Сунце ће бити у стању да одржава живот на Земљи (онакав какав ми познамо) онолико дуго колико буде могла да зрачи енергију на садашњем нивоу. Данас са сигурношћу можемо рећи колико ће дуго то трајати.
Драшко Драговић
Сунчево зрачење се јавља као продукт снажне термонулеарне реакције, фузије, при којој се водоник претвара у хелијум. Али да би се уопште произвела та огромна енергија, мора да се потроши пуно горива. Заправо, мање од 700.000.000 тона водоника сагори у нешто мање од 695.000.000 тона хелијума сваке секунде. (Око 4.900.000 тона које недостају, а то је око 3,85 x 1033 ерга, претварају се у енергију зрачења и Сунце их губи заувек. Само један мали део те енергије, свега њен двомилијардити део, успева да погоди Земљу и довољан је да буде извор свеколиког живота на нашој планети).
Обзиром на толику количину водоника коју искористи сваке секунде већ милијардама година, може се помислити да Сунце неће издржати још дуго у том ритму – али пренебрегава се величина Сунца. Оно има масу од приближно 1.989.000.000.000.000.000.000.000.000 (скоро 2 милијарде милијарди милијарди) тона. Око 75 процената те масе отпада на атоме водоника, што значи да га на Сунцу има око 1.490.000.000.000.000.000.000.000.000 тона.
(Ако сте баш радознли, остатак од 25% Сунчеве масе одлази у потпуности на атоме хелијума. Тек нешто мање од 0,1% масе отпада на остале, компликованије атоме од хелијума. Запремински гледано, хелијум је много компактнији, збијенији него водоник. Довољно је рећи да под истим условима, једнака количина хелијумових атома има четири пута већу масу него водоникови атоми. Другим речима речено, одређена маса хелијума заузима мањи простор него иста маса водоника. Зато, имајући у виду запремински однос – Сунце садржи око 80% водоника, а свега око 20% хелијума. По броју атома, на Сунцу је 92,1% водоникових атома, а 7,8% хелијумових).
Kроз много милијарди година високе површинске температуре Сунце ће постепено опадати до коначног стања – тамног и мртвог браон патуљка. Астрономи верују да ће Сунце започети са променама тек за око пет милијарди година. То је прилично дуго времена – у сваком случају – тако да нема разлога за непосредну узбуну.
Пођемо ли од претпоставке да је у почетку Сунце било сачињено од водоника, и да је од почетка конвертовало водоник у хелијум брзином од 700 милиона тона у секунди и да ће наставити и даље истом брзином, можемо израчунати да је процес започео пре око 40 милијарди година, а да би се могао наставити још 60 милијарди година.
Међутим, ствари нису тако једноставне. Наше Сунце спада у групу звезда тзв. друге или треће генерације, што говори да је настало од космичких гасова и прашине преостале од претходне генерације звезда, које су сагореле и експлодирале много милијарди година раније. То је основни разлог због кога је од почетка садржај хелијума у Сунцу био много већи – скоро исти као што је данас. На основу тога може да се закључи да Сунце зрачи своју енергију релативно кратко време, мерено астрономским аршинима, и да се ниво водоника увећао само незнатно. Можда Сунце није старије од пет милијарди година1.
Али водонична фузија не може вечно да траје: Сунце или било која друга звезда поседују коначну количину водоничног горива у својој врелој унутрашњости. Kада сав водоник из средишта буде претворен у хелијум, кроз 5 или 6 хиљада милиона година, зона водоничне фузије почеће полако да се помера према спољним подручјима, творећи ширећу опну термонуклеарних реакција, све док не стигне до места на коме су температуре испод десетак милиона степени по Kелвину. Тада ће се водонична фузија сама од себе окончати – угасити.
У међувремену, гравитационо дејство Сунца изазваће поново сажимање његовог језгра богатог хелијумом, што ће за последицу имати ново повећање унутрашње температуре и притиска. Хелијумова језгра постаће све збијенија, тако да ће и она коначно почети да се спајају; у дејство ће ступити куке њихових краткодометних нуклеарних сила, упркос узејамном електричном одбијању. Пепео ће постати гориво и у Сунцу ће узети маха нова врста фузионих реакција.
При овом процесу настаће угљеник и кисеоник, а успут ће бити створене и нове количине енергије, које ће Сунцу омогућити да настави да сија још једно ограничено време. Звезда је феникс којој је усуд доделио да повремено никне из властитог пепела2. Под удруженим дејством водоничне фузије, која се одиграва у танкој опни далеко од средишта наше звезде и хелијумске фузије праћене високим температурама у језгру, Сунце ће доживети велику промену: његов спољни део ће се проширити и охладити.
Сунце ће тада постати звезда црвени џин, чија ће видљива површина бити толико далеко од унутрашњости, да ће сила теже на њој сасвим ослабити, а атмосфера ће му се проширити свемиром, поставши својеврсна стеларна олуја. Kада Сунце, румено и надувано, прерасте у црвеног џина, оно ће укључити у себе и прогутати планете Меркур и Венеру – а по свој прилици и Земљу. Цео садашњи унутрашњи Сунчев систем тада ће се практично налазити у Сунцу.
Сунчев стеларни пепео може се поново користити као гориво само до извесне границе. Једном ће, коначно, доћи време када ће се у унутрашњости наше звезде налазити само угљеник и кисеоник, када при постојећим температурама и притисцима више неће моћи да се одигравају даље термонуклеарне реакције. Пошто хелијум из средишта буде готово потпуно потрошен, унутрашњост Сунца наставиће свој привремено заустављени колапс и температуре ће поново порасти, почевши последњи циклус нуклеарних реакција и мало проширивши Сунчеву атмосферу.
У самртном ропцу, Сунце ће лагано пулсирати, ширећи се и сажимајући се једном у неколико хиљада година, да би коначно отпустило своју атмосферу у свемир у једној или две концентричне гасне опне. Неопточена, топла унутрашњост Сунца плавиће опне ултраљубичастом светлошћу, дивном црвеном и плавом флуоросцентношћу, која ће се пружати све до Плутонове орбите. Можда ће чак половина Сунчеве масе бити изгубљена на овај начин. Систем наше звезде тада ће бити испуњен аветињским сјајем, Сунчевим духом који хрли што даље од свог матичног станишта.
Осврнемо ли се по Млечном путу, видећемо да су многе звезде окружене лоптастим опнама сјајног гаса, планетним маглинама. Оно што ће преостати од Сунца, огољено језгро које ће у први мах бити опточено планетном маглином, представљаће малу, врелу звезду, чија ће топлота отицати у свемир; звезда ће бити збијена до густине непојмљиве на Земљи – једна кафена кашичица њене материје тежиће више од тоне. После те релативно кратке и бурне фазе, Сунце ће се претворити у дегенерисаног белог патуљка, сличног свим оним светлим тачкама које видимо у средиштима планетних маглина и трајати тако још милијардама година, пружајући бледу светлост свом мртвом систему. Kроз много милијарди година високе површинске температуре Сунце ће постепено опадати до коначног стања – тамног и мртвог браон патуљка. Астрономи верују да ће Сунце започети са променама тек за око пет милијарди година. То је прилично дуго времена – у сваком случају – тако да нема разлога за непосредну узбуну.
1) Тачније, 4,76 милијарди година.
2) Звезде масивније од Сунца достижу више температуре и притиске у средишту у позним еволутивним стадијумима. Оне су кадре у више наврата да се дигну из властитог пепела, користећи угљеник и кисеоник као гориво за синтезу још тежих елемената.
(Астрономски магазин)
