Строение, изучение и эволюция Солнца и звезд. Строение и эволюция Вселенной. Характеристики и состав Солнца. Стадии развития звезд
Эволюция Солнца и звезд
По характеру спектра излучения, светимости и по возрасту (5×10 9 лет) Солнце, как мы знаем, является зрелой звездой и на диаграмме Герцшпрунга-Рессела занимает положение, присущее звездам поздних эволюционных классов. Если исходить из принятой концепции полностью водородного состава Солнца, при наблюдаемой энергии излучения время его активной жизни как было показано составит:
Лет. (XIV.25)
На наш взгляд, получаемое таким образом значение неприемлемо, так как оно сравнимо или даже превосходит время существования самой Метагалактики, т.е. видимой части Вселенной. Кроме того, полная расчетная мощность излучения водородного Солнца много выше наблюдаемой – 3×10 27 Вт против 4×10 26 Вт (см. гл.). Это значит, что кроме водорода солнечное вещество содержит значительное количество других элементов, не участвующих напрямую в реакции термоядерного синтеза. Это вещество металлического ядра, различные катализаторы и силикаты, входившие в состав первичного газопылевого облака.
Если же исходить из представлений об универсальности строения протовещества Солнечной системы, то количество водорода в общей массе вещества протосолнца будет не больше 2% (Кесарев, 1976). Это следует из расчета содержания различных элементов исходя из их химико-эквивалентных соотношений в первичном составе протовещества в различных классах метеоритов, комет и Луны и продуктов их переработки, каковыми на Земле являются верхние горизонты коры, гидросфера и атмосфера планеты.
В этом случае масса водорода в общей солнечной массе будет равна = 4×10 31 г и при наблюдаемой мощности излучения I 0 = 4×10 26 Вт его продолжительность составит:
лет. (XIV.26)
Время жизни Солнца сегодня оценивается в 4,7 – 5,0×10 9 лет. Возникают вопросы: как соотнести эти цифры, и почему светило не погасло?
Дело в том, что возраст Солнечной системы оценивается исходя из возраста древнейших пород Земли, Луны, метеоритного вещества, а он не выходит за пределы 4,5 – 4,7×10 9 лет. Расчеты для полностью водородного состава (Шкловский, 1984) позволяют оценить полное время конденсации пылегазового облака в протозвезду (до выхода ее на главную последовательность) величиной 80×10 6 лет. Расчетная формула получается следующим образом: путь, пройденный веществом в ходе аккреции R за время t , будет равен:
где ускорение силы тяжести
Отсюда находим t :
, (XIV.29)
где через обозначена средняя плотность облака
Таким образом, время сжатия облака зависит от его начальной плотности. Перепишем формулу (XIV.29) с учетом выражения для гравитационной неустойчивости облака:
(пк). (XIV.31)
Если молекулярный вес вещества облака m = 2, Т = 20°, то облако массой, равной солнечной, сожмется за миллион лет:
лет. (XIV.32)
Это первая стадия, получившая название стадии падения. Однако здесь много неопределенного. Процесс звездообразования не происходит в таких малых массах вещества, как солнечная. Молодые звезды обычно наблюдаются группами (скоплениями) и окутаны облаком туманности (рис. 111). Размеры таких глобул, например в туманности Лагуна, достигают десятков парсек, а масса в несколько раз больше солнечной. Солнце, по всей вероятности, формировалось совместно с группой звезд Центавра, имеющих, кстати, те же характеристики и располагающихся на диаграмме Герцшпрунга-Рессела рядом с нашим светилом. Облако большей, чем солнечная, массы имеет меньшую температуру. Поэтому в формуле (XIV.32) увеличение этих параметров на порядок на столько же увеличивает время стадии конденсации Солнца. С другой стороны, сохраняется неопределенность между временем существования самого облака до начала его конденсации. А мы, по существу, оцениваем возраст Солнечной системы с учетом возраста именно этого исходного материала. Если бы время формирования
Рис. 111. Глобулы в туманности Лагуна
