Sunčeva evolucija

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

Hertzsprung-Russell-ov dijagram (poznat i kao glavni slijed)

Većina zvijezda prilično su jednostavne stvari. Dolaze u različitim veličinama i temperaturama, ali veliku većinu mogu okarakterizirati samo dva parametra: njihova masa i starost. (Kemijski sastav također ima određeni učinak, ali nedovoljno da promijeni cjelokupnu sliku onoga o čemu ćemo ovdje raspravljati. Sve zvijezde imaju oko tri četvrtine vodika i jednu četvrtinu helija kad se rode.)

Ovisnost o masi nastaje jer sama težina mase zvijezde određuje njezin središnji tlak, koji zauzvrat određuje brzinu nuklearnog izgaranja (veći tlak = više sudara = više energije), a rezultirajuća energija fuzije pokreće temperaturu zvijezde . Općenito, što je zvijezda masivnija, to mora biti svjetlija i vruća. Također je slučaj da tlak plina na bilo kojoj dubini u zvijezdi (što također ovisi o temperaturi na toj dubini) mora uravnotežiti težinu plina iznad nje. I na kraju, naravno, ukupna energija generirana u jezgri mora biti jednaka ukupnoj energiji zračenoj na površini.

Ova posljednja činjenica generira još jedno ograničenje, jer se energetsko zračenje kugle suspendirane u vakuumu pokorava zakonu poznatom kao Stefan-Boltzmannova jednadžba:

L = C R2 T4   (Ukupna sjajnost vruće kugle)

Ovdje je L sjajnost zvijezde, C konstanta1, R radijus zvijezde u metrima, a T površinska temperatura zvijezde u K°. Imajte na umu kako se energija koju zrači zvijezda brzo povećava s T: udvostručenje temperature dovodi do povećanja izlazne energije za 16 puta.

Kaže se da je zvijezda koja udovoljava svim tim ograničenjima u hidrostatskoj ravnoteži. Hidrostatska ravnoteža ima sretan učinak koji zvijezde nastoji učiniti stabilnima. Ako se jezgra zvijezde stisne, kompresija uzrokuje povećavanje nuklearnog sagorijevanja, što generira više topline, što pojačava pritisak i tjera zvijezdu da se širi. Vraća se u ravnotežu. Isto tako, ako jezgru zvijezde treba dekomprimirati, tada se nuklearno sagorijevanje smanjuje, što hladi zvijezdu i spušta pritisak, a time se zvijezda skuplja i ponovno vraća u ravnotežu. Izlaz sunčeve energije nije varirao za više od možda 0,1% do 0,2% u povijesti čovječanstva – što nije loše za nuklearni reaktor koji nema regulatorni odbor, nema inženjere i koji nije imao sigurnosnu provjeru gotovo pet milijardi godina.

Uska povezanost temperature, tlaka, mase i brzine nuklearnog sagorijevanja znači da zvijezda određene mase i starosti može postići hidrostatsku ravnotežu samo s jednim skupom vrijednosti. Odnosno, svaka zvijezda u našoj galaksiji iste mase i starosti kao Sunce također ima jednak promjer, temperaturu i izlaznu energiju. Ne postoji drugi način da se sve uravnoteži. Ako netko generira vrlo čvrsti astrofizički graf poznat kao Hertzsprung-Russell ov dijagram (skraćeno HR dijagram), odnos između mase zvijezde i ostalih njezinih svojstava postaje jasniji. HR dijagram prikazan je na Slici 1.

HR dijagram uzima skup zvijezda i prikazuje njihove sjaje (u odnosu na Sunce) u odnosu na njihove površinske temperature. Imajte na umu da se temperaturna ljestvica na HR dijagramu na Slici 1 kreće unatrag, zdesna nalijevo i da je os osvjetljenja jako komprimiran. (Povijesno gledano, tako je konstruiran prvi HR dijagram, pa su sada i svi.) Kada se radi na velikom uzorku zvijezda, otkrivamo da ogromna većina zvijezda pada duž jednog, izuzetno uskog pojasa koji se proteže od dolje-desno gore gore-lijevo: odnosno od prigušenog i crvenog do svijetlog i usijanog. Astronomi pozvati ovaj bend the glavnog niza, a time i svaka zvijezda uz bend se zove glavni slijed zvijezda.2

