Спектакуларна мисија свемирске сонде „Паркер“ ка Сунцу: Зашто ☉ сија и докле, кад и од чега ће да умре

Блиски сусрет сонде „Паркер“ са Сунцем одиграо се 24. децембра на растојању од „само“ 6,1 милиона километара, при брзини од око 700.000 km/h. Ниједан објекат начињен човековом руком никад није достигао овако велику брзину: сонда би растојање од Њујорка до Лондона прешла за мање од 30 секунди.

Иако ових шест милиона километара делује као огромно растојање, у суштини није тако. Пођите од тога да просечно растојање Земље од Сунца износи 150 милиона километара. Замислите сада стадион за фудбал дугачак сто метара у коме се на једном голу налази Сунце а на другом Земља. Сонда „Паркер“ се у тренутку достизања минималног растојања нашла на само четири метра од гола, у Сунчевом „петерцу“.

Илустрације ради, минимално растојање Меркура од Сунца не пада испод 46 милиона километара, што преведено на наша фудбалска растојања, значи да је Меркур, Сунцу најближа планета, негде на око 30 метара од гол-линије. Дневна температура на Меркуру износи око 480°C што делује као „хладовина“ у односу на пакао кроз који је пролетео „Паркер“.

Процењује се да је термички штит сонде, направљен од специјалног композитног материјала, био изложен температури од око 980°C. Направљен је тако да може да издржи и свих 1400°C, што је блиско температури на којој се топи гвожђе. Штит је инжењерско ремек-дело: има пречник од преко два метра, али је тежак само 70 kg и дебео једва 12 центиметара. И поред тога, изолација коју пружа толико је ефикасна да је температура са његове унутрашње стране само 30°C, што омогућава несметано функционисање осетљивих инструмената које сонда носи са собом. Сонда има и врло комплексан, потпуно аутоматски систем који непрекидно мења оријентацију летелице у простору тако да је штит увек окренут ка Сунцу. 

Блиски сусрет 

Никад раније се један објекат направљен људском руком није нашао овако близу Сунцу. Претходни рекорд држала је сонда „Хелиос“ која се давне 1976. године примакла Сунцу на 43 милиона километара, унутар Меркурове орбите. С обзиром да је летелица морала да пролети кроз јонизовану Сунчеву корону, радио веза је неминовно морала да буде прекинута на неколико дана.

Рекло би се да је сада све прошло како треба јер је контрола лета ухватила контролни сигнал са „Паркера“ непуна три дана касније. А то није мала ствар, с обзиром да је у сонду до сада уложено око 1,5 милијарди долара. Сада се чека да се „Паркер“ мало одмакне од Сунца како би на Земљу послао драгоцене податке сакупљене током прелета.

Подаци које очекујемо могу из основа да промене наше разумевање Сунца, да увећају наша знања о читавом Сунчевом систему и допринесу бољем разумевању еволуције звезда у космосу, поготово оних „гостољубивих“, у чијим орбитама се налазе настањиве планете.

Припреме за овај тренутак трајале су претходних шест година. Толико времена било је потребно да протекне од лансирања па до тренутка када се летелица нашла на идеалној трајекторији. Како би убрзали летелицу до енормних брзина (које су неопходне како би излагање летелице екстремним условима који владају у Сунчевој брзини било што краће), инжењери лета обилато су користили метод „гравитационе праћке“: летелица је седам пута пролетела поред Венере, сваки пут добијајући на брзини без утрошка горива, уз итеративну промену трајекторије која је полако добијала своју финалну форму.

Након овог пролаза, летелица ће на свака три месеца имати репризу блиског сусрета са Сунцем, али се више никад неће наћи на овако малом растојању. 

Разумети звезду

Шта све знамо о нашој матичној звезди коју астрономи означавају кругом са тачком у средини (☉)?

Сунце је, заправо, велика лопта усијане плазме, облика материје у којој су температуре толико високе да електрони више не орбитирају око атомских језгара већ се слободно крећу између њих. Грубо гледано, три четвртине масе Сунца чини водоник, једну четвртину хелијум (који је прво откривен на Сунцу па тек онда на Земљи), док се остали хемијски елементи могу наћи у траговима.

С обзиром на величину Сунца, разлике у притисцима и температурама драстично се мењају с растојањем од његовог центра. Највећа температура влада у средишту сунца (15.700.000°C) а најмања на његовој површини (5.770°C).

Полупречник Сунца износи око 700.000 километара и 110 пута је већи од полупречника наше планете. Запремински гледано, у једно Сунце може да стане око милион планета величине Земље. Сунце је толико масивно да сви остали објекти у Сунчевом систему заједно (планете, сателити, астероиди) не прелазе два промила Сунчеве масе.

