Saulės sandara ir gyvavimo ciklas

Saules uzbūve un dzīves cikls

Pašreizējā galvenās secības fāze, nākotnes sarkanā milža stadija un galīgais baltās pundurzemes liktenis

Saulė – mūsu zvaigžņu enkurs

Saulė ir G tipa galvenās secības zvaigzne (bieži apzīmēta kā G2V), kas atrodas Saules sistēmas centrā. Tā nodrošina dzīvībai uz Zemes nepieciešamo enerģiju, un miljardiem gadu mainīgā starojuma ietekme ir veicinājusi planētu orbītu veidošanos un stabilitāti, kā arī Zemes un citu planētu klimatu. Sauli galvenokārt veido ūdeņradis (aptuveni 74 % masas) un hēlijs (aptuveni 24 % masas), kā arī tajā ir neliels daudzums smagāku elementu (astronomijā sauktu par metāliem). Saules masa ir aptuveni 1,989 × 1030 kg – tas ir vairāk nekā 99,8 % no visas Saules sistēmas masas.

Lai gan no mūsu skatpunkta Saule šķiet stabila un nemainīga, patiesībā tajā notiek pastāvīga kodolreakcija un lēna evolūcija. Pašlaik Saules vecums ir aptuveni 4,57 miljardi gadu, kas ir gandrīz puse no tās ūdeņraža dedzināšanas (galvenās secības) dzīves ilguma. Nākotnē tā izplešas un kļūs par sarkano milzi, dramatiski mainot Saules iekšējo sistēmu, un galu galā zaudēs ārējos slāņus, kļūstot par blīvu balto punduri. Zemāk detalizēti aplūkojam katru šī ceļa posmu – no Saules iekšējās uzbūves līdz galīgajam liktenim, kas var ietekmēt arī Zemes nākotni.

2. Saules iekšējā uzbūve

2.1 Slāņi

Saules iekšējā un ārējā uzbūve tiek sadalīta vairākās zonās:

  1. Kodols: Centrālā zona, aptver aptuveni 25 % Saules rādiusa. Temperatūra pārsniedz 15 miljonus K, un spiediens ir īpaši augsts. Kodolreakcija (ūdeņraža pārvēršana par heliju) notiek tieši kodolā, un tur tiek saražota gandrīz visa Saules enerģija.
  2. Radiācijas zona: No kodola ārējās robežas līdz aptuveni 70 % Saules rādiusa. Enerģija šeit tiek pārnesta ar radiācijas pārnesi (fotonu izkliedi blīvā plazmas slānī). Fotonu, kas radušies kodolā, ceļojums līdz zonas ārējai robežai aizņem desmitiem tūkstošu gadu.
  3. Tahoklīna: Plāns pārejas slānis starp radiācijas un konvekcijas zonām. Ļoti svarīga magnētiskā lauka veidošanai (Saules dinamo darbībai).
  4. Konvekcijas zona: Saules ārējie ~30 % iekšējās daļas. Temperatūra šeit ir pietiekami zema, lai enerģija tiktu pārnesta ar konvekciju – karsta plazma paceļas, bet atdzisusi noslīd lejup. Pateicoties konvekcijai, Saules virsmā redzama granulācija.
  5. Fotosfēra: „Redzamā virsma“, no kuras izplatās lielākā daļa Saules starojuma. Fotosfēras biezums apmēram 400 km, efektīvā temperatūra ~5800 K. Tajā novērojamas plankumi (aukstāki, tumšāki reģioni) un granulācijas (konvekcijas šūnas).
  6. Hromosfēra un Korona: Saules atmosfēras ārējie slāņi. Koronas temperatūra sasniedz miljonus kelvinu, to strukturāli veido magnētiskie lauki. Korona redzama pilnos Saules aptumsumos vai izmantojot speciālus teleskopus.

2.2 Enerģijas ražošana: protonu–protonu sintēze

Kodola enerģija galvenokārt tiek ražota protonu–protonu (p–p) ķēdē:

  1. Saskaroties diviem protoniem, veidojas deitērijs, izstarots pozitrons un neitriņi.
  2. Deitērijs saplūst ar vēl vienu protonu → veidojas helijs-3.
  3. Divas helija-3 daļiņas saplūst, veidojot heliju-4 un atbrīvojot divus brīvus protonus.

Šo reakciju laikā izdalās gamma starojums, neitriņi un kinētiskā enerģija. Neitriņi gandrīz uzreiz aizplūst, bet fotoni "klīst" cauri blīvajiem slāņiem, līdz beidzot sasniedz fotosfēru jau ar zemāku enerģiju (redzamā vai infrasarkanā spektra formā). [1], [2].