Glavni slijed postoji upravo zbog nefleksibilne prirode hidrostatske ravnoteže. Zvijezde s vrlo niskim masama (samo 7,5% Sunčeve) leže u donjem desnom dijelu HR dijagrama. Moraju ležati dolje desno. Ovaj dio HR dijagrama odgovara ekstremno niskoj osvjetljenosti – tek desettisućitoj Sunčevoj – i niskoj površinskoj temperaturi, ekvivalentnoj dosadnom narančasto-žutom sjaju rastaljenog metala. Te zvijezde nemaju dovoljno mase da stvore pritisak potreban da bi nuklearno izgaranje u njihovim jezgrama išlo brže. Zvijezde velike mase (više od 40 Sunčevih masa) borave u gornjem lijevom dijelu, kao što moraju. Suprotno zvijezdama male mase, njihove ogromne mase i visoki središnji pritisci daju divove koji mogu biti 160 000 puta svjetliji od Sunca, i toliko vruće da u ultraljubičastom zraku daju više energije nego što je vidljivo. Sunce leži gotovo točno na pola puta između ovih krajnosti, pa prema tome nije niti krajnje prigušeno niti izuzetno sjajno kako zvijezde idu. Svijetli s svijetla žućkastobijela boja.

Priroda jedan-na-jedan između mase i hidrostatske ravnoteže znači da dok mijenjate masu zvijezde, sve što možete učiniti je klizanje po jednoj unaprijed određenoj stazi s obzirom na sva ostala fizička svojstva. Ova je staza upravo glavni slijed. Ali sada, kad sam to rekao, drugi pogled na H-R dijagram otkriva da postoji malo zvijezda u glavnom slijedu: one su koncentrirane na “otocima” u gornjem desnom i donjem lijevom dijelu. Budući da su zvijezde u gornjem desnom dijelu vrlo svjetleće, ali unatoč tome imaju hladne, crvenkaste površine, astronomi ih nazivaju crvenim divovima. Slično tome, budući da su zvijezde u donjem lijevom dijelu vrlo zatamnjene, a ujedno i vruće, oni se nazivaju bijeli patuljci. Bijele patuljke već smo upoznali, na teoretski način. Sad da vidimo odakle dolaze pravi.

Crveni divovi i bijeli patuljci

Crveni divovi i bijeli patuljci nastaju jer se zvijezde, poput ljudi, s godinama mijenjaju i na kraju umiru. Ljudima je uzrok starenja pogoršanje bioloških funkcija. Uzrok je zvijezdi neizbježna energetska kriza jer joj ponestaje nuklearnog goriva.

Od svog rođenja prije 4,5 milijardi godina, sjaj Sunca se vrlo nježno povećao za oko 30%3. To je neizbježna evolucija koja nastaje jer, kako se milijarde godina promiču, Sunce sagorijeva vodik u svojoj srži. Zaostali helijev “pepeo” gušći je od vodika, pa smjesa vodika i helija u Sunčevoj jezgri vrlo polako postaje gušća, čime se podiže tlak. To uzrokuje da nuklearne reakcije teku malo vruće. Sunce posvjetljuje.

Taj se proces posvjetljenja isprva odvija vrlo sporo, kada u središtu zvijezde ostaje dovoljno vodika koji treba sagorjeti. Ali na kraju, jezgra se toliko osiromaši gorivom da proizvodnja njezine energije počinje padati bez obzira na sve veću gustoću. Kad se to dogodi, gustoća jezgre počinje se povećavati još više, jer bez izvora topline koji joj pomaže u odoljevanju gravitaciji, jedini mogući način na koji jezgra može reagirati jest skupljanjem dok njezin unutarnji tlak ne bude dovoljno visok da izdrži težinu cijela zvijezda. Neobično je da ovo pražnjenje središnjeg spremnika za gorivo čini zvijezdu svjetlijom, a ne tamnijom, jer intenzivan pritisak na površini jezgre uzrokuje da tamošnji vodik gori još brže. To više nego uzima opuštenost iz središta iscrpljenog gorivom. Osvjetljenje zvijezde ne samo da se nastavlja, već se i ubrzava.

