Vai mūžam Saule debesīs?

 

Vienīgā zvaigzne, kura patiešām ietekmē un nosaka mūsu dzīvi kā indivīda, tā visas cilvēces mērogā ir Saule. Tā mums gan dod gaismu, gan silda, gan faktiski arī baro, jo tieši Saules izstarotā enerģija ir tā, kas nodrošina visas dzīvās dabas daudzveidīgo ekosistēmu funkcionēšanu un to sarežģīto mijiedarbību norises, kuru gaitā rodas nepieciešamie pārtikas produkti. Šo saistību, galvenokārt gan attiecībā uz Saules siltumu un gaismu, apjēdza jau mūsu tālie senči un, nespējot rast šīm parādībām racionālu skaidrojumu, bieži vien Sauli godināja un pielūdza kā dievību.

 

Saule bez kultūrslāņa

Viens no pagājušā gadsimta zinātnes vislielākajiem sasniegumiem ir zvaigžņu evolūcijas teorijas izstrādāšana, kas ļāva izprast ne tikai galvenos zvaigžņu un tātad arī Saules ritošos procesus, bet arī daudzas citas ar vielas un enerģijas apriti kosmosā saistītas parādības un likumsakarības, noņemot tām astrologu un citu magu uzklāto mistisko kultūrslāni un atklājot to patieso vietu un lomu grandiozajā Visuma mehānisma darbībā.

Šī teorija, kuras pamatu veido uz sarežģītu diferenciālvienādojumu sistēmu risināšanu balstīti aprēķini, modernā datortehnika un Saules tuvums, kas dod iespēju iegūt sevišķi precīzus novērojumu datus, ir ļāvusi detalizēti izskaitļot Saules dzīves gājumu un likteni, sākot no tās dzimšanas protosolārajā gāzu un putekļu mākonī un beidzot ar tās lēno un mūžīgo izdzišanu, nonākot baltā pundura stadijā, kuru jau pamatoti varam uzskatīt kā Saules mirstīgās atliekas.

Ko tad šīs fundamentālās teorijas gaismā zinām par Sauli un tās mūžu?

 

Dzimtene - Piena ceļš

Mūsu Saule ir dzimusi tālā par Piena jeb Putnu Ceļu sauktas galaktikas nomalē (ap 10 kiloparseki no šīs galaktikas centra) pirms 4.55 Gg (1 Gg - viens gigagads jeb viens miljards (109) gadu) un pieder pie tā sauktās otrās zvaigžņu paaudzes zvaigznēm (skat. 1.att.). Tās ir nākušas pasaulē pēc tam, kad jaundzimušo galaktiku masīvās pirmās paaudzes zvaigznes bija nodzīvojušas savu īso un vētraino mūžu. Tad tās uzliesmoja kā pārnovas, bagātinot starpzvaigžņu vidi ar smagajiem elementiem un radot varenus triecienviļņus, kas sablīvēja retināto starpzvaigžņu mākoņu matēriju. Abi šie faktori, kā tagad izpētīts, rada jaunu zvaigžņu dzimšanai un attīstībai nepieciešamos labvēlīgos apstākļus.

 Saule tātad radās, šādam protosolāram mākonim pašgravitācijas dēļ kolapsējot, t. i., pamazām saspiežoties un sablīvējoties. Šāda kolapsa gaitā mākoņa centrā pamazām pieaug vielas blīvums un arī temperatūra, jo, vielai krītot uz centru, tās gravitācijas potenciālā enerģija transformējas kinētiskajā, t. i., siltuma enerģijā. Tas rada dažāda viļņa garuma elektromagnētiskā starojuma ģenerēšanos, kurš apkārtējai pasaulei it kā signalizē par zvaigznes briestošo dzimšanu. Kad temperatūra protosolārā mākoņa centrā sasniedz ap miljons grādu, virspusē nonākušais starojums jau ir arī optiskajā diapazonā, t. i., šis starojums kļūst redzams un var teikt, ka zvaigzne ir piedzimusi (skat. 2. un 3. att.). Ja S dzīvi attēlo uz laika skalas, atzīmējot svarīgāko, tad var teikt, ka tajā brīdī Saule atrodas punktā 0. Šajā stāvoklī Saule, lai arī tās virsmas temperatūra ir zemāka nekā mūsdienās, spīd spožāk, un tās kopējais izstarotās enerģijas daudzums sekundē (s) ir divdesmit reižu lielāks nekā mūsdienās. Saule ir arī apjomīgāka - tās rādiuss astoņas reizes pārsniedz pašreizējo RS =  696000 km.

