Aurinko on aina ollut kosmologisten järjestelmien keskipiste. Mutta nykyaikaisen tähtitieteen myötä ihmiset ovat tulleet tietoisiksi siitä tosiasiasta, että aurinko on vain yksi universumimme lukemattomista tähdistä. Pohjimmiltaan se on täysin normaali esimerkki G-tyypin pääsarjan tähdestä (G2V, alias 'keltainen kääpiö'). Ja kuten kaikilla tähdillä, sillä on elinikä, jolle on ominaista muodostuminen, pääjakso ja mahdollinen kuolema.
Tämä elinikä alkoi noin 4,6 miljardia vuotta sitten ja jatkuu vielä noin 4,5 - 5,5 miljardia vuotta, jolloin se kuluttaa vety-, heliumivarastonsa ja romahtaa valkoiseksi kääpiöksi. Mutta tämä on vain lyhennetty versio Auringon elinkaaresta. Kuten aina, Jumala (tai Paholainen, riippuen keneltä kysyt) on yksityiskohdissa!
Sen hajottamiseksi aurinko on noin puolivälissä elämänsä vakaimman osan. Viimeisten neljän miljardin vuoden aikana, jolloin planeetta Maa ja koko aurinkokunta syntyivät, se on pysynyt suhteellisen muuttumattomana. Tämä jatkuu vielä neljä miljardia vuotta, jolloin se on käyttänyt vetypolttoaineensa loppuun. Kun niin tapahtuu, tapahtuu melko rajuja asioita!
Auringon synty:
Mukaan Nebulaarinen teoria , Aurinko ja kaikki aurinkokuntamme planeetat alkoivat valtavana molekyylikaasun ja pölyn pilvenä. Sitten, noin 4,57 miljardia vuotta sitten, tapahtui jotain, joka sai pilven romahtamaan. Tämä saattoi johtua ohi kulkevasta tähdestä tai supernovan shokkiaalloista, mutta lopputuloksena oli painovoiman romahdus pilven keskellä.
Taiteilijan käsitys tähdestä, jota ympäröi molekyylipilvi muodostaen pyörivän kiekon, jota kutsutaan 'protoplaneettalevyksi'. Kiitos: NASA/JPL-Caltech
Tämän romahtamisen jälkeen pöly- ja kaasutaskut alkoivat kerääntyä tiheämmille alueille. Kun tiheämmät alueet vetivät sisäänsä enemmän ja enemmän ainetta, liikemäärän säilyminen sai sen pyörimään, kun taas lisääntyvä paine sai sen lämpenemään. Suurin osa materiaalista päätyi keskelle palloon, kun taas loput aineesta litistyivät sen ympärillä kiertäväksi levyksi.
Keskuksessa oleva pallo muodostaisi lopulta Auringon, kun taas materiaalikiekko muodostaisi planeetat. Aurinko vietti noin 100 000 vuotta romahtavana prototähteenä ennen kuin lämpötila ja paineet sisätiloissa sytyttivät fuusion sen ytimessä. Aurinko aloitti a T Tauri tähti – villisti aktiivinen tähti, joka puhalsi voimakkaan aurinkotuulen. Ja vain muutama miljoona vuotta myöhemmin se asettui nykyiseen muotoonsa. Auringon elinkaari oli alkanut.
Pääsarja:
Aurinko, kuten useimmat maailmankaikkeuden tähdet, on elämänsä pääsekvenssivaiheessa, jonka aikana sen ytimessä tapahtuvat ydinfuusioreaktiot sulattavat vedyn heliumiksi. Joka sekunti 600 miljoonaa tonnia ainetta muuttuu neutriinoksi, auringon säteilyksi ja noin 4 x 1027Wattia energiaa. Auringon osalta tämä prosessi alkoi 4,57 miljardia vuotta sitten, ja se on tuottanut energiaa tällä tavalla joka kerta.
Tämä prosessi ei kuitenkaan voi kestää ikuisesti, koska Auringon ytimessä on rajallinen määrä vetyä. Tähän mennessä aurinko on muuntanut arviolta 100 kertaa Maan massan heliumiksi ja aurinkoenergiaksi. Kun enemmän vetyä muuttuu heliumiksi, ydin jatkaa kutistumistaan, jolloin Auringon ulommat kerrokset voivat siirtyä lähemmäs keskustaa ja kokea voimakkaamman gravitaatiovoiman.
NASAn Solar Dynamics Observatory -avaruusaluksen vangitsema aurinko.
