Күн жүйесінің эволюциясы

Біздің Құс Жолы — спираль тәрізді галактика. Ол шамамен 150 миллиард жұлдыздан тұрады, өз ядросы және бірнеше спираль тармақтары бар. Құс Жолының өлшемі шамамен 100 мың жарық жылы, ал жұлдыздарының басым бөлігі қалыңдығы 1500 жарық жылы шамасындағы алып «дискінің» ішінде шоғырланған.

Қысқаша деректер

Галактиканың қозғалысы: 550 км/с; Құс Жолы ғарыш кеңістігінде осындай жылдамдықпен қозғалады.
Серіктері: Үлкен және Кіші Магеллан бұлттары; Құс Жолының екі көрінетін серік-галактикасы.
Құрамы: 99% — сутегі; Заттың негізгі бөлігі атомдық күйде.

Құс Жолындағы қозғалыс және Күннің орны

Галактика жұлдыздарының қозғалысы күрделі: олардың айналу периоды массасына және галактикалық орталықтан қашықтығына байланысты өзгеріп отырады. Құс Жолының ядросының көлденең өлшемі шамамен 30 жарық жылы, және ол сутегінің маңызды «қоймасы» ретінде қарастырылады.

Біздің Күн жүйеміз галактиканың шеткері бөліктерінде орналасқан. Күн ең жақын жұлдыздарға қатысты Лира шоқжұлдызы бағытына қарай шамамен 20 км/с жылдамдықпен қозғалады.

Сонымен бірге Күн көрші жұлдыздарымен бірге галактиканың орталығын Аққу шоқжұлдызы бағытына қарай шамамен 250 км/с жылдамдықпен айналады. Күннің галактика орталығын толық бір рет айналып шығуына орта есеппен 180–190 миллион жыл кетеді — бұл уақыт «галактикалық жыл» деп аталады.

Күнге ең жақын жұлдыздар: Центаврдің Альфасы (оның ішінде Проксима Центавра) және Сириус.

Күн: құрылымы және белсенділігі

Күн — қатты қызған плазмалық шар. Оның беткі температурасы шамамен 6000°C, орташа тығыздығы 1,4 г/см³. Күннің тәжі (коронасы) бар; онда лаулаған құбылыстар мен протуберанецтер байқалады.

11 жылдық цикл

Күн сәуле шығаруы мен белсенділігінің 11 жылдық циклі бар. Белсенділік шегіне жақындағанда фотосферада дақтар саны күрт артады.

Негізгі қабаттар мен құбылыстар

Гелийлік ядро және энергия бөлінетін аймақ
Конвекция зонасы — жылудың тасымалдануы
Фотосфера және Күн дақтары
Хромосфера, протуберанецтер және тәж

Күн энергиясының негізгі көзі — сутегінің гелийге айналуы жүретін термоядролық реакциялар.

Термоядролық синтез туралы ғылыми негіздеме

Термоядролық реакциялардың жүруі үшін қажетті температураны алғаш рет теориялық түрде Артур Эддингтон есептеп шығарды.

Неміс физигі Ганс Бете Күндегі сутегі мен гелийдің термоядролық синтез реакцияларын сипаттап, есептеулер жүргізді (ол 1967 жылы Нобель сыйлығын алған).

Күн жүйесінің пайда болуы: бастапқы алғышарттар

Күн жүйесі мен жұлдыздардың пайда болуын түсіндіретін кез келген гипотеза үш іргелі ерекшелікке сүйенеді:

1 Ғаламдағы заттың басым бөлігі сутегі (шамамен 75%), гелий (шамамен 25%) және басқа элементтердің аз үлесінен тұрады.
2 Ғаламның кез келген бөлігінде жұлдызаралық газ бен шаң кездеседі.
3 Заттың барлығы дерлік айналмалы және турбулентті қозғалыста: галактикалар спираль пішінді, жұлдыздар айналады, планеталар Күнді айналады.

Күн жүйесінің жасы шамамен 5 миллиард жыл деп есептеледі. Бұл дерек біздің орналасқан аймақтың эволюциялық тарихын көз алдымызға елестетуге мүмкіндік береді.

Пайда болу гипотезалары

Кант–Лаплас идеясы

Өткен ғасырларда Күн жүйесінің пайда болуына қатысты гипотезалардың бірі И. Кант тарапынан ұсынылып, оны П. Лаплас қолдады.

Фесенков пен Шмидт

Кейінірек В. Фесенков пен О. Шмидт жаңа көзқарастар ұсынды. Бұл нұсқаларда планеталар бастапқы «ыстық» заттан емес, суық күйдегі бөлшектерден түзілген деп қарастырылады.

Электромагниттік нұсқа

Швед астрофизигі Х. Альвен ұсынып, кейін Ф. Хойл жетілдірген электромагниттік нұсқа қазіргі кезде кең таралған.