3. Galvenā secība: pašreizējā Saules fāze

3.1 Spēku līdzsvars

Galvenās secības laikā notiek stabila hidrostatiska līdzsvara stāvoklis: ārējais spiediens, ko rada kodolsintēzes laikā izdalītā siltuma enerģija, kompensē gravitācijas pievilkšanu. Saule tādā stāvoklī pastāv jau aptuveni 4,57 miljardus gadu un saglabāsies šādā stāvoklī vēl aptuveni 5 miljardus gadu. Tās starojums (aptuveni 3,828 × 1026 vatu) lēnām pieaug (~1 % ik pēc ~100 miljoniem gadu), jo kodolā uzkrājas helija "pelni", un kodols pakāpeniski saraujas un sakarst, tādējādi paātrinot sintēzi.

3.2 Saules magnētiskā aktivitāte un vējš

Neskatoties uz stabilo sintēzi, Saule demonstrē dinamiskus magnētiskos procesus:

  • Saules vējš: Pastāvīgs lādētu daļiņu (galvenokārt protonu un elektronu) plūsma, kas veido heliosfēru, kas stiepjas līdz aptuveni 100 AS vai vēl tālāk.
  • Saules plankumi, zibspuldzes, vainaga masas izmešanas (CME): Izraisītas sarežģīta magnētiskā lauka konvekcijas zonā. Fotosfērā redzami Saules plankumi, kam raksturīgs aptuveni 11 gadu cikls. Saules zibspuldzes un vainaga masas izmešanas var ietekmēt Zemes magnētosfēru, bojāt satelītus un elektrotīklus.

Šī aktivitāte ir raksturīga galvenās secības zvaigznēm kā Saule, taču tā būtiski ietekmē kosmisko vidi, Zemes jonosfēru un iespējams arī dažus klimata procesus tūkstošu gadu garumā.

4. Pēc galvenās secības: pāreja uz sarkano milzeni

4.1 Ūdeņraža dedzināšana apvalkā

Novecojot Saulei, kodola ūdeņraža krājumi izsīkst. Kad tā kļūst pārāk maz, lai uzturētu stabilu sintēzi centrā (~pēc aptuveni 5 miljardiem gadu), kodols saraujas un vēl vairāk sakarst, iedegas "ūdeņraža dedzināšanas apvalks" ap nesadalīto helija kodolu. Šīs apvalka sintēzes dēļ ārējie slāņi izplešas, zvaigzne uzpūšas un kļūst par sarkano milzeni. Saules virsmas temperatūra samazinās (sarkanā milzene), taču kopējā starojuma intensitāte ievērojami pieaug – var sasniegt simtiem vai pat tūkstošus reižu lielāku nekā pašreizējā Saules spožuma.

4.2 Iekšējo planētu aprīšana?

Sarkanās milzenes stadijā Saules stars var izaugt līdz aptuveni 1 AS vai pat vairāk. Merkūrs un Venera gandrīz noteikti tiks aprīti. Par Zemes likteni nav viennozīmīgas atbildes; daudzi modeļi rāda, ka Zeme var tikt vienkārši ievelta Saules fotosfērā vai nonākt bīstami tuvu tai, un faktiski kļūt par nedzīvu, sakarsušu un izkusušu ķermeni. Pat ja fiziski Zeme netiks "apēsta", tās virsma un atmosfēra kļūs nelabvēlīgas dzīvībai [3], [4].

4.3 Hēlija aizdegšanās: horizontālais zars

Beidzot, kad kodola temperatūra sasniedz ~100 miljonus K, notiek hēlija sintēze („hēlija uzliesmojums“), ja kodols ir degenerējis. Pēc strukturālām izmaiņām hēlijs kodolā, kā arī ūdeņradis apvalkā, uztur zvaigzni īslaicīgā, bet stabilā stāvoklī (saukts par horizontālo zaru vai sarkano ķīli līdzīgas masas zvaigznēm). Šī stadija ir īsāka par galvenās secības ilgumu. Zvaigznes ārējie slāņi var nedaudz sarauties, bet zvaigzne paliek „milža“ formā.

5. Asimptotiskais milža zars (AGB) un planetārais miglājs

5.1 Divkāršais apvalks

Kad kodolā gandrīz viss hēlijs pārvēršas ogļūdeņražos un skābeklī, zvaigznē, kuras masa ir līdzīga Saulei, vairs nevar aizdegties nekāda turpmāka sintēze kodolā. Zvaigzne pāriet uz asimptotisko milža zaru (AGB), kur hēlijs un ūdeņradis turpina degt divos atsevišķos apvalkos, kas aptver oglekļa-skābekļa kodolu. Tajā laikā ārējie slāņi sāk ļoti vibrēt, un zvaigznes spožums strauji palielinās.