Сунце је релативно мала звезда (оне највеће прелазе 100 Сунчевих маса), али се не налази у популацији оних најмањих, такозваних „црвених патуљака“, које чине доминантну већину у космосу.

Интересантан је парадокс да мале звезде живе неупоредиво дуже него оне веће: један црвени патуљак који једва да има довољну масу да покрене термонуклеарну фузију у свом језгру може да сија стотинама милијарди година. Највеће звезде изгоре неупоредиво брже и њихов животни век по правилу не прелази пар десетина милиона година.  

Боје светла

Иако астрономи сврставају Сунце у класу жутих патуљака, оно је у суштини бело: емитује светлост у свим деловима спектра, доминантно у видљивом и инфрацрвеном делу, мање у ултраљубичастом и рендгенском.

Ултраљубичасто (УВ) зрачење је генерално опасно по живи свет, водећи је узрок рака коже код људи и од њега нас у највећој мери штити Земљин озонски омотач. Краткотрајно гледање у Сунце, чак и у подне, не оставља трајне последице, док гледање кроз двоглед или телескоп без заштитног филтера може да изазове трајно слепило у року од пар секунди (мислите о томе!).

Када би Сунце имало боју дела спектра у коме емитује највише енергије, било би зелено. Кад сте негде на обали мора у сутон, Сунце има најшири спектар боја: може да буде наранџасто, црвено, љубичасто, чак и плаво. А ако сте још и заљубљени, тада можете да видите и све остале боје. 

Милион сунчевих степени

Сунце због своје температуре нема чврсту површину. Оно што видимо као Сунце је заправо његова „фотосфера“ – то је област у којој материја Сунца постаје довољно прозрачна да светлост коју Сунце емитује несметано стиже до нас. Дебљина фотосфере износи неколико стотина километара и кад бисте се нашли у њој имали бисте утисак да сте упали у лаку измаглицу.

Гледано кроз телескоп, фотосфера изгледа зрнасто – свака гранула представља врх струјног стуба који топлу материју из унутрашњости Сунца допрема на површину. Ту се загрејана материја хлади, постаје тежа и понире назад у унутрашњост Сунца дуж ивица гранула фотосфере.

Местимично, на фотосфери се уочавају „Сунчеве пеге“, места са сниженом температуром која зато изгледају тамније где изузетно јако магнетно поље привремено блокира уобичајено циркулисање топлоте.

На висини од око 500 километара температура достиже најнижу вредност: 3800°C. Изнад тог слоја почиње хромосфера (од грчке речи за боју – „хрома“) дебљине око 2.000 км. Име је добила по томе што се види као танки обојени круг око Сунца у тренутку његовог тоталног помрачења.

На почетку хромосфере материја је само делимично јонизована али температура у њој врло брзо почиње да расте, све док не достигне 20.000°C. Изнад тог слоја постоји танки регион транзиције дебео свега пар стотина километара у коме температура скаче на преко 1.000.000°C. Након те тачке почиње Сунчева корона која обухвата простор чија се величина мери милионима километара и чији се облик непрекидно мења.

Температурни услови у корони су свуда екстремни: просек се креће око 2.000.000°C, а максимална вредност може да достигне и 20.000.000°C . 

Сунчев ветар дува из короне

Механизам загревања короне ни данас није познат. Дуго се сматрало да овако високе температуре настају деловањем акустичних таласа који се из унутрашњости Сунца шире ка његовој површини. Новије теорије већи значај придају акумулираној магнетној енергији која се на неки непознати начин конвертује у топлоту. Свеједно, „Паркер“ је пролетео кроз Сунчеву корону и остао читав, пре свега зато што није прошао кроз њен најтоплији део.

Осим тога, корона је изузетно ретка – количина топлоте коју она може да пренесе на летелицу лимитирана је њеном врло малом густином (из истог разлога корону је могуће видети само приликом тоталних Сунчевих помрачења).

Корона је, истовремено, и извор „Сунчевог ветра“, струје наелектрисаних честица (углавном протона и електрона) која се радијално простире кроз читав Сунчев систем. На 15 милиона километара од Сунца почиње зона позната као хелиосфера, зона којом доминира управо Сунчев ветар.

У време настанка Сунчевог система, соларни ветар „одувао“ је у међузвездани простор сав „вишак материјала“ преостао након формирања планета. Гледано са даљине од неколико светлосних година, изгледа као да Сунчев ветар изнутра надувава својеврстан „мехур“ у коме се налази читав Сунчев систем, потискујући космичке гасове и прашину даље од Сунца. Када честице соларног ветра, вођене струјним линијама Земљиног магнетног поља, дођу у контакт са нашом атмосфером, долази до јонизације и појаве живописне ауроре (бореалис или аустралис, зависно од земљине хемисфере).

