Solen har alltid varit centrum för våra kosmologiska system. Men med tillkomsten av modern astronomi har människor blivit medvetna om det faktum att solen bara är en av otaliga stjärnor i vårt universum. I huvudsak är det ett helt normalt exempel på en huvudsekvensstjärna av G-typ (G2V, aka. 'gul dvärg'). Och som alla stjärnor har den en livslängd som kännetecknas av en formation, huvudsekvens och eventuell död.
Denna livslängd började för ungefär 4,6 miljarder år sedan och kommer att fortsätta i ytterligare 4,5 – 5,5 miljarder år, då den kommer att tömma sin tillgång på väte, helium och kollapsa till en vit dvärg. Men detta är bara den förkortade versionen av solens livslängd. Som alltid är Gud (eller Djävulen, beroende på vem du frågar) i detaljerna!
För att bryta ner den är solen ungefär halvvägs genom den mest stabila delen av sitt liv. Under de senaste fyra miljarderna åren, under vilken tid planeten jorden och hela solsystemet föddes, har den förblivit relativt oförändrad. Detta kommer att förbli fallet i ytterligare fyra miljarder år, då kommer det att ha uttömt sin tillgång på vätgas. När det händer kommer några ganska drastiska saker att hända!
Solens födelse:
Enligt Nebulärteori , Solen och alla planeter i vårt solsystem började som ett gigantiskt moln av molekylär gas och damm. Sedan, för cirka 4,57 miljarder år sedan, hände något som fick molnet att kollapsa. Detta kunde ha varit resultatet av en passerande stjärna, eller chockvågor från en supernova, men slutresultatet var en gravitationskollaps i mitten av molnet.
Konstnärens koncept av en stjärna omgiven av ett molekylärt moln för att bilda en virvlande skiva som kallas en 'protoplanetarisk skiva.' Kredit: NASA/JPL-Caltech
Från denna kollaps började fickor av damm och gas att samlas in i tätare områden. När de tätare områdena drog in mer och mer materia fick bevarandet av momentum att den började rotera, medan ökande tryck fick den att värmas upp. Det mesta av materialet hamnade i en boll i mitten medan resten av materialet plattades ut till en skiva som cirklade runt den.
Bollen i mitten skulle så småningom bilda solen, medan skivan av material skulle bilda planeterna. Solen tillbringade cirka 100 000 år som en kollapsande protostjärna innan temperatur och tryck i det inre antände fusion i dess kärna. Solen började som en T Tauri stjärna – en vilt aktiv stjärna som blåste ut en intensiv solvind. Och bara några miljoner år senare slog den sig ner i sin nuvarande form. Solens livscykel hade börjat.
Huvudsekvensen:
Solen, liksom de flesta stjärnor i universum, befinner sig på huvudsekvensstadiet av sitt liv, under vilket kärnfusionsreaktioner i dess kärna smälter samman väte till helium. Varje sekund omvandlas 600 miljoner ton materia till neutriner, solstrålning och ungefär 4 x 1027Watt energi. För solen började denna process för 4,57 miljarder år sedan, och den har genererat energi på detta sätt sedan dess.
Denna process kan dock inte vara för evigt eftersom det finns en ändlig mängd väte i solens kärna. Hittills har solen omvandlat uppskattningsvis 100 gånger jordens massa till helium och solenergi. När mer väte omvandlas till helium fortsätter kärnan att krympa, vilket gör att de yttre lagren av solen kan röra sig närmare mitten och uppleva en starkare gravitationskraft.
Solen fångade av NASA:s Solar Dynamics Observatory Spacecraft.
Detta lägger mer tryck på kärnan, som motstås av en resulterande ökning av hastigheten med vilken fusion sker. I grund och botten betyder detta att när solen fortsätter att förbruka väte i sin kärna, så går fusionsprocessen snabbare och solens uteffekt ökar. För närvarande leder detta till en ökning av ljusstyrkan med 1 % var 100:e miljon år och en ökning med 30 % under de senaste 4,5 miljarderna åren.
Om 1,1 miljarder år från nu kommer solen att vara 10 % ljusare än den är idag, och denna ökning av ljusstyrkan kommer också att innebära en ökning av värmeenergin, som jordens atmosfär kommer att absorbera. Detta kommer att utlösa en fuktig växthuseffekt här på jorden som liknar den skenande uppvärmningen som gjorde Venus till den helvetesmiljö vi ser där idag.
Om 3,5 miljarder år kommer solen att vara 40 % ljusare än den är just nu. Denna ökning kommer att få haven att koka, inlandsisarna att permanent smälta och all vattenånga i atmosfären går förlorad till rymden. Under dessa förhållanden kommer livet som vi känner det inte att kunna överleva någonstans på ytan. Kort sagt, planeten jorden kommer att bli ännu en varm, torr Venus.
Kärnväteutmattning:
Allt måste ta slut. Det är sant för oss, det är sant för jorden, och det är sant för solen. Det kommer inte att hända någon gång snart, men en dag i en avlägsen framtid kommer solen att ta slut på vätebränsle och sakta sjunka mot döden. Detta kommer att börja om ungefär 5,4 miljarder år, då solen kommer att lämna huvudsekvensen av sin livslängd.
Med sitt väte uttömt i kärnan kommer den inerta heliumaska som byggts upp där att bli instabil och kollapsa av sin egen tyngd. Detta kommer att göra att kärnan värms upp och blir tätare, vilket gör att solen växer i storlek och går in i Röd jätte fas av dess utveckling. Det beräknas att den expanderande solen kommer att växa sig stor nog att omfatta omloppsbanan Merkurius , Venus , och kanske till och med jorden . Även om jorden överlever kommer den intensiva värmen från den röda solen att bränna vår planet och göra det helt omöjligt för liv att överleva.