Tämä aiheuttaa enemmän painetta ytimeen, jota vastustaa fuusionopeuden lisääntyminen. Pohjimmiltaan tämä tarkoittaa, että kun aurinko kuluttaa edelleen vetyä ytimeessään, fuusioprosessi nopeutuu ja Auringon teho kasvaa. Tällä hetkellä tämä johtaa 1 prosentin valon lisäykseen 100 miljoonan vuoden välein ja 30 prosentin kasvuun viimeisen 4,5 miljardin vuoden aikana.
1,1 miljardin vuoden kuluttua Aurinko on 10 % kirkkaampi kuin nykyään, ja tämä valoisuuden kasvu merkitsee myös lämpöenergian kasvua, jonka Maan ilmakehä imee. Tämä laukaisee kostean kasvihuoneilmiön täällä maan päällä, joka on samanlainen kuin karkaava lämpeneminen, joka muutti Venuksen helvetiksi ympäristöksi, jonka näemme siellä tänään.
3,5 miljardin vuoden kuluttua Aurinko on 40 % kirkkaampi kuin nyt. Tämä lisääntyminen aiheuttaa valtamerten kiehumisen, jääpesien pysyvän sulamisen ja kaiken ilmakehän vesihöyryn häviämisen avaruuteen. Näissä olosuhteissa elämä sellaisena kuin sen tiedämme, ei pysty selviytymään missään pinnalla. Lyhyesti sanottuna maapallosta tulee toinen kuuma, kuiva Venus.
Vedyn ydinpoisto:
Kaiken on loputtava. Se on totta meille, se on totta maapallolle ja se on totta Auringolle. Se ei tapahdu lähiaikoina, mutta jonain päivänä kaukaisessa tulevaisuudessa Auringosta loppuu vetypolttoaine ja se laskeutuu hitaasti kohti kuolemaa. Tämä alkaa noin 5,4 miljardin vuoden kuluttua, jolloin Aurinko poistuu elinkaarensa pääjaksosta.
Kun vety loppuu ytimeen, sinne kertynyt inertti heliumtuhka muuttuu epävakaaksi ja romahtaa oman painonsa alla. Tämä saa ytimen lämpenemään ja tihenemään, jolloin Auringon koko kasvaa ja tulee sisään Punainen jättiläinen sen kehitysvaiheessa. On laskettu, että laajeneva aurinko kasvaa riittävän suureksi kattaakseen sen kiertoradan Merkurius , Venus , ja ehkä jopa Maan . Vaikka maa selviäisi, punaisen auringon voimakas lämpö polttaa planeettamme ja tekee elämän selviytymisen täysin mahdottomaksi.
Viimeinen vaihe ja kuolema:
Kun se saavuttaa Punainen jättiläinen-oksa (RGB) -vaiheessa Auringolla on aktiivista elämää jäljellä noin 120 miljoonaa vuotta. Mutta paljon tapahtuu tässä ajassa. Ensinnäkin ydin (täynnä rappeutunutta heliumia) syttyy kiivaasti heliumleimauksessa – jossa noin 6 % ytimestä ja 40 % Auringon massasta muuttuu hiileksi muutamassa minuutissa.
Aurinko kutistuu sitten noin 10-kertaiseksi nykyiseen kokoonsa ja 50-kertaiseksi valoisuudekseen, ja lämpötila on hieman nykyistä alhaisempi. Seuraavat 100 miljoonaa vuotta se jatkaa heliumin polttamista ytimeessään, kunnes se loppuu. Tässä vaiheessa se on sen sisällä Asymptoottinen jättiläinen haara (AGB) -vaihe, jossa se laajenee jälleen (paljon nopeammin tällä kertaa) ja tulee kirkkaammaksi.
Seuraavien 20 miljoonan vuoden aikana Aurinko muuttuu epävakaaksi ja alkaa menettää massaa lämpöpulssien sarjan kautta. Näitä esiintyy noin 100 000 vuoden välein, kasvaen joka kerta ja lisäämällä Auringon kirkkautta 5000-kertaiseksi sen nykyiseen kirkkauteen ja säteen yli 1 AU:ksi.
Tässä vaiheessa Auringon laajeneminen joko kattaa Maan tai jättää sen kokonaan elämälle mahdottomaksi. Ulkoisen aurinkokunnan planeetat muuttuvat todennäköisesti dramaattisesti, kun auringosta imeytyy enemmän energiaa, mikä saa niiden vesijäät sublimoitumaan - mahdollisesti muodostaen tiheän ilmakehän ja pintavaltamerien. Noin 500 000 vuoden kuluttua vain puolet Auringon nykyisestä massasta on jäljellä ja sen ulkovaippa alkaa muodostaa planetaarista sumua.
