L'âge du Soleil est estimé par la plupart des astrophysiciens à environ 4,59 milliards d'années. Elle est classée comme une étoile moyenne ou même petite - ces étoiles existent depuis plus longtemps que leurs sœurs plus grandes et disparaissant rapidement. Le soleil a jusqu'à présent réussi à utiliser moins de la moitié de l'hydrogène qu'il contient: sur 70,6% de la masse d'origine de matière solaire, il en reste 36,3. Au cours des réactions thermonucléaires, l'hydrogène à l'intérieur du Soleil se transforme en hélium.
Pour que la réaction de fusion thermonucléaire se déroule, une température et une pression élevées sont nécessaires. Les noyaux d'hydrogène sont des protons - des particules élémentaires avec une charge positive, une force de répulsion électrostatique agit entre eux, les empêchant de s'approcher. Mais à l'intérieur, il y a aussi des forces d'attraction universelle importantes, qui empêchent les protons de se disperser. Au contraire, ils poussent les protons si près les uns des autres que la fusion nucléaire commence. Une partie des protons se transforme en neutrons et les forces de répulsion électrostatique sont affaiblies; en conséquence, la luminosité du soleil augmente. Les scientifiques estiment qu'au stade initial de l'existence du Soleil, sa luminosité ne représentait que 70% de ce qu'il émet aujourd'hui et qu'au cours des 6,5 milliards d'années à venir, la luminosité de l'étoile ne fera qu'augmenter.
Cependant, ils continuent à argumenter avec ce point de vue, le plus répandu et inclus dans les manuels. Et le principal sujet de spéculation est précisément la composition chimique du noyau solaire, qui ne peut être jugée que par des données très indirectes. L'une des théories concurrentes suggère que l'élément principal du noyau solaire n'est pas du tout l'hydrogène, mais le fer, le nickel, l'oxygène, le silicium et le soufre. Les éléments légers - l'hydrogène et l'hélium - ne sont présents qu'à la surface du soleil, et la réaction de fusion est facilitée par le grand nombre de neutrons émis par le cœur.
Oliver Manuel a développé cette théorie en 1975 et tente depuis de convaincre la communauté scientifique de sa validité. Il a un certain nombre de partisans, mais la plupart des astrophysiciens considèrent que cela n'a aucun sens.
Photo: NASA et l'équipe Hubble Heritage (AURA / STScI)
L'étoile variable V838 Monocerotis est située au bord de notre galaxie. Cette image montre une partie de l'enveloppe poussiéreuse de l'étoile. Cette coquille mesure six années-lumière de diamètre. Cet écho lumineux, qui est visible maintenant, est en retard par rapport au flash lui-même de seulement deux ans. Les astronomes s'attendent à ce que l'écho lumineux continue de faire clignoter l'environnement poussiéreux du V838 Mon alors qu'il se développe pendant au moins le reste de cette décennie.
Quelle que soit la théorie correcte, le «carburant solaire» s'épuisera tôt ou tard. En raison du manque d'hydrogène, les réactions thermonucléaires commenceront à s'arrêter et l'équilibre entre elles et les forces d'attraction sera violé, provoquant une pression des couches externes contre le noyau. À partir de la contraction, la concentration de l'hydrogène restant augmentera, les réactions nucléaires s'intensifieront et le cœur commencera à se dilater. La théorie généralement acceptée prédit qu'à l'âge de 7,5 à 8 milliards d'années (c'est-à-dire après 4 à 5 milliards d'années), le Soleil se transformera en une géante rouge: son diamètre augmentera plus de cent fois, de sorte que les orbites des trois premières planètes du système solaire seront à l'intérieur de l'étoile … Le noyau est très chaud et la température de la coquille des géants est basse (environ 3000 degrés) - et donc de couleur rouge.
Une caractéristique de la géante rouge est que l'hydrogène ne peut plus servir de «combustible» pour les réactions nucléaires à l'intérieur. Maintenant l'hélium, accumulé là en grande quantité, commence à "brûler". Dans ce cas, des isotopes instables du béryllium se forment, qui, lorsqu'ils sont bombardés avec des particules alpha (c'est-à-dire les mêmes noyaux d'hélium), se transforment en carbone.