протозвездных туманностей составляло всего несколько миллионов или даже десятков миллионов лет, то с учетом возраста нашей Метагалактики (11×10 9 лет) газопылевые туманности были крайне редким явлением в ней. Если же часть туманностей образуется при взрыве сверхновых и в ходе финальной стадии эволюции красных гигантов, то вследствие исключительной редкости этих явлений, особенно красных гигантов, следует признать время конденсации туманности до протозвездных кондиций достаточно большим, во всяком случае не менее сотен миллионов лет. С учетом сказанного, а также длительности второй стадии становления протозвезды до своего перехода на главную последовательность – 100 млн. лет – к приведенной выше оценке длительности эволюции Солнца (4×10 9 лет) необходимо добавить не менее 5 – 7×10 8 лет, которые ушли на дозвездную стадию. Эта стадия складывается из периода существования вещества в форме туманности и стадии падения (стадия Хаяши), когда термоядерный реактор расходования водорода еще не был запущен. С этими замечаниями полученная нами оценка продолжительности жизни звезды с солнечной массой в 5×10 9 лет не кажется фантастической. Запасов водорода на Солнце осталось не более чем на несколько сот миллионов лет. На диаграмме Герцшпрунга-Рессела преобладают звезды с массой, близкой и меньше солнечной. Это значит, что сегодня, спустя 11 млрд. лет после возникновения Метагалактики, наиболее заселена нижняя часть главной последовательности. Иными словами, в окружающем нас мире преобладают старые звезды. Звездообразование идет в основном в центральной части, примыкающей к ядру Галактики. Если же следовать водородной концепции Солнца и всех без исключения звезд, то спектральных классов К и М, части звезд класса G, а также большей части красных гигантов и белых карликов, принадлежащих к старым, далеко проэволюционировавшим звездам, просто не существовало бы. Однако наблюдаемое многообразие классов звезд свидетельствует об обратном, и причина здесь не только в различиях исходных масс, но и в более краткой их жизни, чем это получается, если следовать преимущественно водородному составу протовещества дозвездных туманностей.
Начальную стадию образования Солнца мы рассмотрим в гл. XV. Здесь же остановимся на общих аспектах звездообразования, теория которых сегодня разработана в весьма высокой степени. В самом общем виде весь ход эволюции звезды можно представить следующим образом.
Первая стадия – стадия Хаяши, как мы уже знаем, заключается в гравитационной аккреции туманности, в ходе которой облако сжимается от радиуса орбиты Плутона до радиуса орбиты Меркурия. На это требуется, как мы видели, от одного до десяти миллионов лет. На запуск всеобъемлющей термоядерной реакции протон-протонного цикла требуется около 100 млн. лет. Вначале гравитационное сжатие запускает термохимический реактор. По достижении Т = 10 6 К запускается термоядерный реактор на легких элементах D, Li, Be и В. Возникающее при этом газовое противодавление останавливает сжатие протозвезды. По мере выработки легких элементов температура повышается до нескольких миллионов градусов Кельвина, газовое противодавление уменьшается и протозвезда, возобновив сжатие, быстро схлопывается. Возникает вспышка протозвезды, а температура в зоне коллапса мгновенно возрастает до величин, больших 10 7 К. Это позволяет запустить реакцию протон-протонного типа. По мере охватывания этой реакцией всего объема вещества протозвезда постепенно, пройдя стадии неустойчивости горения и тепломассопереноса (звезда переменного блеска типа Т-Тельца), выходит на третий этап стационарного режима излучения и садится на главную последовательность диаграммы Герцшпрунга-Рессела.
Это самый длительный этап в жизни звезды. Для звезд с массой, близкой солнечной, он охватывает период около 4×10 9 лет.
С выработкой главного термоядерного горючего – водорода – звезда не сразу прекратит свое существование. Она будет стремиться использовать в качестве нового горючего элементы вещества, наработанные в предыдущей реакции. В упрощенном виде эту цепочку синтеза можно представить следующим образом:
Н ® 3 Не ® 7 Ве ® 7 Li.
Эти реакции могут идти с присоединением протона и испусканием нейтрино. Если же водород полностью выгорел, то происходит быстрое сжатие (с возможным коллапсом) звезды, температура на поверхности металлического ядра повышается до 10 8 К, а внешняя оболочка, сбрасываясь в результате взрыва, расширяется до размеров орбиты Земли. Образуется красный гигант. В центре обнажается раскаленное ядро – металлическое или гелиевое, в зависимости от по преобладающего состава звезды. Это белый карлик. Ввиду сохранения момента количества вращательного движения со сбросом внешних оболочек скорость вращения ядра резко увеличивается.
На металлическом (как правило, железном) ядре реакции синтеза прекращаются. Поэтому оно будет в дальнейшем медленно остывать и, остыв, пополнит скрытую массу Вселенной.
