March 17, 2017

Еволуција на Сонцето

Source: http://faculty.wcas.northwestern.edu/~infocom/The%20Website/evolution.html

Дијаграм на Херцшпрунг-Расел (ака на главната секвенца)

Повеќето ѕвезди се прилично едноставни нешта. Тие доаѓаат во различни големини и температури, но голем дел може да се карактеризира со само два параметри: нивната маса и нивната возраст. (Хемиски состав, исто така, има некаков ефект, но не доволно за промена на целокупната слика на она што ќе се разговара тука. Сите ѕвезди се околу три четвртини водород и хелиум една четвртина кога ќе се родат.)

Зависноста на маса збор за, бидејќи на чиста маса од масата на ѕвездата одредува нејзината централна притисок, што пак го одредува брзината на нуклеарно горење (поголем притисок = повеќе судири = повеќе енергија), и како резултат на фузија енергија е она што вози на температурата на ѕвездите . Во принцип, помасивна ѕвезда е, посветла и потопла тоа мора да биде. Тоа е случај дека притисок на гасот во секое длабочина во ѕвезда (кој, исто така, зависи од температурата на која длабочина) мора да го балансира тежината на гас над него. И, конечно, се разбира, вкупната енергија во јадрото мора да биде еднаков на вкупната енергија се насочува на површината.

Последниов факт создава уште една пречка, бидејќи енергијата на зрачење на сферата суспендирани во вакуум покорува на законот познат како Стефан-Болцман равенка:

L = C R2 T4 (Вкупно луминозноста на топла сфера)

Еве L е луминозноста на ѕвездата, C е constant1, R е радиусот на ѕвездата во метри, а T е температурата на површината на ѕвездата во К°. Забележи како брзо зрачеше од ѕвезда на енергија се зголемува со Т: двојно зголемување на температурата предизвикува неговата енергија излез да се зголеми за 16 пати.

Ѕвездата која ги исполнува сите овие ограничувања се вели дека е во хидростатичка рамнотежа. Хидростатичка рамнотежа има среќа ефектот што тоа се стреми да се направи ѕвезди стабилна. Треба јадрото на ѕвездата да се компресирани, компресија предизвикува нуклеарно горење да се зголеми, што генерира повеќе топлина, која силите на притисокот и го прави ѕвезда се прошири. Тоа се навраќа на рамнотежа. Исто така, ако јадрото на ѕвездата треба да се декомпресиран, тогаш нуклеарно горење се намалува, кој ја лади ѕвезда и ги носи на притисок надолу, а со тоа и договори ѕвезда и повторно се враќа во рамнотежа. производство на енергија од Сонцето не има флуктуира повеќе од можеби 0,1% до 0,2% во историјата на човештвото – не е лошо за нуклеарен реактор кој нема надзорен комитет, без инженери, и не мораше безбедносна проверка во речиси пет милијарди години.

Во тесна поврзаност на температура, притисок, маса, а стапката на нуклеарно горење значи дека ѕвездата од дадената маса и возраст може да се постигне само хидростатичка рамнотежа во еден сет на вредности. Тоа е, секоја ѕвезда во нашата галаксија на иста маса и возраст како Сонцето, исто така има ист дијаметар, температурата и енергија излез. Не постои друг начин за се да се балансираат. Ако еден генерира многу хард-кор астрофизиката графикон познат како Херцшпрунг-Расел дијаграм (Х-Р дијаграмот за кратко), односот помеѓу масата на ѕвездата и неговите други својства станува се повеќе јасно. Дијаграм H-R е прикажано на слика 1.

Дијаграм Х-R се збир на ѕвезди и заговори нивните luminosities (во однос на Сонцето) наспроти нивниот површински температури. Имајте на ум дека обемот на температурата на дијаграм Х-Р во слика 1 тече наназад, од десно на лево, и дека оската на сјајност е високо компресирана. (Историски гледано, тоа е како бил изграден првиот дијаграм човечки ресурси, па сега сите тие се.) Кога ќе се направи за голем примерок на ѕвезди, ќе најдеме дека огромното мнозинство на ѕвездите паѓаат по една единствена, неверојатно тесен појас што тече од долниот десен на горниот лев агол: што е, од темни и црвено светло и бело-жешко. Астрономите го нарекуваат овој бенд главната низа, а со тоа секоја ѕвезда заедно бендот се нарекува главната низа ѕвезда.2

Главната низа постои токму поради нефлексибилниот природата на хидростатичка рамнотежа. Ѕвезди со многу ниски маси (како што е малку што е 7,5%, што на сонцето) се наоѓаат во долниот десен агол на дијаграмот на Х-Р. Тие мора да бидат во долниот десен. Овој дел од дијаграмот на Х-Р соодветствува на исклучително ниска луминозноста – малку, како и десет илјадити онаа на Сонцето – и ниска температура на површината, што е еквивалентно на досадна портокалово-жолта светлина на течен метал. Овие ѕвезди немаат доволно маса за да се создаде притисок потребно да се направи нуклеарна гори во нивните јадра одиме побрзо. Високо-маса ѕвезди (нагоре од 40 сончеви маси) живеат во горниот лев агол, како што треба. Спротивно на мала маса ѕвезди, нивните огромни маси и висока централна притисоци доведуваат до гиганти, кои можат да бидат од 160.000 пати повеќе прозрачна од Сонцето, и толку жешка што тие ја поседуваат повеќе енергија во ултравиолетови отколку што го прават како видлива светлина. Сонцето се наоѓа речиси точно на половина пат меѓу овие крајности, а со тоа не е ниту се исклучително слабо ниту пак екстремно светла како ѕвездите оди. Тоа сјае со светла жолто-бела боја.