Slutfasen och döden:
När den väl når Röd-jätte-gren (RGB)-fasen kommer solen att ha cirka 120 miljoner år av aktivt liv kvar. Men mycket kommer att hända på den här tiden. För det första kommer kärnan (full av degenererat helium) att antändas våldsamt i en heliumblixt – där cirka 6 % av kärnan och 40 % av solens massa kommer att omvandlas till kol inom några minuter.
Solen kommer då att krympa till cirka 10 gånger sin nuvarande storlek och 50 gånger sin ljusstyrka, med en temperatur som är lite lägre än idag. Under de kommande 100 miljoner åren kommer den att fortsätta att bränna helium i sin kärna tills den är slut. Vid det här laget kommer den att vara i sin Asymptotisk-jätte-gren (AGB) fas, där den kommer att expandera igen (mycket snabbare den här gången) och bli mer lysande.
Under de kommande 20 miljoner åren kommer solen sedan att bli instabil och börja förlora massa genom en serie termiska pulser. Dessa kommer att inträffa vart 100 000:e år eller så och blir större varje gång och ökar solens ljusstyrka till 5 000 gånger dess nuvarande ljusstyrka och dess radie till över 1 AU.
Vid denna tidpunkt kommer solens expansion antingen att omfatta jorden eller göra den helt ogästvänlig för livet. Planeter i det yttre solsystemet kommer sannolikt att förändras dramatiskt, eftersom mer energi absorberas från solen, vilket gör att deras vattenisar sublimeras - kanske bildar tät atmosfär och ythav. Efter 500 000 år eller så kommer bara hälften av solens nuvarande massa att finnas kvar och dess yttre hölje kommer att börja bilda en planetarisk nebulosa.
Utvecklingen efter AGB kommer att gå ännu snabbare, eftersom den utstötta massan joniseras för att bilda en planetarisk nebulosa och den exponerade kärnan når 30 000 K. Den slutliga, nakna kärntemperaturen kommer att vara över 100 000 K, varefter resten kommer att svalna mot en vit dvärg . Den planetariska nebulosan kommer att skingras om cirka 10 000 år, men den vita dvärgen kommer att överleva i biljoner år innan den bleknar till svart.
Vår sols ultimata öde:
När människor tänker på stjärnor som dör, är det som vanligtvis kommer att tänka på massiva supernovor och skapandet av svarta hål. Detta kommer dock inte att vara fallet med vår sol, på grund av det enkla faktum att den inte är tillräckligt massiv. Även om det kan verka enormt för oss, men solen är en relativt låg massastjärna jämfört med några av de enorma högmassstjärnorna där ute i universum.
Som sådan, när vår sol får slut på vätebränsle, kommer den att expandera till en röd jätte, blåsa av sina yttre skikt och sedan slå sig ner som en kompakt vit dvärgstjärna och sedan långsamt svalna i biljoner år. Om solen däremot hade ungefär 10 gånger sin nuvarande massa, skulle den sista fasen av dess livslängd vara betydligt mer (ahem) explosiv.
När denna supermassiva sol fick slut på vätebränsle i sin kärna, skulle den övergå till att omvandla heliumatomer och sedan kolatomer (precis som vår egen). Denna process skulle fortsätta, med solen som förbrukar tyngre och tyngre bränsle i koncentriska lager. Varje lager skulle ta kortare tid än det förra, ända upp till nickel – vilket kan ta bara en dag att bränna igenom.
Sedan skulle järn börja byggas upp i kärnan av stjärnan. Eftersom järn inte avger någon energi när det genomgår kärnfusion, skulle stjärnan inte ha något mer yttre tryck i sin kärna för att förhindra att den kollapsar inåt. När cirka 1,38 gånger solens massa är järn samlat i kärnan, skulle det katastrofalt implodera och frigöra en enorm mängd energi.
Inom åtta minuter, hur lång tid det tar ljus för att resa från solen till jorden , skulle en ofattbar mängd energi svepa förbi jorden och förstöra allt i solsystemet. Energin som frigörs från detta kan räcka för att en kort stund överglänsa galaxen och en ny nebulosa (som Krabbanebulosan ) skulle vara synlig från närliggande stjärnsystem och expandera utåt i tusentals år.
Allt som skulle återstå av solen skulle vara en snabbt snurrande neutronstjärna, eller kanske till och med ett stjärnigt svart hål. Men detta ska naturligtvis inte vara vår sols öde. Med tanke på dess massa kommer den så småningom att kollapsa till en vit stjärna tills den bränner ut sig själv. Och naturligtvis kommer detta inte att hända förrän om 6 miljarder år eller så. Vid den tidpunkten kommer mänskligheten antingen att vara död sedan länge eller ha gått vidare. Under tiden har vi massor av soldagar att se fram emot!
Vi har skrivit många intressanta artiklar om solen här på Universe Today. Här är Vilken färg har solen? , Vilken typ av stjärna är solen? , Hur producerar solen energi? , och Kan vi terraforma solen?
Astronomy Cast har också några intressanta avsnitt om ämnet. Kolla på dem- Avsnitt 30: The Sun, Spots and All , Avsnitt 108: The Life of the Sun , Avsnitt 238: Solar Activity .
För mer information, kolla in NASAs solsystemguide .
