Od istog autora:
Kalendar
kroz istoriju

zanmljivosti

---

Koliko još dugo je Sunce
sposobno da održava život na Zemlji?

 

Nedeljko Marković: Sunce

Sunce će biti u stanju da održava život na Zemlji (onakav kakav mi poznamo) onoliko dugo koliko bude mogla da zrači energiju da sadašnjem nivou. Danas sa sigurnošću možemo reći koliko će dugo to trajati.

Sunčevo zračenje se javlja kao produkt snažne termonulearne reakcije, fuzije, pri kojoj se vodonik pretvara u helijum. Ali da bi se uopšte proizvela ta ogromna energija, mora da se potroši puno goriva. Zapravo, manje od 700.000.000 tona vodonika sagori u nešto manje od 695.000.000 tona helijuma svake sekunde. (Oko 4.900.000 tona koje nedostaju, a to je oko 3,85 x 1033 erga, pretvaraju se u energiju zračenja i Sunce ih gubi zauvek. Samo jedan mali deo te energije, svega njen dvomilijarditi deo, uspeva da "pogodi" Zemlju i dovoljan je da bude izvor svekolikog života na našoj planeti.)

Obzirom na toliku količinu vodonika koju iskoristi svake sekunde već milijardama godina, može se pomisliti da Sunce neće izdržati još dugo u tom ritmu – ali prenebregava se veličina Sunca. Ono ima masu od približno 1.989.000.000.000.000.000.000.000.000 (skoro 2 milijarde milijardi milijardi) tona. Oko 75 procenta te mase otpada na atome vodonika, što znači da ga na Suncu ima oko 1.490.000.000.000.000.000.000.000.000 tona.

(Ako ste baš radoznli, ostatak od 25% Sunčeve mase odlazi u potpunosti na atome helijuma. Tek nešto manje od 0,1% mase otpada na ostale, komplikovanije atome od helijuma. Zapreminski gledano, helijum je mnogo kompaktniji, zbijeniji nego vodonik. Dovoljno je reći da pod istim uslovima, jednaka količina helijumovih atoma ima četiri puta veću masu nego vodonikovi atomi. Drugim rečima rečeno, određena masa helijuma zauzima manji prostor nego ista masa vodonika. Zato, imajući u vidu zapreminski odnos – Sunce sadrži oko 80% vodonika, a svega oko 20% helijuma. Po broju atoma, na Suncu je 92,1% vodonikovih atoma, a 7,8% helijumovih.)

Ako pođemo od pretpostavke da je u početku čitavo Sunce bilo sačinjeno od vodonika kao i da je od početka konvertovalo vodonik u helijum brzinom od 700 miliona tona u sekundi i da će nastaviti i dalje istom brzinom, možemo izračunati da je čitav proces započeo pre oko 40 milijardi godina, a da bi se mogao nastaviti još čitavih 60 milijardi godina.

Međutim, stvari nisu tako jednostavne. Naše Sunce spada u grupu zvezda tzv. druge ili treće generacije, što govori da je nastalo od kosmičkih gasova i prašine preostale od prethodne generacije zvezda, koje su sagorele i eksplodirale mnogo milijardi godina ranije. To je osnovni razlog zbog koga je od početka sadržaj helijuma u Suncu bio mnogo veći – skoro isti kao što je danas. Na osnovu toga može da se zaključi da Sunce zrači svoju energiju relativno kratko vreme, mereno astronomskim aršinima, i da se nivo vodonika uvećao samo neznatno. Možda Sunce nije starije od pet milijardi godina1 .

Ali vodonična fuzija ne može večno da traje: Sunce ili bilo koja druga zvezda, poseduju konačnu količinu vodoničnog goriva u svojoj vreloj unutrašnjosti. Kada sav vodonik iz središta bude pretvoren u helijum, kroz 5 ili 6 hiljada miliona godina, zona vodonične fuzije počeće polako da se pomera prema spoljnim područjima, tvoreći šireću opnu termonuklearnih reakcija, sve dok ne stigne do mesta na kome su temperature ispod desetak miliona stepeni po Kelvinu. Tada će se vodonična fuzija sama od sebe okončati – ugasiti.

