close

Vores nyhedsbreve

close
Ved at tilmelde dig accepterer du vores Brugerbetingelser, og at Mediehuset Ingeniøren og IDA-gruppen lejlighedsvis kan kontakte dig om arrangementer, analyser, nyheder, tilbud mm via telefon, SMS og email. I nyhedsbreve og mails fra Mediehuset Ingeniøren kan findes markedsføring fra samarbejdspartnere.
sarah pearson bloghoved med sarah i universet

Hvornår slukker solen?

Video fra Space with Sarah YouTube kanalen.

Solen er en stjerne ligesom alle de andre lysende objekter, vi ser på himlen (vi kan dog også se planeterne i vores eget solsystem og et par galakser med vores blotte øje).

I vores egen galakse, Mælkevejen, er det ca. 100 milliarder stjerner, og vores egen stjerne, Solen, er bare meget tættere på os end alle ​​de andre stjerner.

Afstanden fra os til den nærmeste stjerne, Proxima Centauri, er ca. 271.000 gange større end afstanden fra Jorden til Solen. Der er altså langt ud til vores nærmeste nabo, som vi til vores store begejstring for nyligt opdagede har mindst en planet kredsende om sig.

Levetiden af en stjerne afhænger i afgørende grad af dens masse. Stjerner er i princippet store gaskugler som kæmper mod tyngdekraftens indadvendende kraft ved hjælp af et tryk i den modsatte retning fra stjernens indre fusion og partiklernes bevægelse i stjernen.

På overfladen af ​​en stjerne skal der være såkaldt "hydrostatisk ligevægt”, for at stjernen kan opretholde en balance og hverken eksplodere eller implodere (kollapse). Jo mere massiv en stjerne er, jo mere effektiv skal fusionen forekomme i dens kerne for at afbalancere tyngdekraftens indadrettede kraft. Derfor lever mere massive stjerner i kortere tid.

Stjerner består hovedsageligt af brint, som allerede var til stede i store mængder lige efter universets begyndelse (Big Bang). Solen er i øjeblikket i gang med at fusionere brint til helium i sin kerne, og det vil den gøre i størstedelen af ​​sin levetid. Dog vil Solen på et tidspunkt løbe tør for brint i sin kerne, hvilket vil forårsage en sammentrækning på grund af det manglende udadrettede tryk fra fusion i kernen.

I denne proces vil det ydre lag af Solen udvide sig til hundrede Solens oprindelige størrelse og danne det, vi kalder en "rød kæmpestjerne". Når densiteten og trykket er højt nok i kernen, vil det helium, der er blevet dannet i kernen under Solens levetid, begynde at fusionere til Carbon.

Når Solens kerne i sidste ende løber tør for helium, vil den begynde at kollapse til en hvid dværg, mens de ydre lag af Solen vil oscillere og langsomt blive til det, vi kalder "en planetarisk tåge"¨. Det betyder, at Solen kommer til at slukke og alt, på nær den hvide dværg, langsomt vil blive en del af det omkringliggende verdensrum.

Ved at studere radioaktive henfald i mineraler, sten og de ældste meteoritter ved vi, at Solen og hele vores solsystem er ca. 4,6 milliarder år gammelt, sammenlignet med universet, der er ca. 13,8 milliarder år gammelt. Fra vores observationer og modeller af stjerner med forskellige masser har vi fundet frem til, at stjerner som Solen lever i ca. 10 milliarder år. Det vil altså sige, at Solen slukker om ca. 5 milliarder år!

Det moderne menneske er i sammenligning kun ca. 200.000 år gammelt, så 5 milliarder år er jo en del tid i menneskets referenceramme. Samtidig er det en hel anden diskussion, hvor længe vores race mon overlever på Jorden.

For en mere illustrativ og længere forklaring på Solens liv, så se videoen ovenfor - og stil gerne spørgsmål i kommentarerfeltet.

Sarah Pearson
er ph.d.-studerende i astrofysik ved Columbia University, hvor hun blandt andet forsker i mørkt stof, sammenstødende galakser og galaksers udvikling. Sarah er tidligere bachelor-studerende i fysik ved Københavns Universitet, hvorfra hun fik sin grad med specialisering i astrofysik i 2012. Udover forskning er Sarah en passioneret formidler og har derfor startet YouTube-kanalen 'Space with Sarah', hvor hun svarer på spørgsmål om rummet fra den brede befolkning i korte videoer.

Levetiden af en stjerne afhænger i afgørende grad af dens masse. Stjerner er i princippet store gaskugler som kæmper mod tyngdekraftens indadvendende kraft ved hjælp af et tryk i den modsatte retning fra stjernens indre fusion og partiklernes bevægelse i stjernen.