Taču šajā laika posmā, kas ilgst apmēram 10 Mg (1 Mg - viens megagads jeb viens miljons (106) gadu), Saule strauji saraujas, tādēļ samazinās arī tās starjauda, respektīvi, enerģijas zudumi. Blīvums un temperatūra S centrā nepārtraukti pieaug, bet virsmas temperatūra praktiski nemainās.

Pēc šī  posma iestājas otrs - apmēram 20 Mg garš posms, kura laikā vielas blīvums S centrā sasniedz 80 g/cm3, bet temperatūra sakāpj līdz 12 miljoniem grādu. Tas ir laiks, kad S centrā sākas kodolreakcijas - pakāpenisku reakciju gaitā četri ūdeņraža atoma kodoli (protoni) apvienojas hēlija atoma kodolā (4 1H ? 4He), katrā šādā aktā ģenerējot ļoti lielu (ap 26,73 miljonus elektronvoltu) enerģiju. Nav grūti izrēķināt, ka, tādā veidā sadegot vienam gramam Saules ūdeņraža, rodas 6,4.1011 džouli (J) liela enerģija. Salīdzinājumam var minēt, ka ekvivalentu enerģijas daudzumu parastos apstākļos var iegūt, sadedzinot 14 tonnas benzīna. Ārēji S mainās maz - palielinās virsmas temperatūra un apmēram divas reizes pieaug spožums. Šis stāvoklis uz laika skalas atbilst punktam 1 un ar to, var teikt, noslēdzās Saules bērnība un sākās jaunības un spēka gadi, kuros Saule pavada aktīvā mūža lielāko - apmēram 12 Gg - daļu. Šajā stadijā, kuru astronomi sauc par galvenās secības stadiju, Saules fundamentālie parametri - starjauda, rādiuss un virsmas temperatūra - mainās maz, tiem lēnām palielinoties.

 

 

Pusmūža dāma piektajā gigagadā

Šobrīd Saule atrodas punktā 2, kas iezīmēts ar aplīti, un tas nozīmē, ka Saule ir 4,55 Gg veca, kas ir mazāk par tās pusmūžu. Saules spožums, tātad, arī siltuma atdeve, salīdzinot ar tās bērnības laiku, ir pieaugusi par 30 procentiem un, kā jau teikts, lēnām turpina augt. Saules struktūra, kuras izzināšanā izmantoti visjaunāko pētniecības metožu dati, ieskaitot helioseismoloģiju, parādīta 4. attēlā. (Helioseismoloģija - Saules astrofizikas nozare, kas, novērojot globālās pašsvārstības, konstruē S iekšējo uzbūvi, līdzīgi kā, novērojot Zemes svārstības zemestrīču vai mākslīgi izraisītu eksploziju laikā, var iegūt datus par Zemes iekšējo uzbūvi). S centrālajā daļā jau ir izdegusi gandrīz puse no sākotnējā ūdeņraža daudzuma, kas ir galvenais Saules  radiatīvās enerģija producētājs. Kodols turpinās sarauties un temperatūra tā centrā - celties, kas paātrina ūdeņraža izdegšanu. Ārēji tas izpaudīsies kā lēna, nepārtraukta Saules spožuma un līdz ar to arī Zemes saņemtā siltuma daudzuma palielināšanās, ko tikai nelielā mērā varēs kompensēt Zemes attālināšanās no Saules, kuras cēlonis ir Saules masas samazināšanās, gan ūdeņradim izdegot, gan arī šai masai aizplūstot kā Saules vējam.