5.2 Termiskie impulsi un masas zudums

AGB zvaigznes piedzīvo atkārtotus termiskos impulsus. Liela masas daļa tiek zaudēta zvaigžņu vēja dēļ, aizpūšot ārējos slāņus. Tā veidojas putekļu apvalki, kas izplata nesen veidojušos smagākos elementus (piemēram, oglekli, s-procesa izotopus) starpzvaigžņu telpā. Dažu desmitu vai simtu tūkstošu gadu laikā var tikt noņemti tik daudz ārējo slāņu, ka atklājas karsts kodols.

5.3 Planetārā miglāja veidošanās

Ārējie slāņi, ko izstaro intensīvas UV starojuma ietekmē karsta atsegta kodola, veido planetāro miglāju – īslaicīgu mirdzošu gāzveida apvalku. Desmitiem tūkstošu gadu miglājs izklīst telpā. Novērotājiem tas izskatās kā gredzena vai burbuļa veida mirdzoša mākonis ap centrālo zvaigzni. Galīgajā stadijā, kad miglājs izklīst, paliek balto punduru zvaigznes kodols.

6. Baltā pundura paliekas

6.1 Kodola degenerācija un sastāvs

Pēc AGB stadijas saglabājies kodols kļūst par blīvu balto punduri, kas Saules masas zvaigznes gadījumā parasti sastāv no oglekļa un skābekļa. To atbalsta elektronu degenerācijas spiediens, papildu sintēze nenotiek. Tipiska baltā pundura masa ir apmēram 0,5–0,7 M⊙. Tās rādiuss ir līdzīgs Zemes (~6000–8000 km). Sākumā temperatūra ir ļoti augsta (desmitiem tūkstošu kelvinu), bet vēlāk pakāpeniski atdziest miljardu gadu laikā [5], [6].

6.2 Atdzišana kosmiskā laikā

Baltā pundurzvaigzne izstaro atlikušo siltuma enerģiju. Desmitiem vai simtiem miljardu gadu laikā tā kļūst arvien tumšāka, galu galā pārvēršoties gandrīz neredzamā "melno pundurzvaigžņu" stāvoklī. Šādam atdzišanas procesam būs nepieciešams laika periods, kas pārsniedz pašreizējo Visuma vecumu. Šajā galīgajā stāvoklī zvaigzne ir inertā – bez jebkādas sintēzes, tikai atdzisusi, tumša "oglekļa bumba" kosmiskajā tumsā.

7. Laika skalu kopsavilkums

  1. Pamata secība: ~10 miljardi gadu zvaigznei ar masu līdzīgu Saulei. Saule jau ir šajā stadijā aptuveni 4,57 miljardus gadu, tāpēc atlikušas aptuveni 5,5 miljardi gadu.
  2. Sarkanās milzenes fāze: Ilgst ~1–2 miljardus gadu, ietver ūdeņraža apvalka dedzināšanu un helija zibšņa stadiju.
  3. Helija dedzināšana: Īsāka stabila fāze, var ilgt vairākus simtus miljonu gadu.
  4. AGB: Termālie impulsi, liels masas zudums, kas ilgst vairākus miljonus gadu vai īsāku laiku.
  5. Planetārais miglājs: ~dažas desmiti tūkstošu gadu.
  6. Baltās pundurzvaigznes stadija: Pārtraucot sintēzi, objekts gadsimtu gaitā ilgi atdziest, līdz galu galā varētu kļūt par "melno pundurzvaigzni", ja Visums pastāvēs pietiekami ilgi.

8. Ietekme uz Saules sistēmu un Zemi

8.1 Apmākošanās perspektīvas

Aptuveni pēc ~1–2 miljardiem gadu Saules spožums būs palielinājies par aptuveni 10 %, kas var izraisīt Zemes okeānu un biosfēras iztvaikošanu siltumnīcas efekta dēļ, vēl pirms sarkanās milzenes stadijas. Skatoties ģeoloģiskajos laikmetos, Zemes piemērotība dzīvībai ir ierobežota pastāvīgi pieaugošās Saules starojuma dēļ. Teorētiski (no tālas nākotnes skatpunkta) tehnoloģiskas civilizācijas varētu apsvērt planētas orbītas maiņu vai "zvaigznes pacelšanas" (angl. star-lifting) metodes, taču tas joprojām ir vairāk fantastikas joma.

