Skúška2

29. srpna 2018 v 8:41 | Sayuri |  Recenzie
Slnko vzniklo asi pred 4,7 miliardami rokov skolabovaním časti dnes už neexistujúceho veľkého vodíkového oblaku obiehajúceho v rovine Galaxie. Bezprostredný impulz k zmršťovaniu oblaku, a teda k vzniku Slnka, bol zrejme výbuch blízkej hviezdy - supernovy. Tá zanechala svoju charakteristickú stopu v chemickom zložení hmloviny, z ktorej Slnko vzniklo.
Ako oblak kondenzuje, látka budúcej hviezdy padá do centra časti oblaku voľným pádom (teplota oblaku je veľmi nízka: -260 °C). Pretože častice v oblasti centra padajú rýchlejšie ako častice z okraja oblaku, začína objekt v centre hustnúť - vytvára sa tzv. globula. Narastajúci tlak plynu vo hviezde začne rýchlu kontrakciu brzdiť a nastane rovnováha. Budúce Slnko má teraz priemer ako je vzdialenosť od Slnka k Jupiteru (5 AU) a objekt sa stáva protohviezdou. Energia uvoľnená z dopadu plynu na protohviezdu sa mení na teplo a tým ju zahrieva.
K tomu, aby sa vo vnútri Slnka rozhoreli vodíkové reakcie je treba aby v jeho centre stúpla teplota nad 7 mil. °C. Zmrštením telesa z pôvodne velmi velkých rozmerov sa uvolní veľké množstvo energie. Táto fáza vývoja hviezdy, teda od veľkého oblaku až do zapálenia termonukleárnych reakcií, trvá asi 50 mil rokov, čo je 0,5% života Slnka.

Medzi tým sa už utvorila Slnečná sústava, ktorá zbavila Slnko nadbytočnej rotácie a umožnila jeho ďalší vývoj. Hneď ako sa Slnko dostatočne zmenšilo, začalo protoplanetárny oblak nahrievať svojím vlastným žiarením a výrazným spôsobom ovplyvnilo jeho chemické zloženie a rozloženie hmoty v ňom. Neskôr Slnko vstúpilo do etapy rýchlo rotujúcích, vysoko aktívnych hviezd vyznačujúcích sa mimoriadne silným hviezdnym vetrom. Ten vymietol zbytky protoplanetárnej hmloviny, ktoré sa nestačili skoncentrovať do kompaktných telies, tj. planét a ich mesiacov.
Slnko strávi spaľovaním vodíka okolo 10 miliárd rokov, čiže skoro 90% svojho aktívneho života. Momentálne sa nachádza probližne v strede tejto fázy. Na jej začiatku malo Slnko menší polomer o 10% ako v súčasnosti. Práve vznikajúcu Zem ohrievalo o 30% menej ako dnes.
Energia sa v centre Slnka uvolňuje termonukleárnou reakciou zvanou p-p cylkus, pri ktorej sa premieňa vodík na hélium. Hélium v centre sa priebehom času postupne stláča, čím sa zahusťuje a zahrieva. Od začiatku horenia vodíka do súčasnosti vzrástla centrálna teplota z počiatočných 7 mil °C na dnešných 15,4 mil °C, centrálna hustota vzrástla 2 krát. Obsah vodíka v centre stále klesá, no výkon hviezdy zase stále narastá. Je to tým, že pri narastajúcej teplote a hustote prebieha premena termonukleárna reakcia rýchlejšie. Slnko preto zväčšuje polomer zo začiatočných 90% na dnešných 100%.
Látka je vo hviezde značne koncentrovaná v jadre, polovica hmotnosti Slnka leží vnútri gule o objeme 70 krát menšom, ako je jeho objem. V Slnku sa každú s zmení na He 5,9.1011 kg H. Za celú dobu svojej existencie Slnko vyčerpalo asi 5 % svojích zásob vodíku, prevážne v centrálnych častiach.

Ďalší vývoj Slnka bude pokračovať tak ako doteraz: jeho výkon bude stúpať tempom 1 %/100 mil rokov. Na Zemi by mala stúpať teplota, a to asi o 1 °C za 160 mil. rokov, čo za 1 miliardu rokov spôsobí veľmi rýchle odparovanie oceánov. Za ďalších 2,5 miliárd rokov, už nebude na Zemi voda v tekutom stave vôbec existovať a život úplne zanikne.
V jadre Slnka sa vodík úplne vyčerpá za 5 miliárd rokov od súčasnosti. Žiariť bude o 2/3 viac ako dnes a jeho polomer sa zväčší na 1,3 násobok dnešnej hodnoty.
Nasledujúca vývojová etapa začína scvrkávaním centrálnych častí, čo sa deje v dôsledku poklesu produkcie energie v jadre. Stred Slnka sa pri tom zahustí a zahreje natoľko, že sa v okolí héliového jadra znovu mohutne (viac ako predtým v jadre) rozhoria termonukleárne reakcie (CNO cyklus). Následný prebytok energie zapríčiní rýchlu expanziu obalu hviezdy. Tá sa rozpína, chladne, celkový výkon hviezdy však rastie. Hviezda sa postupne stáva rozmerným červeným obrom. Vodík vo vrstve sa rýchlo premieňa a hélium sa ukladá v jadre. Hmotnosť jadra tak pomaly rastie, no súčasne sa zmenšuje a zahrieva. Výkon rýchlo narastá až na 2350 násobok svietivosti Slnka, polomer dosiahne 165 RSlnka (0,77 AU). Oveľa silnejší slnečný vietor (ako dnešný) zo Slnka odnáša značnú časť hmoty. Na konci tejto etapy, ktorá trvá len 600 mil r., Slnko príde o celých 28 % svojej počiatočnej hmotnosti.