Невидљива граница Сунчевог система налази се на месту где Сунчев ветар губи снагу у сусрету са материјом расутом између звезда. Ту се завршава хелиосфера, зона Сунчевог утицаја, ту почиње међузвездани простор, Млечни пут, ту су негде и сонде Војаџер 1 и 2 које су ову границу „прекорачиле“ 2012. и 2018. године...

Зона Сунчевог утицаја је огромна: полупречник хелиосфере 50 пута је већи од растојања Земље од Сунца. 

„Паркерова“ мисија

Сонда „Паркер“ јесте оборила један значајан рекорд, али је њена намена много комплекснија. Ако потраје, можда ћемо добити одговор на нека стара али још увек отворена питања:

• Како се енергија прелива из фотосфере у корону?
• Зашто је корона тако врела, шта је то загрева до екстремних температура?
• Како корона генерише Сунчев ветар? Какву структуру имају тзв. рупе у корони које такође представљају извор Сунчевог ветра?
• Да ли су извори Сунчевог ветра постојани или се нови формирају брзином којом стари нестају?
• Како се убрзавају честице Сунчевог ветра? Како се њихове енергија простире кроз корону и хелиосферу?

Уз то, Сунце је жива, динамична звезда, која има периоде веће и мање активности који се смењују на сваких 11 година. Површина Сунца има много активних тачака у чијој околини се нагомилава огромна количина енергије, све до тренутка док се не ослободи на експлозиван начин. Ту су, за почетак, Сунчеве протуберанце, пламенови гаса у Сунчевој атмосфери видљиви изван обода Сунчевог диска који имају много већу густину и знатно нижу температуру од околне короне.

Протуберанце најчешће имају лучни облик и повезују две области на Сунцу које имају супротни магнетни поларитет. Много већу снагу имају Сунчеве бакље које у пар секунди или минута могу да ослободе енергију упоредиву са енергијом читавог Сунца.

Већина бакљи настаје око Сунчевих пега где јако магнетно поље спаја фотосферу и корону. Једна бакља може да угреје корону до 10.000.000°C и убрза наелектрисане честице скоро до брзине светлости.

На крају, ту су и коронални избачаји маса, гигантске експлозије у корони, обично у околини Сунчевих пега или бакљи. Током једне овакве експлозије Сунчева корона избаци око милијарду тона материје у космички простор. 

Звездани хирови и тајне

Ниједну од ових појава не разумемо до краја, не умемо да предвидимо нити можемо лако да проценимо њихов деструктивни потенцијал. Све ове појаве генеришу струју високо-енергетских честица које могу да произведу мању или већу штету на вештачким земљиним сателитима, телекомуникационој или електричној мрежи.

У интеракцији са Земљиним магнетним пољем настају геомагнетске олује, при чему је највећа забележена у септембру 1859. године под именом „Карингтонов догађај“. Ова олуја практично је онеспособила тек успостављену америчку телеграфску мрежу, изазивајући варничења и пожаре у телеграфским станицама, при чему је неколико оператера задобило повреде изазване електро-шоковима. Име је добила по астроному Ричарду Карингтону који је узрок овог догађаја пронашао у соларној бакљи коју је приметио непосредно пред почетак олује.

Једна слична геомагнетска олуја је 1989. године изазвала пад електричне мреже у већем делу канадског Квебека. Снага соларног ветра у том тренутку била је тако велика да се поларна светлост видела далеко на југу, све до Тексаса. 

Веза између климе на Земљи и Сунчеве активности није јасно утврђена, али постоје индиције да нека зависност постоји. Најбоље документован је период познат као „Маундер Минимум“, од 1645. до 1715. године, када је Европа пролазила кроз период познат као „мало ледено доба“ са изразито ниским температурама.

Два века касније, немачки астроном Шпорер, а затим и брачни пар Маундер, приметили су да се овај период упадљиво преклапа са периодом изразито слабе Сунчеве активности, када је током 30 година посматрања уочено само 50 Сунчевих пега уместо уобичајених 40.000.

Сунце, дакле, има своје хирове и тајне – далеко од тога да знамо све о њему. Поменимо и то да је сонда „Паркер“ добила име по Јуџину Паркеру, научнику који се још половином прошлог века бавио изучавањем механизма загревања короне и математички предвидео постојање Сунчевог ветра.

