будущее солнца

Ответ от Ѓженок[гуру]
Наше Солнце – одна из звезд главной последовательности – находится примерно в середине длительного стабильного этапа своей жизни. Возраст Солнца около 5 миллиардов лет, и за все время его светимость менялась не более чем на 30% без каких-либо резких скачков. Это позволило нашей планетной системе существовать в почти неизменных условиях, дало жизни возможность возникнуть и развиться, по крайней мере, на одной планете Солнечной системы – на Земле. Однако в свое время – через примерно 5.7 млрд. лет – спокойная жизнь для Солнечной системы закончится. Согласно теории звездной эволюции, все звезды, имеющие массу от одной до нескольких масс Солнца (Mo), на заключительном этапе вступают в фазу красного гиганта. Основная причина перехода к красному гиганту – перестройка процессов ядерного горения в недрах звезды. На главной последовательности основной источник энергии в звездах – превращение водорода в гелий.
Когда в ядре звезды исчерпано водородное горючее, начинается сжатие ядра. Температура повышается до ~108 K, и становятся возможными ядерные реакции, приводящие к образованию из трех ядер гелия одного ядра углерода-12: 3 4He 12C. Реакция углерода с гелием приводит к образованию кислорода: 12C + 4He 16O. Затем и гелий в ядре заканчивается. Звездное ядро к этому времени состоит в основном из углерода с примесью изотопов кислорода и более тяжелых элементов. В двух слоях, окружающих ядро, ядерные реакции продолжаются: в прилегающей к ядру оболочке продолжает гореть гелий, в более внешней – водород. Радиус звезды увеличивается многократно, от величин порядка одного радиуса Солнца (Ro) до сотен Ro. У звезды развивается мощная конвективная зона, которая занимает до 99.9% радиуса звезды (R*). Температура поверхности падает до 2000–3000 K, но светимость возрастает за счет увеличения размеров звезды и достигает нескольких тысяч светимостей Солнца. В это время звезда быстро (звезды солнечной массы – за несколько миллионов лет) перемещается на диаграмме Г–Р с главной последовательности сначала на горизонтальную ветвь, где ее светимость меняется мало, а температура падает. Затем звезда вступает на ветвь красных гигантов, а затем поднимается еще выше, к вершине своей эволюции на диаграмме Г–Р и достигает асимптотической ветви гигантов (АВГ). АВГ была названа так потому, что звезды разных масс за разное время "асимптотически" приближаются примерно к одной и той же области диаграммы Г–Р.
Когда звезда находится на АВГ, она начинает интенсивно терять вещество. Образуется протяженная газопылевая оболочка, которая, расширяясь, рассеивается в межзвездной среде. Скорость потери массы у разных звезд – красных гигантов может достигать 10-7–10-5 Mo/год. Стадия потери массы на АВГ – от нескольких сотен тысяч до нескольких миллионов лет – очень кратковременна по сравнению со временем жизни звезды солнечной массы на главной последовательности. Звезда с массой порядка солнечной растрачивает на АВГ значительную часть своего вещества. По мере того, как звезда освобождается от внешних холодных слоев, ее температура быстро растет, и звезда быстро смещается влево по диаграмме Г–Р. Этому состоянию соответствует ветвь Пост АВГ ("после асимптотической ветви"). В результате конвективная оболочка полностью сбрасывается, и от звезды остается вырожденное ядро – белый карлик с температурой поверхности до 50 000 K, который не имеет ядерных источников энергии и в последующем медленно остывает. Звезда на диаграмме Г–Р быстро "падает" вниз, в область белых карликов. Сброшенная околозвездная оболочка ионизуется под действием ультрафиолетового излучения горячего белого карлика и образует вокруг него планетарную туманность. Так заканчивают свой жизненный путь звезды солнечного типа. Впервые подобная идея была высказана советским астрофизиком И. С. Шкловским в 1956 г. (Астрон. журнал, т. 33, N 3, с. 315–329), который обратил внимание, что ядро красного гиганта – это готовый белый карлик, которому остается лишь освободиться от окружающ
Источник: