Судьба жизни в Солнечной системе



Мы поможем в написании ваших работ!


Мы поможем в написании ваших работ!



Мы поможем в написании ваших работ!


ЗНАЕТЕ ЛИ ВЫ?

Судьба жизни в Солнечной системе



 

Точно так же, как когда-то некие космические процессы породили жизнь на нашей планете (возможно, это стало следствием затухания интенсивной метеоритной бомбардировки примерно 3,9 млрд. лет назад), так и далекая космическая катастрофа когда-нибудь в будущем может уничтожить все проявления жизни не только на Земле, но и во всей Солнечной системе. Такой катастрофой может стать, к примеру, гибель массивной звезды, превышающей наше Солнце по массе примерно в 8 раз, если реакции термоядерного синтеза уже не смогут поддерживать её существование. Мы даже будем наблюдать коллапс такой звезды в виде гигантского космического взрыва.

Рис 7.1

На рис.7.1 показан взрыв, сопровождающий рождение сверхновой звезды типа II. Упоминание о типе звезды не случайно, так как существуют и сверхновые звезды иного вида, которые относят к типу I. Более того, эти виды сверхновых звезд тоже имеют разные характеристики и могут быть классифицированы ещё по трем подклассам. Первый из них (Iа) возникает в двойных системах, когда две звезды расположены настолько близко друг к другу, что могут обмениваться веществом, в результате чего взрывается та из них, которая захватывает вещество. В двух других подклассах (Ib и Ic) взрыву массивной звезды предшествует значительная потеря массы; иногда это также происходит в тесной двойной системе.

Обычно взрыв сверхновой сопровождается мощным потоком частиц и электромагнитного излучения (особенно, в рентгеновском диапазоне энергий), поэтому достаточно близкий взрыв может нанести существенный вред всем формам земной жизни, за исключением, возможно, некоторых особо стойких к излучению штаммов бактерий или организмов, живущих под поверхностью нашей планеты. При взрыве звезды поток гамма-излучения может быть сконцентрирован вдоль оси её вращения, так что жизнь на Земле может пострадать даже в том случае, если взрыв произойдет в нескольких тысячах световых лет от нас, но луч окажется случайно направлен на нашу планету. Пока мы можем только гадать о том, сколь часто Земля в своей прошлой истории подвергалась мощному излучению такого рода: очень грубые оценки позволяют считать, что одно такое событие может происходить в среднем за период от 0,1 до 1 млрд. лет. Если справедлива первая, более высокая оценка, то именно с взрывами сверхновых звезд могли быть связаны некоторые известные примеры массового вымирания биологических видов на Земле (о чем говорилось в разделе 3.2.2), хотя ученым представляется более надежной вторая оценка. Очень мощные взрывы сверхновых, способные практически стерилизовать Землю, происходят ещё реже. Нам ничего не известно о взрывах такой мощности за последние 3,9 млрд. лет, и поэтому можно надеяться, что ничего подобного не произойдет и до завершения основного жизненного цикла Солнца, то есть примерно за будущие 6 млрд. лет.

Другим видом космической катастрофы межзвездного масштаба могло бы стать сближение Солнца с какой-либо звездой на столь близкое расстояние, что её гравитационное воздействие смогло бы серьезно изменить орбиты планет. Расчеты показывают, что такая ситуация является весьма маловероятной, так как при этом звезды должны сблизиться до нескольких десятков астрономических единиц, но в окрестности Солнца звезды удалены друг от друга в среднем на расстояния в тысячи раз большие. Кроме того, скорость хаотического движения звезд составляет лишь несколько десятков километров в секунду. При таких условиях тесные сближения между ними происходят не чаще одного раза в 1000 млрд. лет. Гораздо более крупной и удобной мишенью для соседних звезд является описанное в разделе 1.1.1 кометное облако Оорта (диаметром в 105 а.е.), проходя через которое, звезда или плотное межзвездное облако вполне могут значительно нарушить орбиты многих комет и направить их к планетам. Хотя такая кометная бомбардировка и может вызвать массовое вымирание биологических видов (весьма вероятно, что такие события действительно происходили в прошлом), однако о полной стерилизации планеты в этом случае, конечно, не может быть и речи.