Гелиевое же ядро продолжит свою эволюцию синтезом новых элементов, по выработке каждого из которых будет коллапсировать. Во время коллапса температуры будут возрастать до 10 8 – 10 9 К, давление и плотность вещества в остающемся теле звезды также возрастут. Синтез очередного более тяжелого элемента с участием ядер гелия требует все более высоких энергий. Это объясняется ростом заряда ядра в соответствии с периодической системой элементов таблицы Менделеева, что в свою очередь сопровождается возрастанием энергетического (кулоновского) барьера. Например, для реакции синтеза 12 С и 16 О уже требуется температура порядка 10 9 К. Такую температуру остатки звезды с солнечной массой создать не могут. Поэтому дальнейшая эволюция 4 Не ® 8 Ве ® 12 С ® 16 О возможна лишь на массивных звездах-гигантах, в которых реакции продолжаются (табл. XIV.1):
16 О + 16 О ® 28 Si + 4 He и др. Реакции заканчиваются на железе 56 Fe и близких ему элементах. Но таблица Менделеева содержит элементы тяжелее железа. Как же они образуются?
55. Эволюция Солнца
облако межзвездной материи достигло критической массы и начался процесс гравитационной конденсации. Пылевые частицы и газовые молекулы падают к центру облака, потенциальная энергия гравитации переходит в кинетическую, а кинетическая энергия в результате столкновений - в тепло. Облако нагревается и вследствие увеличения температуры возрастает его излучение. Оно превращается в протозвезду (звезда в начальной стадии развития). По мере сжатия протозвезды температура ее увеличивается, Когда температура в недрах звезды достигает нескольких миллионов градусов, начинаются термоядерные реакции. Сначала «выгорает» дейтерий, а затем литий, бериллий и бор. Сжатие в результате выделения дополнительной энергии замедляется, но не прекращается совсем, так как эти элементы быстро оказываются израсходованными. Когда температура повышается еще больше, начинают действовать протон-протонные реакции (для звезд с массой, меньшей 1,5 M ) или углеродно-азотный цикл (для звезд с большей массой). Эти реакции могут поддерживаться длительное время, сжатие прекращается и протозвезда превращается в обычную звезду главной последовательности. Протозвезды, имеющие такую же массу, как Солнце, сжимаются за 10 8 лет. В результате термоядерных реакций, протекающих в недрах звезды, происходит «выгорание» водорода. Время пребывания на главной последовательности зависит от скорости термоядерных реакций, а скорость реакций-от температуры. Чем больше масса звезды, тем выше должна быть температура в ее недрах, чтобы газовое давление могло уравновесить вес вышележащих слоев. Поэтому ядерные реакции в более массивных звездах идут быстрее и время пребывания на главной последовательности для них меньше, так как быстрее расходуется энергия Ядерные реакции идут только в центральной части звезды. В этой области (конвективное ядро звезды) вещество все время перемешивается. При выгорании водорода радиус и масса конвективного ядра уменьшаются. Когда весь водород в ядре звезды превратится в гелий, вторая стадия эволюции (стадия главной последовательности) заканчивается. Реакции превращения водорода в гелий продолжают идти только на внешней границе ядра. Расчеты показывают, что при этом ядро сжимается, плотность и температура в центральной части звезды возрастают, увеличивается светимость и радиус звезды. Звезда сходит с главной последовательности и становится красным гигантом, вступая в третью стадию эволюции.Предполагается, что в стадии красного гиганта (или сверхгиганта) в плотном ядре звезды в течение некоторого времени может идти реакция превращения гелия в углерод. Для этого температура в центральных частях звезды должна достигать 1.5 10 8 °K. Когда гелиевая реакция внутри ядра и водородные реакции на его границе исчерпывают себя, третья стадия эволюции (стадия красного гиганта) приходит к концу. Протяженная оболочка гиганта при этом расширяется, ее наружные слои не могут удерживаться силой тяготения и начинают отделяться. Звезда теряет вещество, и масса ее уменьшается. Наблюдения показывают, что у красных гигантов и сверхгигантов действительно иногда имеет место истечение вещества из атмосферы. Когда протяженная оболочка гиганта рассеется, остается только ее центральное ядро, полностью лишенное водорода. В случае звезд с массой, не превосходящей солнечную в 2-3 раза, вещество ядра находится в вырожденном состоянии, так же как и вещество белых карликов. белые карлики и являются четвертым и последним этапом эволюции таких звезд, следующим за стадией красного гиганта. В белых карликах ядерные реакции не идут. Белые карлики светят за счет запаса тепловой энергии, накопленной в прошлом, и постепенно остывают, превращаясь в ненаблюдаемых «черных» карликов. Белые карлики - это остывающие, умирающие звезды..