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C'est sur cela que la vie sur Terre, et la Terre elle-même, est probablement déjà garantie de cesser d'exister. Même la basse température qu'aura la périphérie solaire à ce moment-là suffira pour que notre planète s'évapore complètement.
Bien sûr, l'humanité dans son ensemble, comme chaque personne individuellement, espère la vie éternelle. Le moment où le Soleil se transforme en géante rouge impose certaines restrictions à ce rêve: si l'humanité parvient à survivre à une telle catastrophe, elle ne sera qu'en dehors de son berceau. Mais il est pertinent de rappeler ici que l'un des plus grands physiciens de notre temps, Stephen Hawking, a longtemps soutenu que le moment où le seul moyen pour l'humanité de survivre sera la colonisation d'autres planètes est presque venu. Des raisons intraterrestres rendront ce berceau impossible à habiter bien avant que quelque chose de mauvais n'arrive au Soleil.
Regardons de plus près le timing ici:
Poids = 1,99 * 1030 kg.
Diamètre = 1,392,000 km.
Magnitude absolue = +4,8
Classe spectrale = G2
Température de surface = 5800 ° K
Période orbitale = 25 heures (pôle) -35 heures (équateur)
La période de révolution autour du centre de la galaxie = 200 millions d'années
Distance au centre de la galaxie = 25000 lumière. ans
La vitesse de déplacement autour du centre de la galaxie = 230 km / sec.
Le soleil. L'étoile qui a donné naissance à tous les êtres vivants dans notre système est environ 750 fois la masse de tous les autres corps du système solaire, donc tout dans notre système peut être considéré comme tournant autour du soleil comme un centre de masse commun.
Le soleil est une boule de plasma incandescente à symétrie sphérique en équilibre. Il est probablement né avec d'autres corps du système solaire d'une nébuleuse de gaz et de poussière il y a environ 5 milliards d'années. Au début de sa vie, le soleil était à environ 3/4 d'hydrogène. Puis, en raison de la contraction gravitationnelle, la température et la pression dans les intestins ont tellement augmenté qu'une réaction thermonucléaire a commencé spontanément, au cours de laquelle l'hydrogène a été converti en hélium. En conséquence, la température au centre du Soleil a très fortement augmenté (environ 15 000 000 K) et la pression dans ses profondeurs a tellement augmenté (1,5 x 105 kg / m3) qu'il a pu équilibrer la force de gravité et arrêter la compression gravitationnelle. C'est ainsi qu'est née la structure moderne du Soleil.
Remarque: l'étoile contient un réservoir géant d'énergie gravitationnelle. Mais vous ne pouvez pas en tirer de l'énergie en toute impunité. Il faut que le Soleil rétrécisse, et il devrait diminuer de 2 fois tous les 30 millions d'années. L'apport total d'énergie thermique dans une étoile est approximativement égal à son énergie gravitationnelle de signe opposé, c'est-à-dire de l'ordre de GM2 / R. Pour le Soleil, l'énergie thermique est égale à 4 * 1041 J. Chaque seconde le Soleil perd 4 * 1026 J. La réserve de son énergie thermique ne suffirait que pour 30 millions d'années. La fusion thermonucléaire sauve - la combinaison d'éléments légers, accompagnée d'une libération d'énergie géante. Pour la première fois, ce mécanisme, dans les années 20 du 20e siècle, a été souligné par l'astrophysicien anglais A. Edington, qui a remarqué que quatre noyaux d'un atome d'hydrogène (proton) ont une masse de 6,69 * 10-27 kg, et un noyau d'hélium - 6, 65 * 10-27 kg. Le défaut de masse s'explique par la théorie de la relativité. Selon la formule d'Einstein, l'énergie totale du corps est liée à la masse par le rapport E = Ms2. L'énergie de liaison dans l'hélium est un nucléon de plus, ce qui signifie que son puits de potentiel est plus profond et son énergie totale est moindre. Si l'hélium est synthétisé d'une manière ou d'une autre à partir de 1 kg d'hydrogène, une énergie égale à 6 * 1014 J sera libérée, soit environ 1% de l'énergie totale du combustible usé. Voilà pour votre réservoir d'énergie.