 

Катастрофы такого рода очень трудно предсказать, и в настоящее время ничто не указывает на их возможность. С другой стороны, следует помнить, что если жизнь на Земле просуществует достаточно долго, то когда-нибудь должна будет завершиться из-за эволюции самого Солнца. Более того, мы можем придумывать (а возможно, даже и создавать!) какие-то методы защиты от внешних катастроф, но трудно представить себе защиту от изменений самого Солнца, составляющего основу нашей планетной системы.

 

Эволюция Солнца

7.1.1. Эволюция на главной последовательности и переход к стадии гиганта

 

В разделе 1.1.2 говорилось о том, что наше Солнце уже прошло примерно половину пути своей эволюции на главной последовательности, которая в общей сложности продлится около 11 млрд. лет. В этой фазе развития светимость Солнца обеспечивается термоядерной реакцией синтеза гелия из водорода. Температура в недрах Солнца растет с глубиной, но лишь в центральной части она оказывается достаточно высокой для протекания реакции слияния ядер водорода (1,5 ´ 107 К). В жизненном цикле звезд этот этап соответствует сравнительно устойчивому состоянию, при котором кратковременные изменения светимости и эффективной температуры достаточно малы. Помимо этого существуют и долговременные изменения (о них говорилось в разделе 4.2), которые становятся особенно сильными в конце эволюции на главной последовательности. Внешние проявления эволюции звезд будут подробно рассмотрены в разделе 7.2, а сейчас мы обсудим процессы, протекающие внутри Солнца в период его эволюции на главной последовательности и приводящие позднее к этим внешним проявлениям.

Квазиравновесное состояние внутренних областей Солнца поддерживается за счет баланса двух конкурирующих сил. С одной стороны, рост давления с глубиной создает внутри звезды естественный перепад (градиент) давления, стремящийся вызвать расширение Солнца; но, с другой стороны, на вещество Солнца действует сила его собственной гравитации, стремящаяся стянуть все вещество «внутрь». В результате Солнце практически ни сжимается, ни расширяется. Градиент давления поддерживается термоядерным синтезом в недрах звезды, а выделяющаяся при этом энергия расходуется только на поддержание светимости Солнца. На самом деле описанное равновесие процессов является всего лишь приближенным из-за целого ряда обстоятельств. Например, светимость Солнца медленно, но постоянно возрастает, что легко объяснить накоплением гелия в центральной части звезды. Дело в том, что каждое ядро гелия возникает в результате слияния четырех ядер водорода, что уменьшает давление в центре и нарушает описанное выше равновесие между гравитацией и давлением. Для поддержания давления центральная область звезды постепенно сжимается, в результате чего часть гравитационной энергии переходит в тепловую, повышая температуру центральной области и (при одновременном увеличении плотности) вызывая рост давления и соответствующее этому восстановление равновесия сил. Повышение температуры и плотности, в свою очередь, приводит к росту скорости термоядерного синтеза, создавая новый, дополнительный градиент температуры и давления. Благодаря большему выделению энергии в центральной области, светимость Солнца возрастает, в результате чего оно меняет свое положение на главной последовательности.

Конец эволюции на главной последовательности наступит, когда почти весь водород в центральной части Солнца выгорит, а оставшийся тонкий слой водорода вокруг ядра окажется недостаточным для поддержания реакции синтеза, в результате чего выделение энергии в небольшом центральном объеме окажется слишком слабым для поддержания описанного выше равновесия. К этому моменту ядро Солнца уже будет состоять почти исключительно из гелия и значительно сократится в размере, но из-за выделения гравитационной энергии его температура повысится, в результате чего реакция синтеза уже сможет протекать не только в центральной части, но и в окружающем её слое, содержащем водород. Образующийся в этом слое гелий будет опускаться в ядро, сокращая его размер с одновременным разогревом. Внешняя граница горящей водородной оболочки при этом будет сдвигаться к поверхности, увеличивая энерговыделение Солнца и одновременно чудовищно раздувая его размер. Эффективная температура Солнца Те будет уменьшаться, в результате чего характерный желтый оттенок его излучения должен смениться на красный. Светимость L описывается фундаментальным уравнением:

 

L = 4 pR2 s Те 4 (7.1),

 

где величина 4 pR2 – это площадь поверхности Солнца, а s Те 4 – энергия, излучаемая единицей этой поверхности (параметр s – фундаментальная константа, называемая постоянной Стефана-Больцмана и равная 5,67 ´ 10–8 Вт м–2 К–4 ; см. Приложение). Несмотря на уменьшение Те, светимость в описанных условиях должна значительно возрасти, благодаря значительному и резкому увеличению радиуса R. Весь описанный переход произойдет в течение нескольких сотен миллионов лет, после чего Солнце превратится в огромную по размеру звезду, относящуюся к типу так называемых красных гигантов.

 

7.1.2. Дальнейшая эволюция Солнца

 

Став красным гигантом, Солнце вначале будет иметь структуру, показанную на рис. 7.2, где крошечное ядро (примерно вдвое больше Земли) состоит почти исключительно из гелия и окружено толстым слоем, в котором происходит синтез гелия из водорода. Подавляющая доля массы Солнца при этом будет содержаться в ядре и этом слое, однако объем Солнца чудовищно возрастет из-за раздувания огромной оболочки из водорода и гелия (радиус которой будет соответствовать примерно 1 а.е.). При этом масса инертного гелиевого ядра будет по-прежнему возрастать за счет синтеза, или «сжигания» водорода, приводя дальнейшему сокращению размера ядра и повышению его температуры.

Рис 7.2

Через сотни миллионов лет температура ядра возрастет примерно до 108 К, после чего начнется процесс «сжигания» гелия, в результате чего произойдет так называемая гелиевая вспышка ядра звезды. Этот процесс не может начаться раньше, при более низких температурах, поскольку ядро гелия содержит два протона, а ядра водорода только по одному, вследствие чего электростатическое отталкивание между двумя ядрами гелия значительно сильнее, чем между ядрами водорода. Сближение и дальнейшее слияние ядер гелия требует намного больше энергии (т.е. увеличения скорости столкновения). Синтез новых элементов из ядер гелия приводит, в конечном счете, к возникновению кислорода и углерода по следующей, многоступенчатой схеме. Прежде всего, из двух ядер гелия в результате реакции

 

4Не + 4Не ® 8Ве (7.2)

 

образуется весьма нестабильное ядро 8Ве, легко распадающееся вновь на два ядра гелия. Однако в очень плотных гелиевых недрах красного гиганта ядро бериллия до распада иногда успевает столкнуться ещё с одним ядром гелия, в результате чего происходит реакция

 

8Ве + 4Не ® 12С + g (7.3),

 

приводящая к образованию устойчивого ядра 12С. Это ядро соответствует наиболее распространенному изотопу углерода, так что именно благодаря реакции (7.3) в глубинах красных гигантов возник и продолжает возникать почти весь углерод во Вселенной. Кстати, процесс образования ядра углерода из трех ядер гелия получил название «три-альфа реакция», поскольку изолированное ядро гелия исторически принято называть альфа-частицей. Это экзотермический процесс, и выделяющаяся при нём теплота создает градиент давления, препятствующий дальнейшему сжатию ядра красного гиганта. Часть атомов углерода дополнительно участвует ещё в одной, также экзотермической реакции синтеза:

 

12С + 4Не ® 16О + g (7.4),

 

приводящей к образованию наиболее распространенного изотопа кислорода 16О, то есть объясняющей появление атомов кислорода в наблюдаемой Вселенной.

