Slutten Av Solen

Original English version: http://faculty.wcas.northwestern.edu/~infocom/The%20Website/end.html

Heliumblitsen
Begynnelsen på slutten for en rød kjempe masse Sola skjer veldig brått. Når helium “asken” fortsetter å hope seg opp på midten, en høyere fraksjon av dem viser elektron-degenerert. Det er et oddetall paradoks, således som de ytre lag av en rød gigantisk stjerne vokser inn i en stor, men tynn sky, er dens indre kjerne kontrahering ned for å danne en nedgravd hvit dverg. Temperaturen og trykket i solens kjerne vil stige til 10 ganger de aktuelle verdiene. Og omtrent 1,2 milliarder år etter at den forlater hovedsekvensen, på høyden av sin prakt som en rød kjempe, vil midten av helium kjernen av sola blir tilstrekkelig massivt, tett og varmt at noe fantastisk skal skje: i løpet minutter, vil den antennes og brenne.

Når temperaturen i kjernen har nådd ca. 100 millioner grader, vil helium begynner å smelte inn i karbonet ved en reaksjon kjent som trippel-alfa-prosess, fordi den omdanner tre heliumkjerner inn i ett karbonatom. Dette genererer mye varme. Imidlertid, i motsetning til når Solen var unge og dens kjerne inneholdt normale sak, å tilsette mer varme til den elektron-degenererte helium ikke få den til å ekspandere og avkjøle. Som jeg noterte da jeg diskuterer kvantemekanikk, oppfører elektron-degenererte saken mer som en væske enn en gass når man varmer det: dens temperatur stiger raskt, men det gjør ikke ekspandere. Med andre ord, er den selvregulerende mekanisme som holder hovedserie stjerner så stabil (hydrostatisk likevekt) slått av i elektron-degenerert materie. Hvis du legger varme til en hvit dverg, det bare blir varmere.

Når det skjer, er trippel-alfa prosess usedvanlig sterkt temperaturavhengig: dobling av temperaturen i reaksjons får den til å løpe omtrent en billion ganger raskere! Så, som fusing helium varmer kjernen, som ikke kan utvides til å kjøle seg ned, fører til økt temperatur helium fusjon til plutselig fortsette millioner ganger raskere, noe som svært raskt varmer kjernen enda mer, noe som igjen fører til at helium til å smelte måte , mye raskere. . .

Kort sagt, midten av helium kjerne eksploderer. Omtrent 6% av det elektron-degenererte helium kjerne, som ved nå veier omtrent 40% av et solar masse, er smeltet inn i karbon i løpet av få minutter. (Dette tilsvarer brennende omtrent ti jordmasser av helium per sekund, hvis du holder stillingen.) Av åpenbare grunner, astronomene kaller dette helium flash. I omtrent den tiden det tar å riste en bagel, flash frigjør så mye energi som vår nåværende Sun genererer i 200 millioner år. På høyden av blitsen, vil solens kjerne veldig kort tilsvare den samlede lysstyrken av alle stjernene i Melkeveien! Man kan tenke seg at en storbrannen i denne størrelsesorden vil ha en dramatisk innvirkning på den røde giganten – og det gjør det, på en måte, men ikke på langt nær så plutselig eller voldsomt som du kanskje tror.

Dette er fordi vi har en tendens til å undervurdere alvoret. Sammenlignet med skremmende kraft av kjernefysiske våpen, vil ikke energien som genereres ved å slippe noen steiner ikke veldig imponerende. Men faktisk, er gravitasjonsenergien ekstremt tette, ekstremt store massene oppsiktsvekkende – det er bare vår menneskelige fordommer, som oppstår fra det faktum at vi lever på en ynkelig småstein som verken er massiv eller tett, noe som gjør oss mener noe annet.

Anta at vi tar jorden som et eksempel på en stor, tett objekt, selv om det er omtrent like tett som sukkerspinn i forhold til en hvit dverg. For å blåse opp jorden til to ganger sin størrelse – som er benyttet til å heve massen av jorden mot sin egen tyngde helt til dets radius er doblet – ville kreve alt solenergien treffer jordoverflaten (kun 185,000,000,000 megawatt) for den neste 13 millioner år!

I løpet av helium flash, er en stjernes degenerert kjernen varmes så intenst at det endelig “fordamper”, så å si. Det vil si at enkelte kjerner begynne å bevege seg så fort at de kan “koke bort” og unnslippe den. Kjernen går tilbake til en (spectacularly tett) normal gass, og kraft ekspanderer. Den enorme gravitasjons energien som trengs for å utvide 100.000 jordmasser ut av degenerering og opp til flere ganger sin opprinnelige volum er på linje med den energien utgivelsen av helium flash. Eller med andre ord, er nesten all energien av flash absorberes av titan vektløfting nødvendig å løfte kjernen ut av sin hvite-dverg tilstand. I hovedsak ingen av energi når overflaten av den røde giganten, og ja, hvis du var å observere den røde giganten med det blotte øye som sin helium kjerne blinket over, er det tvilsomt at du vil merke noe i det hele tatt.