Les contemporains, cependant, étaient sceptiques quant à l'hypothèse d'Edington. Selon les lois de la mécanique classique, pour rapprocher les protons d'une distance de l'ordre du rayon d'action des forces nucléaires, il faut vaincre les forces de répulsion coulombiennes. Pour cela, leur énergie doit dépasser la valeur de la barrière coulombienne. Le calcul a montré que pour démarrer le processus de fusion thermonucléaire, une température d'environ 5 milliards de degrés est nécessaire, mais la température au centre du Soleil est environ 300 fois inférieure. Ainsi, le Soleil ne semblait pas assez chaud pour rendre possible la fusion de l'hélium.
L'hypothèse d'Edington a été sauvegardée par la mécanique quantique. En 1928, le jeune physicien soviétique G. A. Gamow a découvert que, selon ses lois, les particules peuvent avec une certaine probabilité s'infiltrer à travers la barrière de potentiel même lorsque leur énergie est inférieure à sa hauteur. Ce phénomène est appelé sous-barrière ou jonction tunnel. (Ce dernier indique au sens figuré la possibilité de se retrouver de l'autre côté de la montagne sans grimper à son sommet.) À l'aide de transitions en tunnel, Gamow a expliqué les lois de la désintégration radioactive et a ainsi pour la première fois prouvé l'applicabilité de la mécanique quantique aux processus nucléaires (presque en même temps, les transitions en tunnel étaient découvert par R. Henry et E. Condon). Gamow a également attiré l'attention sur le fait que, grâce aux transitions tunnel, les noyaux en collision peuvent se rapprocher les uns des autres et entrer dans une réaction nucléaire aux énergies.des valeurs plus petites de la barrière de Coulomb. Cela a incité le physicien autrichien F. Houtermans (à qui Gamow a parlé de ses travaux avant même leur publication) et l'astronome R. Atkinson à revenir sur l'idée d'Edington de l'origine nucléaire de l'énergie solaire. Et bien que la collision simultanée de quatre protons et de deux électrons pour former un noyau d'hélium soit un processus extrêmement improbable. En 1939, G. Bethe a réussi à trouver une chaîne (cycle) de réactions nucléaires conduisant à la synthèse de l'hélium. Le catalyseur de la synthèse de l'hélium dans le cycle de Bethe est le noyau de carbone C12, dont le nombre reste inchangéEt bien que la collision simultanée de quatre protons et de deux électrons pour former un noyau d'hélium soit un processus extrêmement improbable. En 1939, G. Bethe a réussi à trouver une chaîne (cycle) de réactions nucléaires conduisant à la synthèse de l'hélium. Le catalyseur de la synthèse de l'hélium dans le cycle de Bethe est le noyau de carbone C12, dont le nombre reste inchangéEt bien que la collision simultanée de quatre protons et de deux électrons pour former un noyau d'hélium soit un processus extrêmement improbable. En 1939, G. Bethe a réussi à trouver une chaîne (cycle) de réactions nucléaires conduisant à la synthèse de l'hélium. Le catalyseur de la synthèse de l'hélium dans le cycle de Bethe est le noyau de carbone C12, dont le nombre reste inchangé
Donc - en réalité, seule leur partie centrale avec une masse de 10% de la masse totale peut servir de carburant pour les étoiles. Calculons combien de temps le soleil aura suffisamment de combustible nucléaire.
L'énergie totale du Soleil est M * c2 = 1047 J, l'énergie nucléaire (Ead) est d'environ 1%, soit 1045 J, et compte tenu du fait que toute la matière ne peut pas brûler, on obtient 1044 J. En divisant cette valeur par la luminosité du Soleil 4 * 1026 J / s, on obtient que son énergie nucléaire durera 10 milliards d'années.
En général, la masse d'une étoile détermine sans ambiguïté son destin ultérieur, puisque l'énergie nucléaire de l'étoile est Ead ~ Mc2, et la luminosité se comporte approximativement comme L ~ M3. Le temps de combustion est appelé temps nucléaire; il est défini comme tad = ~ Ead / L = 1010 (M / M du Soleil) -2 ans.