56 Спектры нормальных звёзд и спектральная классификация. Температура звёзд. Температурная шкала. Современная спектральная классификация звёзд, разработанная в Гарвардской обсерватории в 1890-1924 гг. является температурной классификацией, основанной на виде и относительной интенсивности линий поглощения и испускания спектров звёзд. Диапазону эффективных температур звезд от 60000 до 2000 К соответствует последовательность спектральных классов, Обозначаемых буквами
Промежуток между соседними классами делится на 10 подклассов - от 0 до 9 - с ростом в сторону уменьшения температуры.
Класс О (температура " 30 000-60 000 К) К этому классу принадлежат немногочисленные весьма горячие звёзды с сильно развитым ультрафиолетовым участком спектра. Характерны линии ионизованного гелия. В более поздних подразделениях видны линии нейтрального гелия, многократно ионизованных азота, углерода, кремния. Встречаются звёзды с широкими эмиссионными полосами. Цвет звезды - голубые.
Класс В (t " 10 000-30 000 К). Для этого класса характерно наличие в них линий нейтрального гелия и ионизованных кислорода и азота. Линии водорода хорошо заметны, и усиливаются при переходе к классу В9. линии гелия к классу В9 ослабляются. Со спектров В5, хорошо заметны линии ионизованного кальция и магния. Цвет звезды - бело-голубые.
Класс А (t " 7500-10 000 K). В спектрах преобладают водородные линии бальмеровской серии, достигающие наибольшей интенсивности в классе А0, линии гелия исчезают. Нарастают интенсивности линии К и линии l 4481 , в классе А2 появляется линия нейтрального кальция l 4227 , а в классе А5 - линии нейтрального железа. Цвет звезды белые.
Класс F (t " 6000-7500 К). Водородные линии всё ещё наиболее интенсивны, но заметны также многочисленные линии металло. Очень интенсивны линии Н и К ионизованного кальция. Несколько линий железа и ионизованного титана на спектрограммах с малой дисперсией сливаются. Цвет звезды - желтовато-белые.
Класс G (t " 5000-6000 K). Водородные линии более не выделяются среди мощных спектральных линий металлов и в спектрах G5 - G9 слабее некоторых линий железа. Очень интенсивны линии Н и К. К классу G2 принадлежит Солнце. Цвет звезды - жёлтые.
Класс К (t " 3500-5000 К). Линии Н и К, линия l 4227 ?и полоса G достигают наибольшего развития. В классе К5 появляются следы полос поглощения молекулы окиси титана. Непрерывный спектр в ближайшем ультрафиолетовом участке практически отсутствует. Цвет звезды - оранжевые.
Класс М (t " 2000-3500 К). К этому классу принадлежат красные звёзды с полосчатым спектром. Особенно выделяются полосы окиси титана. Из атомных линий выделяется только линия l 4227 . Линии Н и К почти не видны. Цвет звезды - красные
Дополнительные классы Класс W (t "60000-100000 К). Звёзды Вольфа-Райе, очень тяжёлые яркие звёзды с температурой порядка 70000 K и интенсивными эмиссионными линиями в спектрах. Излучение в линиях He II, He I, N I, N III-V, O III-VI, C II-IV Класс С (=R-N) (t "2000-350К). Углеродные звёзды, гиганты с повышенным содержанием углерода. Молекулярные полосы поглощения C2 и его соединений CH, CO, CN. У звезд R0–R3 имеются относительно слабые полосы C2 и CN, тогда как в типах R5–R8 эти полосы сильны, а также имеется континуум, простирающийся как минимум до 3900 A. У N-звезд полосы C2 и CN также сильны, но континуум обрывается до 4000 A... В 1993 году Keenan провел ревизию MK-классификации и разделил углеродные звезды на три последовательности: C-R, C-N и C-H с подклассами до C-R6, C-N9 и C-H6, определяемыми по температуре. Новые последовательности моделировали старую R-N систему с отдельной категорией для CH-звезд, которые ранее классифицировались как R-пекулярные. Класс S (t "2000-3500К). Циркониевые звёзды. Полосы поглощения ZrO. Спектральный класс L (t " 1500-2000К). Сильные полосы CrH, рубидия, цезия. Спектральный класс T (t " 1000-1500 К). Интенсивные полосы поглощения воды, метана, молекулярного водорода. Для планетарных туманностей введен специальный спектральный класс P, а для новых звезд - класс Q.