Så, ved menneskelige standarder, er helium flash en skuff dud å se på. Ved galaktiske standarder, men den røde giganten har blitt skutt gjennom hjertet. Den plutselige utvidelse av kjerne resultatene i kjøle så alvorlig at det er noe som utbruddet av en istid. Avkjølingen fører straks til meget lavere trykk i den hydrogen-brennende skall som omgir kjernen, og derfor til en opprivende fall i avgitt energi. På en tidsskala som er nesten momentant i forhold til den vanlige tidsskala som stjerner kjøre på (kanskje så lite som 10 000 år), den røde giganten diameter og lysstyrke raser nedover til mindre enn 2% av sine tidligere verdier. For stjerner massen av vår egen sol, resultatet av helium flash er en kollaps i en orangeish-gul stjerne med kanskje ti ganger dagens solenergi diameter og 40 ganger lysstyrke. Det er litt av en nedtur.

Slutten Av Solen

De siste 140 millioner år eller så av Suns liv vil være svært komplisert. Etter kollaps, som illustrert i figur 1, vil solen reetablere seg som en stjerne med en dobbelt energikilde: det vil ha en tett (men ikke elektron-degenererte) karbon-oksygen-kjerne omgitt av et skall hvor helium brenner inn i karbon og utenfor som vil det ha annet skall hvor hydrogen brennes inn helium. (Kjernen oksygen dannes ved langsom sammensmelting mellom karbon og helium ved kjernens overflate. I tyngre stjerner, kan oksygenet i sin tur sikring med helium for å lage neon.) Helium-fusjons produserer bare 9% så mye energi per kilo som hydrogen fusjon , slik at energi-messig, solen fortsetter å være hovedsakelig en hydrogen-reaktor. 90% av sin lysstyrken fortsatt kommer fra brennende hydrogen.

Det er imidlertid helium rundt kjernen som nå dikterer hvordan Solen vil utvikle seg. Solen mer eller mindre gjentakelser hva den gjorde som en aldring hoved-sekvens stjerne, bortsett nå med en karbon-helium blanding i kjernen i stedet for en helium-hydrogen-blanding. For en tid oppnår den relative stabilitet og opprettholder hydrostatisk likevekt i sin nye form som en orangeish-gul “subgiant” stjerne. Dermed stjerner i denne fasen av deres eksistens er ofte sagt å være på “helium hoved sekvens”. Fra flyktig perspektivet til en menneskelig levetid, subgiant stjerner virke rolig nok: den velkjente lysende stjerne Arcturus, hvis lys ble brukt til å åpne 1933 Verdensutstillingen i Chicago, er en slik stjerne. Det er ikke endret på noen målbar måte siden oppfinnelsen av teleskopet.

Men de høye temperaturene som er nødvendige for å opprettholde helium brenning betyr at Solen kan bare brenne helium én måte: veldig fort. Den varme kjerne dikterer hurtig hydrogen brenning samt. Når det var på den normale hovedsekvensen, Solens luminositet holdt ganske nær 1,0 Lo for rundt ni milliarder år før brighte til ca 2,7 Lo på slutten. På helium hovedsekvensen, vil solens luminositet holdt på omtrent 45 Lo før lysere til ca. 110 Lo på slutten. Ikke så imponerende som en rød kjempe, men veldig lyst likevel.

For å opprettholde dens subgiant livsstil solen skal rive gjennom den brennstoffet i sin helium kjerne 100 ganger raskere enn det gjorde med sin opprinnelige hydrogen kjerne. Etter bare et hundre millioner år på helium hovedsekvensen, vil solen igjen begynne å klatre mot riket av de røde kjemper, og av samme grunn som det gjorde før. Men det er ingen “carbon flash” tilsvarer helium flash som stoppet Søn første gang. Temperaturen og trykket som trengs for å tenne karbon-karbon-fusjon er for stor for solen for å oppnå uansett hvor komprimert kjernen blir, så karbon bare akkumulerer og blir stadig tettere. Trenden at solen viste på sitt første løp som en rød kjempe, når kjernen ble knust til hvite dverger tettheter selv som ytre lag billowed til titalls millioner av kilometer i diameter, er ustoppelig nå. Solen blir en rød kjempe igjen, denne gangen med en topp lysstyrke over 3000 Lo. Dens ytre lag blåse lenger og lenger utover, forbi banen til Jupiter, likesom dens elektron-degenererte kjerne raskt blir mer massiv og derfor mindre og mer kompakt.