Plus l'étoile est grande, plus vite elle se brûle!.. Le rapport de trois temps caractéristiques - dynamique, thermique et nucléaire - détermine le caractère de l'évolution de l'étoile. Le fait que le temps dynamique soit beaucoup plus court que le temps thermique et nucléaire signifie que l'étoile parvient toujours à atteindre l'équilibre hydrostatique. Et le fait que le temps thermique soit inférieur au temps nucléaire signifie que l'étoile a le temps de parvenir à l'équilibre thermique, c'est-à-dire à l'équilibre entre la quantité d'énergie libérée au centre par unité de temps et la quantité d'énergie émise par la surface de l'étoile (la luminosité de l'étoile). Au Soleil tous les 30 millions d'années, l'approvisionnement en énergie thermique est renouvelé. Mais l'énergie du soleil est transportée par rayonnement. Cela signifie des photons. Un photon, né d'une réaction thermonucléaire au centre, apparaît à la surface après un temps thermique, ~ 30 millions d'années). Le photon se déplace à la vitesse de la lumière, mais,le fait est qu'il, constamment absorbé et réémis, confond grandement sa trajectoire, de sorte que sa longueur devient égale à 30 millions d'années-lumière. Pendant si longtemps, le rayonnement a le temps de se mettre en équilibre thermique avec la substance à travers laquelle il se déplace. Par conséquent, le spectre des étoiles est proche du spectre d'un corps noir. Si les sources d'énergie thermonucléaire étaient «éteintes» (comme une ampoule) aujourd'hui, le Soleil continuerait à briller pendant des millions d'années.alors le soleil continuerait à briller pendant des millions d'années.alors le soleil continuerait à briller pendant des millions d'années.
Mais même si la prophétie de Hawking et de ses nombreux prédécesseurs et personnes partageant les mêmes idées à travers le monde est destinée à se réaliser et que l'humanité va construire une «civilisation extraterrestre», le sort de la Terre inquiètera toujours les gens. Par conséquent, de nombreux astronomes ont un intérêt particulier pour les étoiles similaires au Soleil dans leurs paramètres - en particulier lorsque ces étoiles se transforment en géantes rouges.
Ainsi, un groupe d'astronomes dirigé par Sam Ragland, utilisant un complexe infrarouge-optique de trois télescopes combinés de l'Arizona's Infrared-Optical Telescope Array, a étudié des étoiles avec des masses de 0,75 à 3 fois la masse du Soleil, approchant la fin de leur évolution. L'approche de l'extrémité est assez facilement identifiée par la faible intensité des raies d'hydrogène dans leurs spectres et, au contraire, par la forte intensité des raies d'hélium et de carbone.
L'équilibre des forces gravitationnelles et électrostatiques dans ces étoiles est instable, et l'hydrogène et l'hélium à l'intérieur alternent comme un type de combustible nucléaire, ce qui provoque des changements dans la luminosité de l'étoile sur une période d'environ 100 mille ans. Beaucoup de ces étoiles passent les 200 000 dernières années de leur vie en tant que variables de type mondial. (Les variables mondiales sont des étoiles dont la luminosité change régulièrement avec une période de 80 à 1 mille jours. Elles portent le nom du "progéniteur" de la classe, les étoiles du Monde dans la constellation Cetus).
Illustration: Wayne Peterson / LCSE / Université du Minnesota
Un modèle rendu d'une géante pulsante rouge créé au Laboratoire de science et technologie computationnelle de l'Université du Minnesota. Vue interne du noyau de l'étoile: jaune et rouge - zones de températures élevées, bleu et aqua - zones de basses températures.
C'est dans cette classe qu'une découverte assez inattendue a eu lieu: près de l'étoile V 391 dans la constellation Pégase, une exoplanète a été découverte, préalablement immergée dans la coquille gonflée de l'étoile. Plus précisément, l'étoile V 391 pulse, ce qui fait que son rayon augmente et diminue. La planète, dont un groupe d'astronomes de différents pays a rapporté dans le numéro de septembre de la revue Nature, a une masse plus de trois fois la masse de Jupiter, et le rayon de son orbite est une fois et demie la distance séparant la Terre du Soleil.
Lorsque le V 391 franchit le stade de la géante rouge, son rayon atteint au moins les trois quarts de celui de son orbite. Cependant, au début de l'expansion de l'étoile, le rayon de l'orbite dans lequel se trouvait la planète était plus petit. Les résultats de cette découverte laissent à la Terre une chance de survivre après l'explosion du Soleil, bien que les paramètres de l'orbite et le rayon de la planète elle-même soient susceptibles de changer.