Rozpínajúce sa Slnko pohltí Merkúr, čo ale neplatí o Venuši, ktorú zachráni úbytok hmotnosti Slnka. Planéty, držané menšou gravitačnou silou, sa odsťahujú do väčších vzdialeností (Venuša na 1,0 AU, Zem na 1,38 AU). Povrch Zeme sa rozpáli až na teplotu 2100 °C. Zemská atmosféra zmizne, rovnako ako všetky tekuté látky z povrchu. Vlastné teleso Zeme by však malo toto krátkodobé vypekanie prečkať bez väčších problémov.
Potom ako sa Slnko zväčší 165 krát, narastie teplota v héliovom jadre na 100 mil. °C, čo už stačí na termonukleérnu reakciu, pri ktorej sa premieňa hélium na uhlík a kyslík. Celý tento proces má ale explozívny charakter - hovoríme o héliovom záblesku, pri ktorom na pár chvíľ narastie žiarivosť Slnka 10 mld krát oproti dnešku. Jadro sa zväčší a začne sa v ňom spalovať hélium, tak ako predtým vodík. To ale vedie k tomu, že sa svietivosť Slnka okamžite zníži, lebo vrstva horiaceho vodíka je héliovým zábleskom odsunutá do oblastí s menšou hustotou a teplotou. Na pokles výkonu jadra reaguje obal hviezdy tým, že sa rýchlo zmenší a zahreje. Slnko sa na dobu 100 milión rokov stane oranžovým obrom s povrchovou teplotou okolo 4400 °C, asi tak 10 krát väčším ako dnešné Slnko, s výkonom približne 45 L Slnka.
Zásoby He sa v centrálnych častiach hviezdy rýchlo zmenšujú. Stred hviezdy sa znovu zmenšuje a zahrieva. Vrstvička horiaceho vodíka sa opäť zahrieva, reakcie tu prebiehajú stále rýchlejšie. Výkon hviezdy zase rastie. Vo chvíli, keď sa He v jadre úplne vyčerpá, dosiahne Slnko 110 krát vyšiu svietivosť ako dnes, hviezda na povrchu chladne a pomaly sa rozpína. Na povrchu vyhoreného kyslíko-uhlíkového jadra sa zapaluje hélium horiace v stále tenšej vrstve. Hlavným zdrojom energie ale stále zostáva horenie H prebiehajúce vo "vyššom poschodí" hviezdy. Obal hviezdy sa znovu rozpína. Hviezda sa vracia do štádia velmi rozmernej relatívne chladnej hviezdy. Toto predposledné dejstvo hviezdneho vývoja je kratučké - trvá len 20 mil rokov. V jeho závere bude Slnko 180 krát väčšie ako v súčasnosti, žiariť bude ako 3000 dnešných Sĺnk. Opäť dochádza k masívnemu úniku látky z obalu hviezdy do priestoru. Hviezda sa zahaluje do prachových závojov odvrhnutej látky. Venuša sa vzdiali na 1,3 AU, Zem bude obiehať po dráhe s polomerom 1,8 AU, jeden obeh jej bude trvať 3,3 rokov. Obidve planéty tak prečkajú aj túto etapu slnečného vývoja v bezpečnej vzdialenosti.
Skorý koniec Slnka je sprevádzaný niekoľkými nafúknutiami hviezdy idúcimi rýchlo za sebou. Tie odnesú zo Slnka posledné zbytky obalu. Posledný z impulzov vedie k vytvoreniu planetárnej mlhoviny a obnaženiu hustého jadra o hmotnosti 0,55 MSlnka. Planetárna hmlovina sa v priebehu niekoľko 10 000 rokov úplne rozptýli a nasleduje posledná najdlhšia etapa slnečného vývoja.
Zo Slnka na konci vývoja ostane len jeho jadro, biely trpaslík, o hmotnosti okolo 55 % M Slnka a veľkosti len o málo väčšej ako je Zem. Na pozemskej oblohe sa tak bude deň čo deň objavovať bodový zdroj so svietivosťou asi 1/100 dnešného Slnka. Jeho jasnosť však bude pomaly slabnúť. Tento biely trpaslík bude chladnúť niekoľko miliárd rokov. Potom sa z neho stáva neaktívna vychladnutá hviezda - čierny trpaslík.
 

Nový komentář

Přihlásit se
  Ještě nemáte vlastní web? Můžete si jej zdarma založit na Blog.cz.
 

Aktuální články

Reklama