AGB:n jälkeinen evoluutio on vieläkin nopeampaa, kun sinkoutuva massa ionisoituu muodostaen planetaarisen sumun ja paljastettu ydin saavuttaa 30 000 K. Lopullinen paljaan ytimen lämpötila on yli 100 000 K, jonka jälkeen jäännös jäähtyy kohti valkoinen kääpiö . Planetaarinen sumu hajoaa noin 10 000 vuodessa, mutta valkoinen kääpiö selviää biljoonia vuosia ennen kuin haalistuu mustaksi.
Aurinkomme lopullinen kohtalo:
Kun ihmiset ajattelevat tähtien kuolemaa, mieleen tulevat tyypillisesti massiiviset supernovat ja mustien aukkojen syntyminen. Näin ei kuitenkaan ole aurinkomme kohdalla, koska se ei ole läheskään tarpeeksi massiivinen. Vaikka se saattaa tuntua meistä valtavalta, Aurinko on suhteellisen pienimassainen tähti verrattuna joihinkin maailmankaikkeuden valtavan suurimassaisiin tähtiin.
Sellaisenaan, kun Auringostamme loppuu vetypolttoaine, se laajenee punaiseksi jättiläiseksi, puhkaisee ulkokerroksiaan ja asettuu sitten kompaktiksi valkoiseksi kääpiötähdeksi ja jäähtyy sitten hitaasti biljoonien vuosien ajan. Jos Auringon massa olisi kuitenkin noin 10 kertaa nykyinen massa, sen elinkaaren viimeinen vaihe olisi huomattavasti (ahem) räjähdysaltisempi.
Kun tämän supermassiivisen Auringon vetypolttoaine loppui ytimeessään, se siirtyi muuntamaan heliumatomeja ja sitten hiiliatomeja (kuten omamme). Tämä prosessi jatkuisi, kun aurinko kuluttaisi raskaampaa ja raskaampaa polttoainetta samankeskisissä kerroksissa. Jokainen kerros vie vähemmän aikaa kuin edellinen, aina nikkeliin asti – jonka läpipalaminen voi kestää vain päivän.
Sitten rauta alkaa kerääntyä tähden ytimeen. Koska rauta ei luovuta energiaa, kun se käy läpi ydinfuusion, tähden ytimessä ei olisi enää ulospäin suuntautuvaa painetta, joka estäisi sitä romahtamasta sisäänpäin. Kun noin 1,38 kertaa Auringon massaa suurempi rauta on kerätty ytimeen, se räjähtäisi katastrofaalisesti vapauttaen valtavan määrän energiaa.
Kahdeksassa minuutissa, aika, joka kestää valo kulkee Auringosta Maahan , käsittämätön määrä energiaa pyyhkäisi Maan ohi ja tuhoaisi kaiken aurinkokunnassa. Tästä vapautuva energia saattaa riittää hetkeksi ohittamaan galaksin ja uuden sumun (kuten Rapusumu ) olisi näkyvissä läheisistä tähtijärjestelmistä ja laajenee ulospäin tuhansia vuosia.
Auringosta jäisi jäljelle vain nopeasti pyörivä neutronitähti tai ehkä jopa tähtien musta aukko. Mutta tämä ei tietenkään ole aurinkomme kohtalo. Kun otetaan huomioon sen massa, se lopulta romahtaa valkoiseksi tähdeksi, kunnes se palaa itsestään. Ja tämä ei tietenkään tapahdu vielä 6 miljardiin vuoteen. Siihen mennessä ihmiskunta on joko kuollut tai siirtynyt eteenpäin. Sillä välin meillä on paljon aurinkoisia päiviä odotettavissa!
Olemme kirjoittaneet monia mielenkiintoisia artikkeleita aiheesta aurinko täällä Universe Todayssa. Tässä Minkä värinen aurinko on? , Millainen tähti aurinko on? , Miten aurinko tuottaa energiaa? , ja Voisimmeko terraformoida auringon?
Astronomy Castilla on myös mielenkiintoisia jaksoja aiheesta. Katso ne- Jakso 30: Aurinko, täplät ja kaikki , Jakso 108: Auringon elämä , Jakso 238: Auringon aktiivisuus .
Katso lisätietoja NASA:n aurinkokunnan opas .