På overfladen af ​​en stjerne skal der være såkaldt "hydrostatisk ligevægt”, for at stjernen kan opretholde en balance og hverken eksplodere eller implodere (kollapse).

Hvad er det for et indvendigt tryk, du taler om? En fusionsproces frigiver energi; men genererer ikke tryk i sig selv, så jeg formoder, at der er tale om termiske bevægelser af den opvarmede gas. Jeg formoder derfor, at når den kinetiske energi af en partikel som følge af disse bevægelser overstiger den potentielle energi som følge af tyngdekraften, ophører sammentrækningen. Denne ligevægt fås også direkte fra idealgasligningen:

Gassens potentielle energi p x V = gassens kinetiske energi n x R x T

Dog vil Solen på et tidspunkt løbe tør for brint i sin kerne, hvilket vil forårsage en sammentrækning på grund af det manglende udadrettede tryk fra fusion i kernen.

Den forstår jeg også godt, for når den kinetiske energi mindskes, fordi den udstrålede energi til verdensrummet overstiger den producerede, vil gassen trække sig sammen, indtil der igen er ligevægt. Under denne sammentrækning frigiver gassen potentiel energi, som varmer selve kernen voldsomt op; men den samlede energi bliver mindre.

I denne proces vil det ydre lag af Solen udvide sig til hundrede Solens oprindelige størrelse og danne det, vi kalder en "rød kæmpestjerne".

Nu er det så, at forklaringen ikke rigtig holder for mig. Hvis du vil ekspandere en gas, må du tilføre energi, da den potentielle energi af de enkelte gasmolekyler stiger jo længere væk fra kernen (det gravitionelle center), de kommer iht. E = m x g x h, hvis g forudsættes konstant; men der tilføres jo netop ikke energi, da fusionsprocesserne er stoppet, så en ekspansion vil være i strid med energibevarelsen. Man kan sagtens forestille sig, at de inderste lag nærmest kernen ekspanderer voldsomt pga. kernens meget høje temperatur; men hvis trykket p skabes af tyngdekraften, kan det samlede volumen V ikke stige uden tilførsel af energi. Du snakker om et indre og ydre tryk, som skaber hydrostatisk ligevægt; men når du så fjerner det indre tryk, som netop forhindrer gassen i at kollapse (implodere), får du pludselig en ekspansion. Den kræver vist en uddybende forklaring :-)

Når densiteten og trykket er højt nok i kernen, vil det helium, der er blevet dannet i kernen under Solens levetid, begynde at fusionere til Carbon.

Denne nye energigenerator (eller rettere energifrigiver) kunne forklare ekspansion til en rød kæmpestjerne; men så skulle den igang tidligere end i din forklaring, hvor rækkefølgen er "ekspansion til rød kæmpestjerne" og derefter "carbon fusion".

Kan du ikke bringe orden i energiregnskabet og forklare overgangen til rød kæmpestjerne?

Når Solens kerne i sidste ende løber tør for helium, vil den begynde at kollapse til en hvid dværg, mens de ydre lag af Solen vil oscillere og langsomt blive til det, vi kalder "en planetarisk tåge"¨.

Denne oscillation skyldes vel, at reaktionshastigheden af fusionen til Carbon er voldsomt temperaturfølsom og dermed ustabil, da den afhænger at T^40, så det nærmest svarer til at affyre en masse enkelte carbon-bomber. Er det disse carbon-bomber, der i sidste ende er kraftige nok til at blæse de ydre lag væk som en planetarisk tåge?

  • 1
  • 10

Når du komprimerer en gas (de indre dele af stjernen) stiger temperaturen. Noget af denne energi går til at varme kernen op til det næste led i fusionsprocessen og noget går til at udvide den skal udenom kernen der fortsat brænder brint. Og volumen af de ydre dele kan jo godt stige, hvis trykket falder.

Den holder ikke, for der er jo ikke tale om en indespærret gas, men om en gas, der holdes på plads af tyngdekraften. Det betyder, at hver eneste gasmolekyle har en potentiel energi (kraft gange vej), som er integralet af tyngdekraften (F = GMm/r2) gange afstanden r til det gravitionelle center. For små højdeforskelle, hvor tyngdekraften kan betragtes som konstant, er den potentielle energi E = m x g x h. Hvis du f.eks. løfter et lod på 1 kg 1m, tilføres det en potentiel energi på 9,81 kgm2/s2 = 9,81 J.

Den samlede gasmængde har derfor en samlet potentiel energi, som er summen af den potentielle energi for de enkelte partikler. Hvis man vil have gassen til at ekspandere, må denne sum stige, og det kan kun ske ved tilførsel af energi.

  • 1
  • 8