Pēc apmēram 6,36 Gg, kad Saules kodolā būs izdedzis viss ūdeņradis, kodols būs vēl vairāk sarāvies un temperatūra tā centrā sasniegusi ap 200 miljonu grādu, centrā sāks degt gan sākotnējais, gan ūdeņraža degšanas gaitā sintezētais hēlijs, pārvēršoties ogleklī (34He ? 12C) un izdalot 7,28 miljonus elektronvoltu vai 5,85.1010 J/g lielu enerģijas daudzumu. Ar to var teikt, ka būs noslēdzies Saules mierīgās attīstības periods, beigušies tās brieduma gadi un iestājies pensijas vecums, jo laika gaitā notikušo fizikālo nosacījumu izmaiņas kodolā radīs dramatiskas izmaiņas Saules iekšējā struktūrā un arī tās ārējā veidolā.

 

Kas notiek Saules kodolā

Saules kodolā ievērojami pieaugušās un arvien vairāk pieaugošās temperatūras un blīvuma apstākļos hēlijs deg daudz straujāk par ūdeņradi. Ievērojami pieaug arī kodolam tuvo slāņu temperatūra un blīvums, un tajos attīstās ūdeņraža degšanai nepieciešamie nosacījumi. Ap Saules kodolu radīsies otrs kodoltermisko pārvērtību avots - ūdeņraža čaulveida degšanas slānis, kas celsies uz augšu. Tas uzkarsēs virs tā esošos slāņus, tie izpletīsies un ļoti uzpūtīs Sauli. Saule būs nonākusi punktā 3 un kļūs par sarkano milzi. Šajā fāzē Saules virsmas temperatūra samazināsies, bet rādiuss un spožums stipri pieaugs.

Sarkanā milža zara fāzē Saule neuzkavēsies ilgi - tikai ap 0,6 Gg, bet Saules rādiuss šajā laikā pieaugs no 2,3 (fāzes sākumā) līdz 166 pašreizējiem Saules rādiusiem (fāzes beigās), kas nozīmē, ka Saules spožums palielināsies attiecīgi no 2,7 līdz 2350 pašreizējām Saules starjaudām. Saules staros tik intensīvi, ka šajā samērā īsajā (astronomiskā nozīmē) laikā būs izdeguši jau 46 procenti no Saules kopējiem ūdeņraža krājumiem salīdzinājumā ar 13,5 procentiem, kuri bija izdeguši šīs fāzes sākumā.

Stipri izmainīsies arī Saules struktūra. Tās lielākā daļa būs kļuvusi konvektīva, virspusē uzvandot kodolā sintezētos smagos elementus - hēliju un oglekli, bet no centra attālinātie un līdz ar to gravitatīvi daudz vājāk saistītie, taču karstie augšējie slāņi ģenerēs spēcīgu vēja plūsmu, kas aiznesīs ap 2,2.10-7 Saules masas gadā un visai nozīmīgi iespaidos Saules turpmāko evolūciju.

Hēlija degšanas fāzes beigās atkal pieaugušās temperatūras un blīvuma apstākļos sāks saplūst palikušie hēlija un tā degšanas produkta - oglekļa - atomi, sintezējoties skābeklim, bet virs kodola rodas jauna, t. i., otra degšanas čaula, kurā hēlijs izdeg, transformējoties ogleklī. Arī šī čaula ceļas uz augšu, uzkarsējot augšējos slāņus un vēl vairāk uzpūšot Sauli. Šādā dubultčaulas degšanas posmā pēc 20 Mg Saules rādiuss jau būs sasniedzis 125 miljonus km, un tās versmojošā virsma atradīsies vairs tikai ap 25 miljonu km attālumā no Zemes pašreizējo 150 miljonu km vietā.

Mūža beigās dzīlēs strauji mainīgo fizikālo apstākļu un tikpat strauji ritošo kodoltermisko reakciju dēļ Saule piedzīvos vairākas varenas pulsācijas, kuras kā konvulsijas sadrebinās visu vecīgo ķermeni. Šo pulsāciju rezultātā Saule, kā pēdējo dvašu izpūšot, nometīs apvalku un atkailinās līdz apmēram 120000 K sakaitēto un zilganbalti kvēlojošo kodolu - balto punduri. Īsu brīdi civilizācijas citās sauļu sistēmās šo agoniju un Saules nāves ziņu varēs vērot kā planetāro miglāju, kas, lēni dzisdams, izklīdīs starpzvaigžņu telpā (skat. 6. un 7.att.).