Sunce je otprilike na pola puta kroz vrlo dug proces prelaska iz načina u kojem se vodik izgara u jezgri u njegovom središtu u način u kojem će vodik izgarati u sfernoj ljusci omotanoj oko jako vruće, vrlo guste, ali prilično inertna, helijeva jezgra. Jednom kad napravi prijelaz iz izgaranja jezgre u izgaranje ljuske, ući će u svoje sumračne godine. Kako helijeva jezgra raste, raste i školjka koja sagorijeva vodik iznad nje, čineći tako Sunce sve sjajnijim, čak i dok zlokobno povećava brzinu nakupljanja helija na jezgru. Rastuća jezgra sagorijeva Sunčev vodik još brže, što zauzvrat samo brže povećava jezgru...

Ukratko, na kraju se nuklearna peć u središtu svake zvijezde počinje pregrijavati. Da stavimo brojeve na ovo, kad je Sunce nastalo prije 4,5 milijardi godina, bilo je oko 30% tamnije nego sada. Na kraju sljedećih 4,8 milijardi godina Sunce će biti oko 67% sjajnije nego što je sada. U 1,6 milijardi godina nakon toga, sjaj Sunca porast će na smrtonosnih 2,2 Lo. (Lo  = sadašnje Sunce.) Zemlja će do tada biti pržena do gole stijene, njezini oceani i čitav život prokuhani su nadimanjem Sunca koje će biti nekih 60% veće nego danas4.  Površinska temperatura na Zemlji bit će viša od 600 F°. Ali čak je i ova verzija Sunca još uvijek stabilna i zlatna u odnosu na ono što dolazi.

Otprilike oko 7,1 milijarde nove ere, Sunce će se početi razvijati tako brzo da će prestati biti zvijezda glavnog slijeda. Njegov položaj na H-R dijagramu počet će se pomicati od mjesta gdje je sada, blizu središta, prema gornjem desnom dijelu gdje žive crveni divovi. To je zato što će Sunčeva helijeva jezgra na kraju doseći kritičnu točku u kojoj pritisak normalnih plinova ne može izdržati težinu drobljenja koja je na nju nagomilana (čak ni plinovi zagrijani na desetke milijuna stupnjeva). Sitno sjeme elektronski degenerirane tvari počet će rasti u središtu Sunca. O pojedinostima ovog prijelaza može se raspravljati, ali teoretski izračuni pokazuju da će započeti kad Sunčeva inertna helijeva jezgra dosegne oko 13% Sunčeve mase, odnosno oko 140 Jupitera.

U ovom trenutku svog života Sunce će postati neposlušno. Mehanizam koji ga polako čini svjetlijim tijekom posljednjih jedanaest milijardi godina – veći pritisak u jezgri, vruće nuklearno sagorijevanje, dajući više helija za povećanje jezgre – sada je ubrzan do pogubnih razina zbog sve veće rastuće elektronske degeneracije. 500 milijuna godina nakon što pogodi kritičnu točku, Sunčeva će se sjajnost povećati na 34 Lo, dovoljno vatreno da stvori užarena jezera rastopljenog aluminija i bakra na površini Zemlje. Za samo 45 milijuna godina više doseći će 105 Lo, a 40 milijuna godina nakon toga skočit će na nevjerojatnih 2300 Lo.

Do tog će trenutka ogromna Sunčeva energija uzrokovati napuhavanje njegovih vanjskih slojeva u golemu, ali vrlo slabu atmosferu, barem veličine orbite Merkura, a možda i velike poput orbite Venere. (Zamislite kako se nasilno ponaša voda u posudi s brzo kipućom vodom u usporedbi s onom u posudi s laganim krčanjem. To je analogno zašto sunčeva atmosfera “kipi” prema van kad njezina jezgra postane vruća.)5 Ogromna veličina sunčeve atmosfere i ogroman toplotni učinak Sunca znače da: #1) Zemlja će do ovog trenutka biti spaljena do samo zapečena željezna jezgra, ako ne bude potpuno isparena – izračuni pokazuju da bi mogla ići u svakom slučaju – i #2) sunčeva će atmosfera biti relativno hladna usprkos ogromnom sunčevom izlazu energije. Dakle, Sunce će biti i crvene boje i izvanredno sjajno. Pridružit će se crvenim divovima. (Vidi Sliku 2.)

