Solens slut

Original engelsk version av David Taylor

Heliumblixten
Början på slutet för en röd jätte massan av vår sol inträffar mycket plötsligt. När heliumet “aska” fortsätter att staplas i mitten blir en högre del av dem elektron-degenererade. Det är en udda paradox: även när de yttre skikten av en röd jättestjärna expanderar till ett enormt men tufft moln, drar sig dess inre kärna samman för att bilda en begravd vit dvärg. Temperaturen och trycket i solens kärna kommer att öka till tio gånger deras nuvarande värden. Och ungefär 1,2 miljarder år efter att den lämnar huvudsekvensen, på höjden av sin härlighet som en röd jätte, kommer centrum av solens heliumkärna att bli tillräckligt massiv, tät och varm för att något fantastiskt ska hända: inom en fråga minuter kommer det att antändas och brinna.

När temperaturen i kärnan når cirka 100 miljoner grader, kommer helium att smälta in i kol genom en reaktion som kallas trippel-alfa-processen, eftersom den omvandlar tre heliumkärnor till en kolatom. Detta genererar mycket värme. Men till skillnad från när solen var ung och dess kärna innehöll normal materia, får inte mer värme till det elektron-degenererade heliumet att det expanderar och svalnar. Som jag noterade när jag diskuterade kvantmekanik beter sig elektrondegenererad materia mer som en vätska än en gas när du värmer den: temperaturen stiger snabbt, men den expanderar inte. Med andra ord är den självreglerande mekanismen som håller huvudsekvensstjärnor så stabila (hydrostatisk jämvikt) avstängd i elektrondegenererad materia. Om du tillför värme till en vit dvärg blir den bara varmare.

När det händer är triple-alfa-processen exceptionellt mycket temperaturberoende: en fördubbling av reaktionstemperaturen får den att gå ungefär en biljon gånger snabbare! Eftersom den smälta heliumen värmer kärnan, som inte kan expandera för att svalna, orsakar den ökade temperaturen att heliumfusionen plötsligt fortsätter miljoner gånger snabbare, vilket mycket snabbt värmer kärnan ännu mer, vilket i sin tur får heliumet att smälta , snabbare. . .

Kort sagt, mitten av heliumkärnan exploderar. Cirka 6% av den elektron-degenererade heliumkärnan, som nu väger cirka 40% av en solmassa, smälts samman till kol inom några minuter. (Detta motsvarar att man bränner ungefär tio jordmassor helium per sekund, om man håller poäng.) Av uppenbara skäl kallar astronomer detta för heliumblixten. På ungefär den tid det tar att rosta en bagel släpper blixten lika mycket energi som vår nuvarande sol genererar på 200 miljoner år. På blixtens höjd kommer solens kärna mycket kort att motsvara den kombinerade ljusstyrkan hos alla stjärnor i Vintergatan! Man kan föreställa sig att en brännskada av denna storlek skulle ha en dramatisk inverkan på den röda jätten – och det gör det på ett sätt, men inte alls så plötsligt eller våldsamt som man kanske tror.

Detta beror på att vi tenderar att underskatta tyngdkraften. Jämfört med den skrämmande kraften hos kärnvapen, verkar den energi som genereras genom att släppa några stenar inte särskilt imponerande. Men i själva verket är gravitationsenergin för extremt täta, extremt stora massor häpnadsväckande – det är bara vår mänskliga fördom, som härrör från det faktum att vi lever på en suddig sten som varken är massiv eller tät, vilket får oss att tänka annorlunda.

Antag att vi tar jorden som ett exempel på ett stort, tätt föremål, även om det är ungefär lika tätt som sockervadd jämfört med en vit dvärg. Att blåsa upp jorden till dubbelt så stor som det vill säga att lyfta jordens massa mot sin egen tyngdkraft tills dess radie fördubblas – skulle kräva all solenergi som slår på jordens yta (bara 185 000 000 000 megawatt) för nästa 13 miljoner år!

Under heliumblixten värms en stjärnas degenererade kärna så intensivt att den så småningom “förångas”. Det vill säga, enskilda kärnor börjar röra sig så snabbt att de kan “koka bort” och undkomma den. Kärnan återgår till en (spektakulärt tät) normal gas och expanderar kraftigt. Den enorma gravitationsenergin som behövs för att expandera 100 000 jordmassor ur degenerering och upp till flera gånger deras ursprungliga volym är i nivå med energiutsläppet av heliumblixten. Eller med andra ord, nästan all blixtens energi absorberas av den viktiga tyngdlyftningen som krävs för att lyfta kärnan ur sitt vita dvärgläge. I huvudsak når ingen av energin ytan på den röda jätten, och om du såg den röda jätten med ditt blotta öga när heliumkärnan blinkade över, är det tveksamt att du alls skulle märka något.

