biologiske funktioner. For en stjerne er årsagen den uundgåelige energikrise, da den begynder at løbe tør for nukleart brændsel.

Siden dets fødsel for 4,5 milliarder år siden er solens lysstyrke meget forsigtigt steget med omkring 30%. 3 Dette er en uundgåelig udvikling, der kommer til, fordi solen brænder op i brintet i kernen, som milliarder af år ruller forbi. Helium “aske” efterladt er tættere end hydrogen, så hydrogen / heliumblandingen i solens kerne bliver meget langsomt tættere og derved hæver trykket. Dette får de nukleare reaktioner til at køre lidt varmere. Solen lyser.

Denne lysdannelsesproces bevæger sig meget langsomt først, når der stadig er rigeligt med hydrogen, der bliver brændt i midten af ​​stjernen. Men i sidste ende bliver kernen så kraftigt udtømt af brændstof, at dens energiproduktion begynder at falde uanset den stigende tæthed. Når dette sker, begynder kernens massefylde at stige endnu mere, fordi uden en varmekilde for at hjælpe med at modstå tyngdekraften, er den eneste mulige måde, kernen kan reagere på, ved at indgå kontrakter, indtil dens indre tryk er højt nok til at holde vægten af hele stjernen. Bizarre, denne tømning af den centrale brændstoftank gør stjernen lysere, ikke lysere, fordi det intense tryk på overfladen af ​​kernen får hydrogenet til at brænde endnu hurtigere. Dette mere end optager slakken fra det brændstofudmattede centrum. Stjernens lysning fortsætter ikke kun, det accelererer.

3 – Et af de fremragende spørgsmål i geologi er, hvordan solen kunne have været støt lysere, selvom Jordens overordnede temperatur forblev mere eller mindre konstant. Vi ved ikke præcis, men i to ord eller mindre er svaret: drivhuseffekt . Jordens atmosfære havde åbenbart et meget højere drivhusgasindhold for fire milliarder år siden, hvilket holdt det varmt. (Faktisk meget varmt. Gennemsnitlige globale temperaturer kan have været så høje som 140 F °.) Forskellige komplekse bio-geologiske tilbagekoblingssløjfer har stadigt reduceret drivhuseffekten netop fordi solen bliver lysere.
Solen drejer sig om halvvejs igennem en meget lang proces med at skifte fra en tilstand, hvor hydrogen brænder i en kernel i centrum til en tilstand, hvor hydrogen brænder i en kugleformet skal indpakket omkring et intenst varmt, meget tæt, men ret inert heliumkerne. Når det overgår fra overgangen fra kernebrænding til skalbrænding, kommer det ind i dets tusmørkeår. Efterhånden som heliumkernen vokser, gør det også den brintbrændte skal over den, hvilket gør Sun’en nogensinde lysere selvom den uhyrligt øger den hastighed, hvormed helium accretes på kernen. Den voksende kerne brænder solens brint endnu hurtigere, hvilket igen kun forstørrer kernen hurtigere. . . .

Kort sagt, i slutningen begynder atomovnen i midten af ​​hver stjerne at overophedes. For at sætte tal på dette, da Solen blev dannet for 4,5 milliarder år siden, var den omkring 30% svagere end i dag. I slutningen af ​​de næste 4,8 milliarder år vil Solen være omkring 67% lysere end den er nu. I de 1,6 milliarder år efter det vil Solens lysstyrke stige til en dødelig 2,2 L o . (L o = tilstedeværende søn.) Jorden vil da være blevet brændt til barberet rock, dets oceaner og hele dets liv kogt væk af en truende sol, som vil være omkring 60% større end i dag. 4 Overfladetemperaturen på jorden vil være over 600 F °. Men selv denne version af Solen er stadig stabil og gylden i forhold til hvad der skal komme.

4 – Alas, tilbagekoblingssløjferne nævnt i fodnote 3 kan ikke beskytte Jorden for evigt. Når dens drivhuseffekt er faldet til nul, kan jorden ikke gøre noget mere for at køle sig selv.
Omkring året 7,1 mia. E.Kr., vil Solen begynde at udvikle sig så hurtigt, at den vil ophøre med at være en hovedsekvensstjerne. Dens position på HR diagrammet vil begynde at skifte fra hvor det er nu, nær midten, mod øverst til højre, hvor de røde giganter lever. Dette skyldes, at solens heliumkerne i sidste ende kommer til et kritisk punkt, hvor trykket fra normale gasser ikke kan holde op på knusningsvægten, der bliver stablet på det (ikke engang gasser opvarmet til titusinder af grader). Et lille frø af elektron-degenereret materiale vil begynde at vokse i Solens centrum. Detaljerne i denne overgang er genstand for debat, men teoretiske beregninger viser, at det vil begynde, når solens inerte heliumkerne når ca. 13% af en solmasse eller omkring 140 Jupitere.
På dette tidspunkt i sit liv bliver Solen uretfærdig. Den mekanisme, der langsomt har gjort det lysere i de sidste elleve milliarder år – mere kernetryk, der giver varmere atombrænding, hvilket giver mere helium til at forstørre kernen – accelereres nu til katastrofale niveauer af den stadigt stigende elektron-degeneration. 500 millioner år efter at den har ramt det kritiske punkt, vil solens lysstyrke ballon til 34 liter, fiery nok til at skabe glødende søer af smeltet aluminium og kobber på jordens overflade. På kun 45 millioner år mere vil det nå 105 L o , og 40 mio. År efter det vil springe til en utrolig 2.300 L o .
På dette tidspunkt vil Solens enorme energiudbytte have forårsaget, at dets ydre lag blæser op i en stor, men meget tåbelig atmosfære, i det mindste størrelsen af ​​Mercury-kredsløbets størrelse, og muligvis lige så stor som Venus bane. (Tænk på, hvor voldsomt vandet opfører sig i en gryde med hurtigt kogende vand sammenlignet med det i en forsigtigt kogende gryde. Dette er analogt med, hvorfor solens atmosfære “koger” udad, da kernen bliver varmere.) 5 Den enorme størrelse af sol atmosfæren og solens enorme varmeudgang betyder at: # 1) Jorden vil være blevet brændt ned til ingenting, men en seared jernkerne på dette punkt, hvis den ikke fordampes helt – beregninger viser, at det kunne gå enten – og # 2) Solens atmosfære vil være forholdsvis cool trods solens enorme energiproduktion. Således vil solen være både rød i farven og usædvanligt lysende. Det vil have sluttet sig til de røde giganter. (Se figur 2 ). 5 – Men det er ikke en meget god analogi. Klik her for at læse hele historien, eller klik på ikonet.
Antallet af stjerner i den røde kæmpe del af HR-diagrammet er kun en brøkdel af en procent af den på hovedsekvensen, fordi ingen stjerne kan forblive en kæmpe for lang tid. Når solen når sin maksimale lysstyrke som en rød kæmpe, vil den brænde mere nukleart brændsel hver sjette million år, end det gjorde i løbet af hele elleve milliarder års levetid på hovedsekvensen. Dette er ikke bæredygtigt. Også mindst lige så vigtigt er de røde gigantiske stjerner aldrig rigtig stabile i samme forstand som solen er nu. De vokser altid og brænder deres brændstof nogensinde hurtigere, indtil noget stopper dem. Der er ingen langsigtet ligevægt for en rød kæmpe.
Næste: Slutningen af Solen