Broj zvijezda u dijelu crvenog diva H-R dijagrama samo je djelić posto od onog na glavnom nizu, jer niti jedna zvijezda ne može dugo ostati divom. Kad Sunce dosegne maksimalnu sjaj kao crveni div, izgarat će više nuklearnog goriva svakih šest milijuna godina nego što je to činilo tijekom cijelog svog jedanaest milijardi godina života u glavnom slijedu. Ovo nije održivo. Također, barem jednako važno, crvene divovske zvijezde nikada nisu stvarno stabilne u istom smislu kao što je sada Sunce. Uvijek rastu i gori svoje gorivo sve brže, sve dok ih nešto ne zaustavi. Ne postoji dugoročna ravnoteža za crvenog diva.


1 – Dobro, ako morate znati, konstanta je jednaka 5.67 x 10-8 W m-2 K-4.

Ova je jednadžba važna jer pokazuje kako i male promjene površinske temperature zvijezde mogu dovesti do velikih varijacija u izlaznoj energiji. Kad bi Sunčevu temperaturu samo povisili sa 5780 K° na 5900 K°, sjaj bi mu porastao za gotovo 9%.

 

2 – Astronomi tradicionalno klasificiraju zvijezde glavnog niza slovima, slično tome:
O – 30,000 do 40,000 K°
B – 10,800 do 30,000 K°
A – 7240 do 10,800 K°
F – 6000 do 7240 K°
G – 5150 do 6000 K°
K – 3920 do 5150 K°
M – 2700 do 3920 K°

Unutar svake klase brojevi od 0 do 9 pružaju podrazrede, pri čemu je nula najviša podrazred (najviša temperatura). Sunce je klasificirano kao G2 zvijezda.

 

3 – Jedno od otvorenih pitanja u geologiji jest kako je Sunce moglo postojano postajati sjajnije, čak iako je ukupna temperatura Zemlje ostala manje-više konstantna. Ne znamo točno, ali u dvije ili manje riječi odgovor je: efekt staklenika. Zemljina atmosfera očito je imala puno veći sadržaj stakleničkih plinova prije četiri milijarde godina, što ju je činilo toplim. (U stvari, vrlo toplo. Srednje globalne temperature mogu biti kao visok kao 140 F°). Različite složene bio-geološkog povratne petlje su stalno smanjuje se efekt staklenika upravo zato što Sunce je sve jače.

 

4 – Jao, petlje povratnih informacija spomenute u fusnoti 3 ne mogu zauvijek zaštititi Zemlju. Jednom kad se njezin efekt staklenika spusti na nulu, Zemlja više ne može učiniti ništa da se ohladi.

 

5 – Ali to nije baš dobra analogija. Kliknite ovdje da biste pročitali cijelu priču ili kliknite ikonu.

 

 

 

 

 

Astronomy
Astronomske skale udaljenosti

Source: http://www.ronaldkoster.net/astronomical_scales.html napisao Ronald Koster, verzija 1.2, 2017-12-20 Skala ljestvica solarnog Skala = 10-10 (1 astronomska jedinica ^= 15m) Artikal U m Jedinica Veličina Promjer Suncaca     0,14 10cm Veliki grejp Promjer Zemlje     0,00127 1mm Mali kuglični ležaj Promjer Mjeseca     0,00035 0,1mm Zrno pijeska Udaljenost Zemlja-Mjesec     0,038 1cm Udaljenost Sunca-Zemlje   15 10m Promjer Jupiter     0,0141 …

Astronomy
Dysnomia, mjesec Erisa

Source: http://web.gps.caltech.edu/~mbrown/planetlila/moon/index.html Mike Brown Rujna 10. 2005., astronomi s opservatorija Keck na Mauna Kea je pogledati Eris s novim instrumentom koji im omogućuje da vide detalje kao precizni kao oni vidjeti iz svemirskog teleskopa Hubble. Slike ubrzo otkrila da ima slab mjesec u orbiti oko nje! Tim koji je pronašao satelit uključeni …

Astronomy
Osnove svjetlosti

Source: http://blair.pha.jhu.edu/spectroscopy/basics.html     Sunce kao što se pojavljuje u rendgenskom svjetlu (lijevo) i ekstremno ultraljubičasto svjetlo (desno). Svjetlost kao energija Svjetlost je izvanredna. To je nešto što svakodnevno uzimamo zdravo za gotovo, ali nije nešto na čemu često zastajemo i razmišljamo ili čak pokušavamo i definirati. Odvojimo nekoliko minuta i …