Og til slutt den dagen kommer da de to delen selskapet. De siste dagene av en stjerne er svært komplisert, fordi helium-brenning og hydrogenbrennende skjell ikke brenne i samme takt. Jo varmere, hurtigere brennende helium skall har en tendens til å rase ut og innhente den hydrogenbrenn skall, og når det skjer det ikke er mer helium igjen å brenne, slik at helium skallet fizzles ut. Men den gigantiske stjerne kokker raskt opp mer helium, som deretter samler på den hvite dvergen kjernen før det plutselig blusser opp i en kjøre bort helium tenning det er noe som en baby versjon av en heliumkjerne flash. Helium flare-up forstyrrer (slås av) hydrogen brenner for en kort tid, og slik fortsetter det. Helt til slutt skal solen bokstavelig hoste seg til døden som flere drivstofftenninger og kvalt-off-fusjons extinguishments rive gjennom dens atmosfære.

I fire eller fem store sprekker, i avstand omtrent 100.000 år fra hverandre, de ytre lag av solen vil skille seg fra kjernen og være helt blåst bort. De vil danne en enorm, ekspanderende skall rundt solcellesystemet, og beveger seg utover for å vende tilbake til den interstellare gassen. Omtrent 45% av Solens masse vil unnslippe på denne måten. De resterende 55% av solens masse er snart komprimert i den hvitglødende, ultra-tett kjerne. Til noen ser solen fra langt unna, ville Solen ser ut til å raskt skifte farger fra rødt til hvitt som gass sløret rundt den løftes. (Med “raskt”, selvfølgelig, jeg mener et tidsrom bare noen få ganger lengre enn en alder av pyramidene.)

Den eksponerte overflate av den stek solens kjerne vil bli så varm, i det minste 170000 K°, at det vil avgi flere røntgenstråler enn synlig lys. (Post-rød-kjempestjerner er de hotteste stjerner kjente, bortsett nøytronstjerner.) Dens lysstyrke vil være en strålende 4000 Lo. Solen er blitt en strålingskilde virkelig galaktisk vekst, sin energi belysning opp gasslekkasje rundt det som en stor neonskilt. Slike skyer kalles planetarisk tåke, et misvisende navn, fordi det 18. århundre astronomene kunne knapt se dem med teleskoper på den tiden og trodde at de så ut som planeter. De er blant de vakreste severdighetene i astronomi. Bildet til høyre, av tåken kjent som NGC 6751, er en av mine favoritter. Den lyse flekken i midten er den post-rød-giganten moderstjernen.

Bemerkelsesverdig er det en stjerne rett ved punktet for avblåsing av dets ytre lag som kan sees med det blotte øye. Dette er Mira, den “Fantastisk En”, så kalt av arabiske astronomer i middelalderen fordi Mira heller uberegnelig varierer over en periode på ca 330 dager fra å være den klareste stjernen i sin konstellasjon (Cetus, the Whale) til total usynlighet. Mira er den eneste klassisk heter stjernen som du ikke kan se, mye av tiden. Moderne instrumenter viser at Mira er et vesentlig over lengre pose av dyp-røde gass som ikke er selv tett sfærisk og som, ved 2000 K°, er også en av de kuleste stjerner kjente. Sin atmosfære er under komplekse bølgebevegelser og svingninger som den kjernefysiske brenner under den spytter og gisper. Derfor, dets fleksibilitet. I en ussel 500.000 år eller mindre, vil Mira være en planetarisk tåke.

Som for solen, uten at dets ytre lag for å forsyne det med mer hydrogen, kan bare opprettholde den fantastiske fremvisning av dens tåke for noen få tusen år, neppe mer enn en smekk på fingrene ved galaktiske standarder. De siste etterslep av drivstoff på den tette kjernen vil til slutt brenne ut, og for første gang på over tolv milliarder år Solen vil slutte å produsere energi. Tåken vil spre og visne. The Sun har blitt en hvit dverg, litt større enn
Jorden, men 200.000 ganger mer massiv, og for milliarder av år for å komme hele det vil gjøre er å sakte avkjøles.

På grunn av sin enorme tetthet, tiden det tar hvite dverger å kjøle seg ned er så stor at ikke engang de eldste kjente (nesten 12 milliarder år) har hatt tid til å kjøle seg mye under 5000 K°. Disse svært gamle “hvite dverger” kan kanskje mer presist kalles “gul-hvit” dverger, men i alle fall, ikke Melkeveien ikke inneholder noen “sort dverg”. Alle de ti milliarder eller så hvite dvergstjerner som vår galakse har produsert siden Big Bang er fortsatt skinner, men svakt.