Šo balto punduri - ārkārtīgi blīvu veidojumu (ap miljons gramu jeb 1 tonna/cm3), kura masa būs vairs tikai 0,54 no Saules pašreizējās masas, bet rādiuss ap 6000 km, t. i., viena simtā daļa no pašreizējā rādiusa, kā jau raksta sākumā atzīmēts, var uzskatīt par Saules mirstīgajām atliekām, jo visas kodoltermiskās reakcijas, kas visbūtiskāk raksturo īstas zvaigznes un nosaka to identitāti, būs beigušās. Šīs kādreiz spoži starojušās zvaigznes atliekas sākumā strauji, taču vēlāk arvien lēnāk staros jeb atdos apkārtējā telpā aktīvās dzīves periodā uzkrāto siltumu, pamazām, miljardu miljardu gadu laikā pārvērzdamies par sarkanu un par vēl tumšāku punduri, kuru apriņķos vairs tikai daļa nedzīvu, apdegušu un daļēji iztvaikojušu planētu nodeguļu. Šādā nedzīvas Saules nozīmē uz raksta virsrakstā likto jautājumu nosacīti var atbildēt apstiprinoši, jo, kamēr vien pastāvēs Visums un tā matērija, pa to klīdīs arī no kādreizējās spožās Saules palikušās, ar apkārtējo kosmisko tumsu saplūdušās paliekas.

 

Kā pagarināt Saules mūžu?

Saules aktīvās dzīves ilgums pēc šādiem aprēķiniem ir 12,37 Gg, no kuriem tātad jau nodzīvoti 4,55 Gg. Taču tas nenozīmē, ka cilvēces rīcībā vēl ir 7,82 Gg, lai izdomātu, kā saglabāties šo nepielūdzamo dabas likumu darbinātajās dzirnās. Faktiski tas ir jāizdomā daudz ātrāk, vismaz krietni līdz sarkanā milža stadijas iesākumam, kuru Saule sasniegs pēc 6,4 Gg. Šajā brīdī Saules starjauda, salīdzinot ar pašreizējo, būs palielinājusies 2,2 reizes, bet pēc atbilstoši konstruētu modeļu aprēķiniem Zeme sāks pastiprināti zaudēt šķidrā ūdens krājumus, Saules starjaudai palielinoties jau tikai 1,1 reizi.

Ūdens tvaiku daudzuma palielināšanās atmosfērā izraisīs tā saukto slapjo siltumnīcas efektu, kas izraisīs strauju Zemes virsmas temperatūras celšanos. Aprēķini rāda, ka, Saules spožumam palielinoties 1,4 reizes, pilnībā iztvaikos pasaules okeāns, bet šādas starjaudas, skaitot no mūsdienām, Saule sasniegs attiecīgi jau pēc 1,1 un 3,5 Gg. Tas nozīmē, ka lielākā daļa laika, kurā uz Zemes ir bijuši dzīvībai labvēlīgi eksistences apstākļi, jau ir pagājusi un cilvēces rīcībā faktiski ir vairs tikai ap miljards gadu, lai sagatavotos katastrofālajām dzīves vides izmaiņām.

Ir veikti arī aprēķini, lai izpētītu, kas notiek ar planētām, ja tās nonāk sarkano milžu uzblīdušajās un vairākus tūkstošus grādu karstajās atmosfērās, kurās iztvaiko jebkurš materiāls un minerāls. Izrādās, ka šajā ziņā planētas liktenis ir atkarīgs no tās masas, t. i., ja planētas masa ir mazāka par 0,005 MS, tā, kustoties milža atmosfērā, iztvaikos. Tas nozīmē, ka Saules gadījumā paredzama visu tās planētu iztvaikošana, ja vien tās nonāks Saules atmosfērā, jo pat milža Jupitera masa ir mazāka par šo kritisko robežu. Protams, svarīgs ir arī laiks, kurā planētu apņem šī sarkanā milža atmosfēra, taču parasti tas ir pietiekams, lai iztvaikošana notiktu.

 

 

Dr. phys. Arturs BALKLAVS-GRĪNHOFS

 

5