¿Desaparecerá el sol?
La edad y vida útil del sol
El sol irradia constantemente energía al espacio en forma de ondas electromagnéticas. Esta energía se libera cuando cuatro núcleos de hidrógeno se condensan en un núcleo de helio a alta temperatura y presión. Sabemos que el peso atómico de un núcleo de hidrógeno es 1,00728, el peso atómico de un núcleo de helio es 4,0015 y la masa de cuatro núcleos de hidrógeno debería ser 4,0292. Cuando cuatro núcleos de hidrógeno se fusionan en un núcleo de helio, se perderán 0,0276 unidades de masa, de las cuales se perderán 0,0069 gramos cuando se fusione 1 gramo de hidrógeno en un núcleo de helio. En otras palabras, la energía solar se produce a expensas de la masa, que se convierte en radiación solar y ya no pertenece al sol. El Sol pierde alrededor de 4 millones de toneladas de masa por segundo, lo cual es insignificante dada su enorme masa. En los 5 mil millones de años transcurridos desde el nacimiento del sol, el sol sólo ha consumido el 0,03% de su masa. Incluso dentro de otros 5 mil millones de años, sólo consumirá el 0,06% de su masa. Pero el problema es que por muy masivo que sea el sol, sigue siendo limitado. ¿Cuánto dura el sol? ¿Qué impacto tendrá en la Tierra?
La vida del sol comienza como una nebulosa y termina como una estrella gigante roja y una enana blanca, convirtiéndose en el esqueleto del sol. Este proceso tarda unos 654,38+0 mil millones de años, lo que significa que el Sol morirá en otros 5 mil millones de años. La Tierra en la que vivimos será tragada por el Sol cuando se convierta en una gigante roja en expansión. Si los humanos podemos vivir hasta ese momento, volaremos a otros planetas para vivir.
Lo que ocurre en el interior del sol es la fusión nuclear.
Las altas temperaturas iniciales del Sol provienen de su presión interna. Según el principio de gravitación universal, cuanto mayor es la masa de un objeto, mayor es su gravedad. Cuando el Sol se convirtió en una bola de nieve en los primeros años, a medida que aumentaba su masa, la fuerza gravitacional se hacía más fuerte. Cuanto más materia atraía a su alrededor, más aumentaba la masa. Por analogía, la masa del Sol se hacía cada vez más grande. Al mismo tiempo, cuanto mayor es la masa, mayor es la presión interna, lo que hace que la temperatura siga aumentando. Las condiciones para la fusión termonuclear son una presión suficiente (llamada presión crítica) y una temperatura de ignición adecuada. A medida que la masa del sol original siguió aumentando y la presión y temperatura internas aumentaron, el sol comenzó a brillar y se convirtió en una estrella después de cumplir las condiciones de la reacción termonuclear. En términos generales, para que un planeta gaseoso se convierta en estrella, debe tener una determinada masa para que su presión y temperatura internas puedan cumplir las condiciones para reacciones termonucleares. Esta masa se llama masa crítica. Un ejemplo típico es Júpiter, el planeta gaseoso más grande de nuestro sistema solar. También es un planeta gaseoso hecho de hidrógeno. Sin embargo, debido a que su masa es menor que la masa crítica, la presión y la temperatura internas no pueden alcanzar las condiciones para la fusión termonuclear. por lo que sólo puede ser un planeta gaseoso. Sin embargo, es un sol potencial. Algunos científicos especulan que después de la destrucción del sol en el futuro, Júpiter, que no está limitado por el sol, dependerá de su condición de líder del sistema solar para atraer a los planetas circundantes y formar un pequeño sistema solar, y al mismo tiempo Al mismo tiempo, continúa absorbiendo el material circundante para aumentar su masa. Después de alcanzar una masa crítica, brillará y se convertirá en otro sol, pero eso no será hasta dentro de 5 mil millones de años.