U međuvremenu, gravitaciono dejstvo Sunca izazvaće ponovo sažimanje njegovog jezgra bogatog helijumom, što će za posledicu imati novo povećanje unutrašnje temperature i pritiska. Helijumova jezgra postaće sve zbijenija, tako da će i ona konačno početi da se spajaju; u dejstvo će stupiti 'kuke' njihovih kratkodometnih nuklearnih sila, uprkos uzejamnom električnom odbijanju. Pepeo će postati gorivo i u Suncu će uzeti maha nova vrsta fuzionih reakcija.

Pri ovom procesu nastaće ugljenik i kiseonik, a usput će biti stvorene i nove količine energije, koje će Suncu omogućiti da nastavi da sija još jedno ograničeno vreme. Zvezda je feniks kojoj je usud dodelio da provremeno nikne iz vlastitog pepela2 . Pod udruženim dejstvom vodonične fuzije, koja se odigrava u tankoj opni daleko od središta naše zvezde i helijumske fuzije praćene visokim temperaturama u jezgru, Sunce će doživeti veliku promenu: njegov spoljni deo će se proširiti i ohladiti. Sunce će tada postati zvezda crveni džin, čija će vidljiva površina biti toliko daleko od unutrašnjosti, da će sila teže na njoj sasvim oslabiti, a atmosfera će mu se proširiti svemirom, postavši svojevrsna stelarna oluja. Kada Sunce, rumeno i naduvano, preraste u crvenog džina, ono će uključiti u sebe i progutati planete Merkur i Veneru – a po svoj prilici i Zemlju. Ceo sadašnji unutrašnji Sunčev sistem tada će se praktično nalaziti u Suncu.

Sunčev stelarni pepeo može se ponovo koristiti kao gorivo samo do izvesne granice. Jednom će, konačno, doći vreme kada će se u unutrašnjosti naše zvezde nalaziti samo ugljenik i kiseonik, kada pri postojećim temperaturama i pritiscima više neće moći da se odigravaju dalje termonuklearne reakcije. Pošto helijum iz središta bude gotovo potpuno potrošen, unutrašnjost Sunca nastaviće svoj privremeno zaustavljeni kolaps i temperature će ponovo porasti, počevši poslednji ciklus nuklearnih reakcija i malo proširivši Sunčevu atmosferu. U samrtnom ropcu, Sunce će lagano pulsirati, šireći se i sažimajući se jednom u nekoliko hiljada godina, da bi konačno otpustilo svoju atmosferu u svemir u jednoj ili dve koncentrične gasne opne. Neoptočena, topla unutrašnjost Sunca plaviće opne ultraljubičastom svetlošću, divnom crvenom i plavom fluoroscentnošću, koja će se pružati sve do Plutonove orbite. Možda će čak polovina Sunčeve mase biti izgubljena na ovaj način. Sistem naše zvezde tada će biti ispunjen avetinjskim sjajem, Sunčevim duhom koji hrli što dalje od svog matičnog staništa.

Osvrnemo li se po Mlečnom putu, videćemo da su mnoge zvezde okružene loptastim opnama sjajnog gasa, 'planetnim' maglinama. Ono što će preostati od Sunca, ogoljeno jezgro koje će u prvi mah biti optočeno planetnom maglinom, predstavljaće malu, vrelu zvezdu, čija će toplota oticati u svemir; zvezda će biti zbijena do gustine nepojmljive na Zemlji – jedna kafena kašičica njene materije težiće više od tone. Posle te relativno kratke i burne faze, Sunce će se pretvoriti u degenerisanog belog patuljka, sličnog svim onim svetlim tačkama koje vidimo u središtima planetnih maglina i trajati tako još milijardama godina, pružajući bledu svetlost svom mrtvom sistemu. Kroz mnogo milijardi godina visoke površinske temperature Sunce će postepeno opadati do konačnog stanja – tamnog i mrtvog braon patuljka.

Astronomi veruju da će Sunce započeti sa promenama tek za oko 5 milijardi godina. To je prilično dugo vremena – u svakom slučaju – tako da nema razloga za neposrednu uzbunu.

1)  Tačnije, 4,76 milijardi godina.
2)  Zvezde masivnije od Sunca dostižu više temperature i pritiske u središtu u poznim evolutivnim stadijumima. One su kadre u više navrata da se dignu iz vlastitog pepela, koristeći ugljenik i kiseonik kao gorivo za sintezu još težih elemenata.

(jun 2002.)

| Home | Sadržaj | Galaksija | Sunčev sistem | Teorija i praksa |
| Instrumenti | Istorija i tradicija  | Efemeride |

vrh