Еден-на-еден природа меѓу маса и хидростатичка рамнотежа значи дека како што се разликуваат од масата на ѕвездата, сите вие може да направите е да се спуштаат по еден, предодредено пат во однос на сите други физички својства. Оваа песна е токму главната низа. Но, сега што сум рече дека, вториот изглед на дијаграм Х-Р открива дека постои меѓу демонстрантите имало и ѕвездите и надвор од главната низа: тие се концентрирани во “острови” во горниот десен и долниот лев агол. Бидејќи, ѕвездите во горниот десен агол се многу светли, сепак, се уште имаат кул, црвеникаво површини, астрономите ги нарекуваат црвени џинови. Слично на тоа, бидејќи, ѕвездите во долниот лев се многу слабо но и бело-жешко, тие се познати како бели џуџиња. Ние се сретна со бели џуџиња веќе, во теоретски начин. Сега да видиме каде што оние вистинските доаѓаат.

Црвени џинови и белите џуџиња

Црвени џинови и бели џуџиња доаѓаат околу поради ѕвезди, како и луѓето, се менува со возраста и на крајот умре. За луѓето, причина за стареење е влошување на биолошки функции. За ѕвезда, причината е неизбежна енергетската криза, додека таа почнува да се кандидира на нуклеарно гориво.

Од неговото раѓање пред 4,5 милијарди години, сјајноста на Сонцето има многу нежно се зголеми за околу 30% .3 Ова е неизбежен еволуција, која се случила затоа што, како и милијарди години тека, сонцето гори водород во неговото јадро. Хелиумот “Пепел” остави зад себе се поцврсти од водород, па мешавина на водород/хелиум во јадрото на Сонцето е многу полека станува погуста, а со тоа зголемување на притисок. Ова предизвикува нуклеарни реакции да се кандидира малку потопло. Сонцето ги осветлува.

Овој процес осветлување движи по многу бавно на почетокот, кога се уште има доволно водород останатите да се запали во центарот на ѕвездата. Но, на крајот, јадрото станува толку сериозно осиромашен гориво што своето производство на енергија почнува да паѓа без оглед на зголемување на густината. Кога ова се случува, густината на јадрото започнува да се зголеми уште повеќе, бидејќи без извор на топлина за да помогне да се спротивстави на гравитација, единствениот можен начин јадрото може да се одговори е од страна на договорните до нејзиното внатрешен притисок е доволно високо за да се одржи до тежината на целата ѕвезда. Куриозитет е тоа празнење на резервоарот за гориво го прави централната ѕвезда посветла, не придушување, бидејќи голем притисок на површината на јадрото предизвикува водород има да горат дури и побрзо. Ова повеќе од се олабават од центарот на гориво исцрпени. Ѕвездата е осветлување не само што продолжува, тоа се забрзува.

Сонцето е околу половина пат низ многу долг процес на префрлање од владата каде водород е изгорена во кернелот во центарот на владата каде што водородот ќе бидат изгорени во сферични школка обвиткана околу интензивно жешко, многу густа, но сосема инертен, хелиум јадро. Откако тоа го прави на преминот од јадрото гори да плаќа гори, ќе биде неговото влегување самракот години. Како јадро на хелиум, така се зголемува и водородот гори школка над неа, со што не некогаш посветла дури и додека злобно зголемување на стапката по која хелиум е accreted кон јадрото. Зголемената основни гори водород на Сонцето уште побрзо, што пак само го зголемува основни побрзо…

На кратко, на крајот, нуклеарната печка во центарот на секоја ѕвезда почнува да се прегрее. Да се ​​стави броеви на оваа, кога сонцето беше формирана пред 4,5 милијарди години, тоа беше околу 30% потемна, отколку што е сега. На крајот на следната 4,8 милијарди години Сонцето ќе биде околу 67% посветла отколку што е сега. Во 1,6 милијарди години, по што, сјајноста на Сонцето ќе се зголеми на 2,2 смртоносна Lo. (Lo = присутни Сонцето) Земјата до тогаш ќе се печени на голи карпи, нејзините океаните и сите негови живот варени далеку од претстојната не дека ќе биде околу 60% поголема отколку во присутни.4 Температурата на површината на земјата ќе се биде во износ од 600 °F. Но, дури и оваа верзија на сонцето се уште е стабилна и златни споредба со она што е да дојде.