Så, enligt mänskliga mått är heliumblixten en besvikelse att titta på. Enligt galaktiska standarder har den röda jätten dock skjutits genom hjärtat. Den plötsliga expansionen av kärnan resulterar i kylning så svår att det är ungefär som en istid. Kylningen leder omedelbart till mycket lägre tryck i det vätgasförbrännande skalet som omger kärnan, och därför till en katastrofal minskning av energiproduktionen. I en tidsskala som är nästan omedelbar jämfört med den vanliga tidsskalan som stjärnorna körs på (kanske så lite som 10 000 år) sjunker den röda jättens diameter och ljusstyrka till mindre än 2% av sina tidigare värden. För stjärnor som är solens massa är resultatet av heliumblixten en kollaps till en orange-gul stjärna med kanske tio gånger den aktuella soldiametern och 40 gånger ljusstyrkan. Det är en ganska comedown.

Solens slut

De senaste 140 miljoner åren av solens liv kommer att bli mycket komplicerade. Efter dess kollaps, som illustreras i Figur 1, kommer solen att återupprätta sig själv som en stjärna med en dubbel energikälla: den kommer att ha en tät (meningen elektron-degenererad) kol-syrekärna omgiven av ett skal där helium brinner in i kol, och utanför det kommer det att ha ett annat skal där väte brinner in i helium. (Kärnsyret skapas genom långsam fusion mellan kol och helium vid kärnans yta. I tyngre stjärnor kan syret i sin tur smälta samman med helium för att göra neon.) Heliumfusion producerar bara 9% lika mycket energi per kilo som vätefusion, så energimässigt, fortsätter solen att vara främst en vätereaktor. 90% av dess ljusstyrka kommer fortfarande från brinnande väte.

Det är emellertid heliumet som omger kärnan som nu dikterar hur solen kommer att utvecklas. Solen upprepar mer eller mindre vad den gjorde som en åldrande huvudsekvensstjärna, utom nu med en kol-heliumblandning i kärnan snarare än en helium-väteblandning. Under en tid uppnår den relativ stabilitet och upprätthåller hydrostatisk jämvikt i sin nya inkarnation som en orange-gul “undergigant” stjärna. Således sägs ibland stjärnor i denna fas av deras existens vara på “helium-huvudsekvensen”. Ur det mänskliga livets flyktiga perspektiv verkar underjättestjärnor vara tillräckligt lugna: den välkända ljusstjärnan Arcturus, vars ljus användes för att öppna Chicago World Fair 1933, är en sådan stjärna. Det har inte förändrats på något mätbart sätt sedan teleskopet uppfanns.

Men de höga temperaturer som krävs för att upprätthålla heliumförbränning innebär att solen bara kan bränna helium på ett sätt: väldigt snabbt. Den heta kärnan dikterar också snabb väteförbränning. När det var på den normala huvudserien höll solens ljusstyrka ganska nära till 1,0 Lo för cirka nio miljarder år innan ljusare till ca 2,7 Lo i slutet. På helium huvudsekvensen, kommer solens luminositet håll vid ca 45 Lo innan ljusn till ca 110 Lo i slutet. Inte så imponerande som en röd jätte, men ändå väldigt ljus.

För att upprätthålla sin underjordiska livsstil måste solen riva igenom bränslet i sin heliumkärna 100 gånger snabbare än det gjorde med sin ursprungliga vätekärna. Efter bara hundra miljoner år på heliumsekvensen börjar solen återigen klättra upp mot de röda jättarnas rike, och av samma skäl som den gjorde tidigare. Men det finns ingen “kolblixt” motsvarande heliumblixten som stoppade solen första gången. Temperaturen och trycket som behövs för att antända kol-kol-fusion är för stort för att solen ska uppnå oavsett hur komprimerad kärnan blir, så kolet ackumuleras bara och blir allt tätare. Trenden som solen visade vid sin första löpning som en röd jätte, när dess kärna krossades till vita dvärgtätheter även när de yttre skikten böljde till tiotals miljoner kilometer i diameter, är ostoppbar nu. Solen blir åter en röd jätte, den här gången med en maximal ljusstyrka över 3000 Lo. Dess yttre skikt blåser längre och längre utåt, bortom Jupiters omlopp, även om dess elektron-degenererade kärna snabbt växer mer massiv och därför mindre och tätare.