Звезда - это массивный газовый шар, состоящий, в основном из сильно ионизированного газа большой температуры, который излучает свет. Внутри шара происходят реакции термоядерного синтеза. Целостность шара сохраняется, благодаря силам собственной гравитации и внутреннему давлению. Ближайшая к нам звезда, как мы уже упоминали ранее, конечно же, Солнце В состав Солнца входят практически все химические элементы. Однако распределение этих элементов не пропорционально. 70% всей массы небесного тела составляет водород. Гелий занимает только 28% от всей массы, и оставшиеся 2% - это более тяжелые элементы. Такое же распределение элементов характерно и для большинства звезд. Температура внутри звезд распределяется так же неравномерно. Внутри миллионы кельвинов, а на поверхности тысячи кельвинов. Основная масса всего вещества содержится в звездах, поэтому звезды так же называют основными телами Вселенной. Термоядерные реакции, которые протекают внутри звезд, отличают их от других небесных тел. Например, Юпитер, по сравнению с Землей - огромен, но даже этой массы не достаточно для протекания термоядерного синтеза. Термоядерные реакции происходят в самом центре Солнца и других звезд, в результате этой реакции атомы водорода превращаются в гелий. Каждую секунду Солнце теряет 4 миллиона тонн своей массы, которая высвобождается в виде энергии. Как же эта энергия выходит на поверхность Солнца? В области переноса лучистой энергии, ее перенос осуществляется за счет излучения. Атомы поглощают и испускают свет квантами, причем атомы излучают кванты в любых направлениях, и путь излучения к поверхности длится несколько тысяч лет. В зоне конвекции потоки большей температуры устремляются к поверхности, где охлаждаются и погружаются ближе к недрам звезды. Следующие три слоя относятся к солнечной атмосфере: это фотосфера, хромосфера и корона, которую можно заметить невооруженным глазом во время полного солнечного затмения. Звезды, как и все живые существа на Земле, имеют свой жизненный цикл. Они когда-то зародились и когда-то исчезнут. Звезда такой массы как Солнце существует около 10 миллиардов лет. И сейчас Солнце находится, приблизительно, в середине своего цикла. Солнце постоянно расходует запасы своего горючего - водорода, при этом его температура увеличивается и светимость возрастает. Когда в центре звезды весь водород превратится в гелий, звезда из Желтого карлика, коим сейчас является Солнце, превратится сначала в Красного гиганта. В такой звезде гелий постепенно превращается в углерод, выделяя огромное количество энергии. А затем звезда отбросит часть вещества и сожмется до размера планеты и превратится в маленькую, но плотную звезду, которая называется белым карликом.
А как же устроено остальное космическое пространство, которое называют Вселенной? Все звезды во вселенной объединены в системы, которые называют галактиками. Система, к которой относится наша планета, называется Млечный Путь или просто Галактика, но уже с большой буквы. Обычно под Млечным путем, мы понимаем светлую серебристую полосу, которая видна невооруженному глазу на темном небосводе, состоящую из большого количества звезд. Оказывается, это и есть основная часть нашей галактики, ее центр. Остальные галактики, чрезвычайно удаленные объекты. Расстояние до ближайших из них измеряют в мегапарсеках. Невооружённым глазом можно увидеть всего лишь три галактики: это туманность Андромеды (видна в северном полушарии), Большое и Малое Магеллановы Облака (видны в южном). Согласно классификации, которая была введена американским астрономом Эдвином Хабблом, галактики могут быть трех видов: эллиптические, неправильные и спиральные. Например, Млечный Путь или Галактика - это пример спиральной галактики. Сама астрономическая Вселенная или как ее еще называют - метагалактика, конечно же, так же, изучается учеными астрономами. Созданы различные теории о ее происхождении, и изменениях, которые происходят в ней.
Вселенная. Краткий путеводитель по пространству и времени: от Солнечной системы до самых далеких галактик и от Большого взрыва до будущего Вселенной / Сергей Попов. — М.: Альпина нон-фикшн, 2018.