Околу година 7,1 милијарди пред нашата ера, Сонцето ќе започне развива толку брзо дека ќе престане да биде ѕвезда од главната низа. својата позиција на дијаграм Х-Р ќе почнат да се префрлат од каде што е сега, во близина на центарот, кон горниот десен агол, каде што живеат црвени џинови. Тоа е затоа што јадрото хелиум на Сонцето конечно ќе достигне критична точка каде што притисокот од нормалната гасови не може да се одржи до дробење тежина се наредени на него (дури и не гасови загрева до десетици милиони степени). Една мала семето на електрони дегенерирани прашање ќе почнат да растат во центарот на Сонцето Деталите за оваа транзиција се предмет на дебата, но теоретски пресметки укажуваат на тоа дека ќе започне кога инертен хелиум јадро на Сонцето достигнува околу 13% од соларна маса, или околу 140 Јупитери.

Во овој момент во својот живот, сонцето ќе стане непослушните. Механизмот кој полека се што го прави посветла за изминатите единаесет милијарди години – повеќе основни притисок, дава потопло нуклеарно горење, дава повеќе хелиум за зголемување на јадрото – сега е забрзано до катастрофални нивоа од страна на постојано зголемување на електрон-дегенерација. 500 милиони години по тоа удира на критичната точка, сјајноста на Сонцето ќе балон до 34 Еве, доволно огнена да се создаде блескав езера на стопена алуминиум и бакар на површината на Земјата. Во само 45 милиони години се повеќе ќе достигне 105 Lo, а 40 милиони години по тоа што ќе скокнат до неверојатни 2300 Lo.

Во тоа време на огромна енергија излез на сонцето ќе го предизвикале надворешните слоеви да се надува во една огромна, но многу бледа атмосфера барем големината на орбитата на Меркур, а можеби и како голем како на орбитата на Венера. (Мислете на тоа како насилно водата се однесува во тенџере на брзо вода што врие како во однос на тоа што во нежно крчка тава. Ова е аналогно на тоа зошто атмосферата на Сонцето “врие” надвор како неговото јадро станува потопло.)5 огромна големина на сончевата атмосфера и огромните излезна топлина од сонцето значи дека: # 1) на Земјата ќе се запалени на ништо друго освен жигосана основни железо од оваа точка, ако не исчезнал заедно – пресметки покажуваат дека тоа би можело да одат било начин – и # 2) на сончевата атмосфера ќе биде релативно ладно и покрај огромна енергија излез на Сонцето. Така, Сонцето ќе биде и црвена боја и извонредно прозрачна. Тоа ќе им се придружија на црвени џинови. (Види слика 2.)

Бројот на ѕвезди во црвен џин дел од дијаграмот на Х-Р е само мал дел од еден отсто од тој на главната низа, бидејќи никој не може да остане ѕвезда гигант за долго. Кога сонцето го достигнува својот максимум луминозноста како црвен џин, таа ќе биде гори повеќе нуклеарно гориво на секои шест милиони години, отколку што направи во текот на целата нејзина единаесет милијарди години живот на главната низа. Ова не е одржлива. Исто така, барем како што е поважно, црвен џин ѕвезди никогаш не се навистина стабилна во истата смисла како што Сонцето е сега. Тие секогаш се зголемува и горење на нивните гориво некогаш побрзо, додека нешто ги спречува. Не постои долгорочна рамнотежа за црвен џин.

1 – Многу добро, ако треба да знаете, постојаното е еднаква на 5.67 x 10-8 W m-2 K-4.

Оваа равенка е важно, бидејќи тоа покажува како дури и мали промени во температурата на површината на една ѕвезда може да доведе до големи промени во енергетскиот излез. Ако температурата на Сонцето беше само воскресна од 5780 K° до 5900 K°, нејзината сјајност ќе се зголеми за речиси 9%.

2 – Астрономите традиционално се класифицираат главната низа ѕвезди со букви, како и толку:
O – 30000 до 40000 K°
B – 10800 до 30000 K°
A – 7240 до 10800 K°
F – 6000 до 7240 K°
G – 5150 до 6000 K°
K – 3920 до 5150 K°
M – 2700 до 3920 K°

Во рамките на секоја класа, броеви од 0 до 9 обезбеди поткласи, со нула се на највисоко подкласа (највисока температура). Сонцето е класифициран како G2 ѕвезда.

3 – Едно од нерешените прашања во областа на геологијата е како сонцето може да имаат постојано да стане посветла, дури и на целокупната температурата на Земјата остана повеќе или помалку константна. Ние не знаеме точно, но во два збора или помалку, одговорот е:  ефект на стаклена градина. Земјината атмосфера очигледно имал многу повисока содржина на стакленички гасови пред четири милијарди години, што се чуваат топло. (Всушност, многу топло. Просечната глобална температура може да биде толку висок како 140 F°.) Разни сложени био-геолошките повратни информации се постојано се намалува ефект на стаклена градина токму поради тоа што не добива посветла.

4 – За жал, јамки на повратни информации наведени во фуснота 3 не може да се заштити Земјата засекогаш. Откако нејзината ефектот на стаклена градина падна на нула, на Земјата не може да направи ништо повеќе да се излади.

5 – Но, тоа не е многу добра аналогија. Кликни тука за да прочитате целосна приказна, или кликнете на иконата.

Please Post Your Comments

Your email address will not be published. Required fields are marked *