8.2 Saules ārējā sistēma

Samazinoties Saules masai AGB vēja ietekmē, gravitācijas pievilkšana vājināsies. Ārējās planētas var attālināties, to orbītas kļūs nestabilākas. Dažas pundurplanētas vai komētas var tikt izklīdinātas. Galu galā, pēc baltās pundurzvaigznes veidošanās, sistēmā var palikt tikai dažas tālas planētas vai tās var pilnībā izzust, atkarībā no tā, kā masas zudums un paisuma spēki ietekmēs to orbītas.

9. Novērojumu analoģijas

9.1 Sarkanās milženes un planetārie miglāji Piena Ceļā

Astronomi vēro sarkanās milženes un AGB zvaigznes (piemēram, Arktūrs, Mira) un planetāros miglājus (piemēram, Gredzena miglājs, Gliemeža (Helix) miglājs), kas rāda, kā nākotnē mainīsies Saule. Šīs zvaigznes sniedz datus par apvalka uzpūšanos, termālajiem impulsiem un putekļu veidošanos. Pamatojoties uz zvaigznes masu, metāla saturu un evolūcijas stadiju, var secināt, ka Saules nākotnes ceļš ir tipisks aptuveni 1 Saules masas zvaigznei.

9.2 Baltās nykštukes un drupas

Izpētot balto nykštuku sistēmas, var saprast iespējamo planētu atliekas likteni. Dažās baltajās nykštukēs atklāti smagāki metāli (kas "piesārņo" baltās nykštukes spektru), acīmredzot no iznīcinātiem asteroīdiem vai mazām planētām. Tas tieši norāda, kā Saules sistēmā saglabājušies debess ķermeņi nākotnē varētu tikt iekļauti baltajā nykštukē vai palikt tālās orbītās.

10. Secinājums

Saule pašlaik ir stabila galvenās secības zvaigzne, bet tāpat kā visas līdzīgas masas zvaigznes, tā nebūs mūžīgi. Gadu miljardu laikā tā iztērēs ūdeņradi kodolā, izplešoties līdz sarkanajai milžītei, var norīt iekšējās planētas, un pēc tam caur helija dedzināšanas stadijām pāries uz AGB fāzi. Galu galā zvaigzne nometīs ārējos slāņus, veidojot iespaidīgu planetāro miglāju, un palikušais blīvais kodols kļūs par balto nykštuki. Šī plašā evolūcijas līkne – no dzimšanas un spožuma galvenajā secībā līdz sarkanās milžītes paplašināšanās un baltās nykštukes "ugunsgrēka vietai" – raksturīga daudzām Saulei līdzīgām zvaigznēm.

Zemei šie kosmiskie pārmaiņas nozīmē neizbēgamu dzīvotspējas beigas, neatkarīgi no tā, vai tas ir saistīts ar Saules starojuma pieaugumu tuvākajā miljardā gadu vai iespējamu tiešu norīšanu sarkanās milžītes stadijā. Saules uzbūves un dzīves cikla izpratne padziļina mūsu zināšanas par zvaigžņu astrofiziku un uzsver īslaicīgo un izcilu iespēju dzīvībai rasties planētās, kā arī universālos procesus, kas veido zvaigznes. Galu galā Saules evolūcija atklāj, kā zvaigžņu veidošanās, sintēze un nāve pastāvīgi maina galaktikas, radot smagākus elementus un pārveidojot planētu sistēmas caur kosmisko pārstrādi.

Nuorodos ir tolesnis skaitymas

  1. Carroll, B. W., & Ostlie, D. A. (2017). Ievads mūsdienu astrofizikā, 2. izdevums. Cambridge University Press.
  2. Stix, M. (2004). Saule: Ievads, 2. izdevums. Springer.
  3. Sackmann, I.-J., Boothroyd, A. I., & Kraemer, K. E. (1993). “Mūsu Saule. III. Tagadne un nākotne.” The Astrophysical Journal, 418, 457–468.
  4. Schröder, K.-P., & Smith, R. C. (2008). “Saules un Zemes tālā nākotne pārskatīta.” Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 386, 155–163.
  5. Iben, I. (1991). “Asimptotinės milžinės žvaigždės evoliucija un tālāk.” Astrophysical Journal Supplement Series, 76, 55–130.
  6. Althaus, L. G., et al. (2010). “Baltojo nykštuko žvaigždžių evoliucija.” Astronomy & Astrophysics Review, 18, 471–566.
Atgriezties emuārā