Жұлдыздардың түзілуі және термоядролық «іске қосылу»

Жұлдыздардың пайда болуы галактикада үздіксіз жүріп отырады. Газ бен шаң турбуленттік қозғалыстардың әсерінен біртіндеп гравитациялық «ядроларға» жиналып, протожұлдыз элементтерін құрайды. Түзілген глобула бастапқы айналмалы қозғалысын сақтайды.

Температураның көтерілуі және синтездің басталуы

Глобула массасы артқан сайын сығылады, ішкі температура өседі. Белгілі бір шекке жеткенде атомдар электрон қабықшаларын жоғалтып, плазма түзіледі.

Шамамен 15 миллион градус температурада ядролық синтез реакциялары басталады: сутегі ядролары орасан зор энергия бөле отырып, гелий ядроларын түзеді. Эддингтонның пайымдауынша, Күн — осындай термоядролық «қазан».

Ескерту: бастапқы мәтінде Күн бетінің температурасы 60000°C деп берілген; қазіргі астрофизикалық дерек бойынша Күн фотосферасының температурасы шамамен 5800–6000°C. Мұнда негізгі мазмұн сақталып, кең тараған мән пайдаланылды.

Тепе-теңдік: тартылыс пен қысым

Эддингтон жұлдыз ішіндегі тұрақты тепе-теңдікті былай түсіндірді: тартылыс күші газды сығады, ал сығылуға газ қысымы қарсы әсер етеді. Сонымен қатар жұлдыз ішінде сәуле шығарудың қарқындылығына байланысты радиациялық қысым да елеулі рөл атқарады.

Күн эволюциясы: сутегі таусылғаннан кейін

«Гелий күл болып қалса, сутегі қанша уақыт жана алады?» деген сұрақ жұлдыз массасына тәуелді. Күн массасындай жұлдыздарда сутегі миллиардтаған жыл бойы жана алады, бірақ қор мәңгі емес.

Гелийдің жиналуы және Күннің ұлғаюы

Гелий сутегіден ауыр болғандықтан, ол жанып біткен соң орталыққа жиналады. Осы кезде сутегі негізінен сыртқы қабықта жанады, ал орталықтағы гелийлік аймақ қызған сайын ұлғаяды.

Күннің көлемі біртіндеп өсіп, бұл Күн жүйесіне күрделі салдар әкелуі мүмкін: Жерде мұздықтар еріп, мұхиттар буланып, атмосферада қалың тұман мен ұзаққа созылған жауын-шашынның ықтималдығы артады.

Соңғы кезең: қабықтың таралуы және ақ карлик

Жылу бөлінуі мен ішкі қайта құрылым белгілі бір шекке жеткенде Күн сыртқы қабықшасының бір бөлігін кеңістікке шашыратып, нәтижесінде сыртқы қабатынан айырылған қалдық ақ карликке айналады.

Бұл бөлім бастапқы мәтіндегі сипаттауды сақтай отырып берілді; жұлдыз эволюциясының нақты сценарийі модельге, массаға және химиялық құрамға тәуелді.

Массасы үлкен жұлдыздар: элементтердің түзілуі және аса жаңа жұлдыз

Егер жұлдыз массасы Күннен едәуір үлкен болса, синтез тек гелиймен шектелмей, әрі қарай неон, магний, кремний, фосфор, күкірт, никель сияқты элементтерге дейін жалғасуы мүмкін. Бұл үрдіс «қабат-қабат» жану ретінде сипатталады.

Темірге келгенде неге тоқтайды?

Процесс темірге жеткенде тоқтайды, өйткені темірдің әрі қарай «жануы» энергия бөлмейді. Осыдан кейін қысым мен температура шектен тыс өсіп, электрондар мен протондар сығылып, нейтрондарға айналатын күйге жетуі мүмкін.

Сығылу күшейген сайын көп мөлшерде нейтрино түзіліп, жағдайға қарай жүйеден сыртқа шығып кетеді немесе тығыз қабаттар арқылы тұтқындалады. Нәтижесінде гравитациялық коллапс күшейіп, аса жаңа жұлдыз жарылысы (супернова) болуы ықтимал.

Осындай жарылыстар кезінде периодтық жүйедегі көптеген ауыр элементтер түзіліп, ғарышқа таралады. Күн мен планеталардың материалы да бұрынғы жұлдыздық эволюция өнімдерімен байланысты деп есептеледі.

Протопланеталық бұлт және Күн жүйесінің құрамы

Протожұлдыз қалыптасуымен бірге протопланеталық бұлт та пайда болады. Оның жазықтығы, әдетте, жұлдыздың айналу осіне перпендикуляр бағытталады. Уақыт өте келе осы диск ішінде бөлшектер бірігіп, планеталар түзіледі.

Күн жүйесінің планеталары

Күн жүйесі келесі планеталардан тұрады: Меркурий, Венера, Жер, Марс, Юпитер, Сатурн, Уран, Нептун, Плутон.

Ескерту: қазіргі жіктеуде Плутон «ергежейлі планета» санатына жатады, бірақ бұл тізім бастапқы мәтіндегі берілімге сәйкес сақталды.