"Горение" гелия приведет к выделению в ядре звезды огромного количества энергии, что вызовет значительный рост размера звезды. Ядро и водородная оболочка при расширении несколько охладятся, в результате чего скорость слияния атомов водорода в оболочке уменьшится. Внешняя часть оболочки при этом начнет сокращаться, и Солнце в целом несколько уменьшится в размерах, хотя и останется по-прежнему значительно крупнее обычных звезд главной последовательности. Кстати, сжатие оболочки приведет к небольшому росту эффективной температуры поверхности, благодаря чему Солнце вновь приобретет свою характерную желтую окраску, хотя из-за сжатия его светимость несколько понизится, как следует из уравнения (7.1). Таким образом, наше Солнце должно покинуть главную последовательность, потеряв примерно 20% массы (в основном, благодаря интенсивному солнечному ветру непосредственно перед «поджогом» гелия в ядре).

Слияние ядер гелия в центральной части Солнца будет продолжаться примерно 100 млн. лет и закончится полным "сгоранием" гелия, в результате чего ядро Солнца будет состоять целиком из углерода и кислорода. При этом ядро звезды будет продолжать сжиматься, и его температура вновь повысится, так что и температура в прилегающем к ядру слое гелия также возрастет. Поэтому, как прежде это было со слоем водорода, в окружающей ядро звезды оболочке будет продолжаться синтез из ядер гелия, а выделяющаяся при этом энергия вызовет чудовищное увеличение размера Солнца. И хотя произойдет некоторый спад температуры, – так что Солнце вновь станет красным, – его светимость значительно увеличится.

Заключительный этап эволюции Солнца в фазе гиганта является довольно сложным (хотя и очень коротким), но этот этап его развития почти не имеет отношения к теме данной книги, поскольку в это время Солнечная система наверняка уже вновь станет безжизненной. Эволюция в фазе красного гиганта заканчивается выбросом в пространство огромных газовых оболочек, после чего Солнце сохранит примерно лишь половину своей массы, в основном внутри чрезвычайно горячего ядра, состоящего из углерода и кислорода. Вначале такой остаток будет иметь очень высокую температуру, но затем он довольно быстро остынет вплоть до температуры около 2 ´ 104 К. Звезду в этом состоянии называют белым карликом, так как, несмотря на достаточно высокую температуру, она сокращается примерно до размеров Земли и имеет очень слабую светимость, в полном соответствии с уравнением (7.1). «Молодой» белый карлик обладает довольно интенсивным ультрафиолетовым излучением, которое возбуждает флуоресцентное свечение окружающей газовой оболочки, и та выглядит как планетарная туманность типа показанной на рис. 7.3.

Рис 7.3

(Разумеется, оболочки вокруг белых карликов не имеют ничего общего с планетами, а название возникло из-за того, что при наблюдении в старые телескопы эти дискообразные оболочки напоминали астрономам планеты.) На этом этапе развития в звезде не происходят никакие ядерные реакции, способные создавать градиент давления и поддерживать её форму, однако белые карлики существуют благодаря очень высокой плотности электронов в их недрах. Дело в том, что существует квантовомеханический эффект, запрещающий электронам находиться в одинаковых состояниях, благодаря чему возникает так называемое давление вырожденного электронного газа (физическая сущность этого эффекта изложена в некоторых книгах, указанных в Приложении). В таком пассивном состоянии (отсутствие ядерных реакций, сохранение размера) белый карлик будет медленно остывать и гаснуть в течение миллиардов лет, пока не погрузится в полную тьму. Поэтому, даже если какие-то формы жизни и могут выжить на ранних этапах эволюции звезды, ни одна из них, по-видимому, не будет способна к дальнейшему существованию в жесточайших условиях, возникающих при угасании белого карлика.

 



Последнее изменение этой страницы: 2016-04-23; Нарушение авторского права страницы; Мы поможем в написании вашей работы!

infopedia.su Все материалы представленные на сайте исключительно с целью ознакомления читателями и не преследуют коммерческих целей или нарушение авторских прав. Обратная связь - 3.238.117.56 (0.007 с.)