Солнце — очень стабильный саморегулирующийся объект. Гравитация уравновешена давлением, связанным с выделением энергии в недрах. При увеличении энерговыделения Солнце немного расширилось бы, что привело бы к падению плотности и температуры в недрах, а тем самым и к падению энерговыделения. Если же, наоборот, энерговыделение уменьшилось, то Солнце бы немного сжалось, увеличив в центральных частях температуру и плотность, стимулируя тем самым термоядерный синтез.
Энергия передается из недр наружу очень медленно, весь процесс занимает многие десятки тысяч лет. Поэтому внезапное временное исчезновение источника энергии в центре сказалось бы на внешних слоях не сразу. Это добавляет стабильности на коротких временных масштабах.
Более того, даже если бы вдруг термоядерные реакции полностью прекратились, резких изменений не произошло бы даже за миллион лет. Это связано с тем, что Солнце обладает дополнительным источником энергии: просто сжимаясь, оно может поддерживать светимость на текущем уровне на протяжении примерно 30 млн лет (это так называемое время Кельвина — Гельмгольца). Разумеется, Солнце не оставалось бы весь этот период абсолютно неизменным: оно становилось бы меньше, изменялись бы его температура и светимость. Однако такая простая оценка показывает, что серьезные изменения нашей звезды возможны лишь на очень большом временном масштабе.
Иногда это характерное время называют ядерным, оно соответствует существенному исчерпанию водорода в ядре Солнца. Полное время жизни Солнца составляет около 12 млрд лет, и более 80% этого времени оно проводит на Главной последовательности, «пережигая» водород в гелий. Это стабильное состояние, однако небольшие изменения происходят с Солнцем и в этот период. Поскольку условия для существования жизни на Земле заданы достаточно жестко, даже небольшие изменения параметров Солнца на масштабе миллиард лет могут иметь серьезные последствия.
Самым главным вопросом в контексте долговременной эволюции и появления жизни на Земле является так называемый парадокс тусклого молодого Солнца. В 1950-е гг. стало окончательно ясно, что светимость Солнца на стадии Главной последовательности возрастает. Ключевые работы на эту тему опубликовали в 1958 г. Фред Хойл (Fred Hoyle) и Мартин Шварцшильд (Martin Schwarzschild). Сейчас мы знаем, что к моменту окончательного формирования Земли солнечная светимость составляла около 70% от современной. В 1961 г. Альфред Рингвуд (Alfred Ringwood) отметил, что этот факт должен существенно влиять на ранний климат Земли. В 1972 г. Карл Саган (Carl Sagan) и Джордж Мулен (George Mullen) сделали эту проблему широко известной. В 1975 г. с легкой руки Роджера Ульриха (Roger Ulrich) появился сам термин «парадокс тусклого молодого Солнца» (faint young Sun paradox).
Проблема заключается в том, что у нас есть надежные данные о существовании жидкой воды на поверхности Земли миллиарды лет назад. Однако добиться этого при столь низкой светимости Солнца непросто. Обсуждались самые разные гипотезы, но на сегодняшний день однозначного решения нет. Большинство исследователей склоняется к тому, что причиной теплого климата 3 — 4 млрд лет назад был парниковый эффект. Наиболее подходящими парниковыми газами считаются метан, углекислый газ и аммиак.
Другим важным аспектом, связанным со свойствами молодого Солнца, является его активность. Несмотря на меньшую полную светимость, наша звезда вращалась быстрее и поэтому была гораздо более активной. Это приводило к более мощному потоку ультрафиолета и рентгеновских лучей, а также к более интенсивному солнечному ветру. Все это оказывало заметное влияние на атмосферы планет. Возможно, именно эта активность молодого Солнца привела к тому, что в атмосфере Венеры почти не осталось воды, а Марс просто потерял большую часть атмосферы. Земная атмосфера в существенной степени защищена от солнечного ветра магнитосферой. Однако мощный поток ультрафиолета все равно приводил к разрушению молекул в атмосфере и изменению ее состава (если разрушается водородосодержащая молекула — вода, метан и др., водород может затем легко покидать атмосферу, улетучиваясь в космос).
Кроме постепенных изменений (в первую очередь роста светимости), происходящих на очень больших временных масштабах — в масштабе от сотен до тысяч лет, — в поведении Солнца имеются и более слабые изменения. Они также могут оказывать влияние на земную биосферу, да и просто представляют научный интерес. Для их изучения нужны особые методы, поскольку детальные данные наблюдений ограничены всего лишь несколькими столетиями, а теоретические модели не позволяют пока достоверно просчитать такие вариации.