Och så småningom kommer dagen när de två delarna företag. De sista dagarna av en stjärna är extremt komplicerade, eftersom heliumförbrännings- och vätgasförbrännande skal inte brinner i samma takt. Det hetare, snabbare brinnande heliumskalet tenderar att tävla utåt och köra om det vätgasförbrännande skalet, och när det händer finns det inte mer helium kvar att bränna, så heliumskalet frusar ut. Men jättestjärnan kokar snabbt upp mer helium, som sedan samlas på den vita dvärgkärnan tills den plötsligt blossar upp i en borttappad heliumtändning som är ungefär som en babyversion av en heliumkärnblixt. Heliumuppblåsningen stör (stänger av) väteförbränningen under en kort tid, och så går det. I slutet kommer solen bokstavligen att hosta sig till döds när flera bränsletändningar och kvävda fusionssläckningar sliter igenom atmosfären.

I fyra eller fem stora skurar, med en avstånd på ungefär 100 000 år från varandra, kommer solens yttre skikt att separeras från kärnan och blåses helt bort. De kommer att bilda ett enormt, expanderande skal runt solsystemet och rör sig utåt för att återansluta den interstellära gasen. Ungefär 45% av solens massa kommer att fly på detta sätt. De återstående 55% av solens massa komprimeras snart i den vit heta, ultratäta kärnan. För någon som tittar på solen långt borta verkar solen snabbt skifta färger från rött till vitt när det gasformiga slöjan lyfts upp. (Med “snabbt” menar jag naturligtvis en tidsperiod som bara är några gånger längre än pyramidernas ålder.)

Den exponerade ytan på den brinnande solkärnan kommer att vara så het, åtminstone 170 000 K °, att den kommer att avge fler röntgenstrålar än synligt ljus. (Post-röda-jätte stjärnor är de hetaste stjärnorna som är kända, förutom neutronstjärnor.) Dess ljusstyrka blir lysande 4000 Lo. Solen kommer att ha blivit en strålningskälla med verkligt galaktisk gestalt, dess energi lyser upp den utsläppande gasen runt den som ett enormt neonskylt. Sådana moln kallas planetnebulosa, ett vilseledande namn, eftersom astronomer från 1700-talet knappt kunde se dem med tidens teleskop och trodde att de såg ut som planeter. De är bland de vackraste sevärdheterna i astronomi. Fotografiet till höger, av nebulosan som kallas NGC 6751, är en av mina favoriter. Ljuspunkten i mitten är den efter-röda jätte förälderstjärnan.

Det är anmärkningsvärt att det finns en stjärna precis vid punkten att blåsa av sina yttre lager som kan ses med blotta ögat. Detta är Mira, den “fantastiska”, som namngavs av arabiska astronomer under medeltiden, eftersom Mira varierar ganska oregelbundet över ett intervall på ungefär 330 dagar från att vara den ljusaste stjärnan i sin konstellation (Cetus, valen) till total osynlighet. Mira är den enda klassiskt namngivna stjärnan som du inte kan se, mycket av tiden. Moderna instrument avslöjar att Mira är en mycket förlängd påse med djupröd gas som inte ens är nära sfärisk och som vid 2000 K ° också är en av de coolaste stjärnorna som är kända. Atmosfären genomgår komplexa vinklingar och svängningar när kärnkraftsförbränningen nedanför sprutar och gispar. Därför dess variation. På bara 500 000 år eller mindre kommer Mira att vara en planetnebulosa.

När det gäller solen, utan dess yttre lager för att förse den med mer väte, kan den bara bibehålla den underbara visningen av sin nebulosa i några tusen år, knappast mer än ett knäpp av fingrarna enligt galaktiska standarder. Det sista bränslet i den täta kärnan kommer slutligen att brinna ut, och för första gången på över tolv miljarder år kommer solen att sluta producera energi. Nebulosan kommer att spridas och blekna. Solen har blivit en vit dvärg, lite större än jorden men 200 000 gånger mer massiv, och i miljarder år framöver är allt som den kommer att göra långsamt svalna.

På grund av sin enorma densitet är tiden det tar vita dvärgar att svalna så stor att inte ens de äldsta kända (nästan 12 miljarder år) har haft tid att svalna mycket under 5000 K °. Dessa mycket gamla “vita dvärgar” kan kanske mer exakt kallas “gulvita” dvärgar, men i alla fall innehåller Vintergatan inga “svarta dvärgar”. Alla de tio miljarder vita vita dvärgstjärnorna som vår galax har producerat sedan Big Bang lyser fortfarande, dock svagt.

För en översättning av denna sida till andra språk, klicka på länken nedan. Vitryska, bosniska, kroatiska, estniska, finska, franska, ungerska, litauiska, makedonska, mongoliska, norska, polska, rumänska, ryska, serbiska, thailändska, ukrainska, uzbekiska.

Leave a Reply

Your email address will not be published.