L'analogie est quelque peu gâchée par le fait que cette planète, ainsi que son étoile mère, ne sont pas très similaires à la Terre et au Soleil. Et surtout, le V 391, en se transformant en une géante rouge, "lâcha" une partie importante de sa masse, ce qui "sauva" la planète; mais cela n'arrive qu'à deux pour cent des géants. Bien que le "déversement" des coquilles extérieures avec la transformation de la géante rouge en une naine blanche progressivement refroidie entourée d'une nébuleuse gazeuse en expansion ne soit pas si rare.
Une rencontre trop rapprochée avec son étoile est le plus évident, mais pas le seul problème qui attend la Terre d'autres grands corps cosmiques. Il est probable que le Soleil se transforme en une géante rouge, ayant déjà quitté notre galaxie. Le fait est que notre galaxie de la Voie lactée et la galaxie géante voisine, la nébuleuse d'Andromède, sont en interaction gravitationnelle depuis des millions d'années, ce qui finira par amener Andromède à tirer la Voie lactée vers elle-même, et elle fera partie de cette grande galaxie. Dans les nouvelles conditions, la Terre deviendra une planète complètement différente. De plus, à la suite de l'interaction gravitationnelle, le système solaire, comme des centaines d'autres systèmes, peut littéralement être déchiré. Puisque l'attraction gravitationnelle de la nébuleuse d'Andromède est beaucoup plus forte que la gravité de la Voie lactée,ce dernier s'en approche à une vitesse d'environ 120 km / s. En utilisant des modèles informatiques fabriqués avec une précision de 2,6 millions d'objets, les astronomes ont déterminé que dans environ 2 milliards d'années, les galaxies convergeront et que la force de gravité commencera à déformer leurs structures, formant de longues queues attrayantes de poussière et de gaz, d'étoiles et de planètes. Dans 3 milliards d'années, les galaxies entreront en contact direct, à la suite de quoi la nouvelle galaxie unie prendra une forme elliptique (les deux galaxies sont aujourd'hui considérées comme spirales). Dans 3 milliards d'années, les galaxies entreront en contact direct, à la suite de quoi la nouvelle galaxie unie prendra une forme elliptique (les deux galaxies sont aujourd'hui considérées comme spirales). Dans 3 milliards d'années, les galaxies entreront en contact direct, à la suite de quoi la nouvelle galaxie unie prendra une forme elliptique (les deux galaxies sont aujourd'hui considérées comme spirales).
Photo: NASA, ESA et l'équipe Hubble Heritage (STScI)
Sur cette image, deux galaxies spirales (la grande est NGC 2207, la petite - IC 2163) se croisent dans la région de la constellation du Grand Chien, comme de majestueux navires. Les forces de marée de la galaxie NGC 2207 ont déformé la forme de IC 2163, projetant des étoiles et du gaz dans des courants s'étendant sur des centaines de milliers d'années-lumière (dans le coin droit de l'image).
Le professeur Avi Loeb du Harvard Smithsonian Center for Astrophysics et son étudiant TJ Cox ont suggéré que si nous pouvions observer le ciel de notre planète à travers les 5 milliards d'années notoires, alors au lieu de notre Voie lactée habituelle - une pâle traînée de points scintillants sombres - nous verrions des milliards de nouvelles étoiles brillantes. Dans ce cas, notre système solaire serait situé «à la périphérie» d'une nouvelle galaxie - à environ cent mille années-lumière de son centre au lieu des 25 mille années-lumière actuelles. Cependant, il existe d'autres calculs: après la fusion complète des galaxies, le système solaire peut se rapprocher du centre de la galaxie (67 000 années-lumière), ou il peut arriver qu'il tombe dans la «queue» - un lien de connexion entre les galaxies. Et dans ce dernier cas, en raison de l'effet gravitationnel, les planètes qui s'y trouvent seront détruites.
Considérer l'avenir de la Terre, du Soleil, du système solaire dans son ensemble et de la Voie lactée est aussi excitant que conventionnellement scientifique. Les énormes périodes de prévisions, le manque de faits et la faiblesse relative de la technologie, ainsi que dans une large mesure l'habitude des gens modernes de penser en termes de cinéma et de thrillers, affectent le fait que les hypothèses sur l'avenir ressemblent davantage à de la science-fiction, avec un accent particulier sur le premier mot.