Так, например, используя дендрохронологические данные (вариации свойств годичных колец древесины), Илья Усоскин и его коллеги в 2014 г. показали, что за последние 3000 лет на Солнце имело место несколько заметных минимумов активности. Кроме известных минимума Шпёрера (XIV — XV вв.) и минимума Маундера (XVI — XVII вв.) это два заметных минимума в VIII и IV вв. до н. э. и три менее выраженных минимума в VII, XI и XIV вв. На такие затяжные минимумы, когда на Солнце почти нет пятен, приходится до 16% времени.
Этот результат удалось получить благодаря анализу содержания углерода-14 в остатках растений. Происхождение этого изотопа связано с галактическими космическими лучами. Высокая солнечная активность мешает частицам лучей проникать внутрь гелиосферы, а в годы затяжных минимумов поток галактических космических лучей, наоборот, возрастает, при этом образуется больше изотопа углерод-14. Такой метод хорошо работает на масштабах сотен и тысяч лет.
Можно использовать и данные по другим изотопам, таким как бериллий-10 (он также производится космическими лучами) в многовековых ледниковых отложениях. Та же группа исследователей в 2016 г. смогла оценить уровень солнечной активности на протяжении почти 10 000 лет, используя одновременно данные и по бериллию, и по углероду. На этом интервале кроме минимумов (их обнаружено 20, они занимают 17% всего времени) выделяются и длительные периоды повышенной солнечной активности. Их выявлено 14, однако в состоянии больших максимумов Солнце проводит лишь 8% времени. Например, их было относительно много в VII тыс. до н. э. и на рубеже III — IV тыс. до н. э. Возможно, и сейчас Солнце находится в стадии большого максимума (по крайней мере, вторая половина XX в. была периодом высокой активности). Кроме того, исследователи обнаружили периодичность в изменении активности Солнца с периодом около 2400 лет, однако этот результат нуждается в уточнении и подтверждении. Как бы то ни было, эти выводы показывают, что изотопные данные принципиально возможно использовать для изучения поведения Солнца на масштабах тысяч лет.
Различные данные указывают на то, что уровень солнечной активности сказывается на земном климате. С теоретической точки зрения очень многое в солнечно-земных связях остается непонятным, однако с феноменологической точки зрения корреляция климатических изменений с уровнем солнечной активности на масштабе десятилетий присутствует. Механизмы этой связи продолжают обсуждаться. В частности, считается, что большую роль может играть сильное изменение потока ультрафиолетового излучения во время разных периодов активности. Ясно, что механизмов влияния может быть много, поскольку сама система земного климата очень сложна. Тем не менее возможности анализа свойств тропосферы, воздушных течений и других параметров позволяют говорить о значимых корреляциях с различными показателями активности Солнца. Но и здесь есть проблемы. Например, европейские данные свидетельствуют о том, что среднегодичные температуры в период маундеровского минимума были ниже. Однако данные по климату в других регионах Земли не подтверждают падение температуры. Возможно, влияние Солнца по-разному сказывается в разных частях нашей планеты.
Что же будет с Солнцем и климатом на Земле в будущем? Еще задолго до того, как Солнце превратится в красный гигант, температура на Земле повысится до уровня, при котором жизнь станет невозможна. Причиной этого будет продолжающийся рост светимости Солнца (он объясняется и непрерывным ростом радиуса, и ростом температуры, который закончится через 2,5 млрд лет). Это произойдет примерно через миллиард лет, когда светимость Солнца вырастет примерно на 10%. Океаны начнут активно испаряться, вызвав сильный парниковый эффект, который приведет к еще более активному испарению (видимо, подобные явления в прошлом произошли на Венере, изменив ее климат). Почва прогреется на большую глубину, так что даже бактерии, живущие глубоко под землей, погибнут. В итоге, когда Солнце начнет уходить с Главной последовательности (в возрасте 10 млрд лет, т. е. примерно через 5,5 млрд лет), а его светимость будет на 84% выше современной, Земля уже более 4 млрд лет будет безжизненной. Позднее Земля может быть поглощена красным гигантом. Кстати, когда Солнце превратится в красный гигант, формально в зону обитаемости будут попадать объекты пояса Койпера.
Девочка заговорила на иностранном языке после комы
Сравнение законов распределения вероятностей
Советский поэт Асадов Эдуард Аркадьевич: личная жизнь, творчество