Паркер је једини научник који је до сада имао ту част да уживо гледа лансирање сонде која носи његово име (2018). Нажалост, није поживео довољно дуго да види блиски сусрет сонде са Сунцем: умро је 2022. године у 94. години живота. 

Зашто Сунце сија

Иако данас знамо да је Сунце старо преко пет милијарди година и да се налази над главом човечанства од самог почетка, кроз историју је било врло мало оних који су покушали да одговоре на једноставно питање: зашто Сунце сија? Парадоксална је чињеница да све до почетка XXI века нисмо имали колико-толико комплетну слику о нама најближој звезди.

О Сунцу као извору живота говори се тек 1833. године у радовима чувеног астронома Џона Хершела: „Сунчеви зраци основни су узрок практично сваког кретања које се дешава на земљиној површини. Захваљујући његовој оживљујућој снази из неорганске материје настају биљке, без којих нема ни животиња, ни људи, ни огромне енергије стављене људима на располагање у виду наслага угља.“

Половином XIX века физичар Херман фон Хелмхолц изнео је теорију да Сунце генерише топлоту услед сажимања материје под дејством гравитационих сила.

Сасвим неочекивано, свој допринос расправи дао је и Чарлс Дарвин: посматрајући брзину ерозије једне долине у јужној Енглеској, Дарвин је проценио да је природи било потребно најмање 300 милиона година да је створи. Самим тим, Земља и Сунце морају бити још старији.

Био је то велики искорак у конзервативном друштву које се и даље држало библијских бројки према којима је свет био стар свега неколико хиљада година. Ово је изазвало велику нелагоду међу астрономима: ако је Сунце заиста толико старо, одакле потиче сва та силна енергија коју емитује толико дуго? 

Међу онима који су се противили Дарвиновој теорији о постанку врста, налазио се и чувени физичар лорд Келвин, човек који је формулисао други закон термодинамике и установио апсолутну температурну скалу. Келвин је одбацио Дарвиново тврђење о брзини геолошких процеса и старости Сунца.

Са друге стране, Келвин је био довољно проницљив да одбаци хемијске реакције као потенцијални извор Сунчеве топлоте: „Чак ни најжешћа реакција супстанци у количини равној Сунчевој маси не би потрајала дуже од 3000 година.“

Као извор Сунчеве енергије Келвин, као и Хелмхолц, у прво време означава гравитациону енергију Сунчеве масе. Међутим, астрономи су брзо срачунали да овако генерисана енергија не би потрајала довољно дуго, Келвин 1862. године модификује своју теорију и с великом убедљивошћу и елоквенцијом тврди да Сунчева енергија настаје као плод удара безбројних метеорита о Сунчеву површину. С обзиром на то да је космос практично неисцрпан ресурс метеорита, Келвин је сматрао да је на овај начин објаснио извор Сунчевог зрачења током 20 милиона година.

„Ко смо ми“, пита Келвин, „па да, као Дарвин, тврдимо да нешто може да траје 300 милиона година?“

До новог покушаја да се одгонетне порекло Сунчеве енергије дошло је тек 1896. године, када је Анри Бекерел открио феномен природне радиоактивности. Убрзо је примећено да радиоактивне радијумове соли имају температуру која је виша од температуре околине. Природно, изнета је претпоставка да Сунце генерише топлоту распадом радиоактивних елемената али се од теорије одустало врло брзо, чим је утврђено да је њихов проценат на Сунцу практично занемарљив.

Напретка није било све док 1905. године Алберт Ајнштајн није формулисао принцип еквивалентности масе и енергије: E=­mc².

Други кључни пробој направио је британски хемичар Френсис Астон, који је прецизним експериментом утврдио да је маса четири атома водоника нешто већа од масе једног атома хелијума.

Ове две чињенице повезао је у једну бриљантни енглески астрофизичар, сер Артур Едингтон 1920. године. По њему, извор Сунчеве енергије могао би бити процес фузије (спајања) четири атома водоника у један атом хелијума. С обзиром на то да је маса материје на почетку процеса фузије већа од масе на крају, недостајућа маса манифестовала би се, сходно Ајнштајновој релацији, као енергија Сунчевог зрачења. Едингтон је брзо израчунао да би конверзија малог процента масе Сунца у енергију била довољна да Сунце сија милијардама година. 

Централа у центру Сунца

Испоставиће се да је Едингтон био у праву. Данас знамо да је Сунце доминантно састављено од водоника и хелијума и да се у центру Сунца, тамо где су температуре и притисци највећи, око 600 милиона тона водоника сваке секунде конвертује у хелијум. Маса генерисаног хелијума је за 4 милиона тона мања – управо толико масе се сваке секунде конвертује у енергију што Сунцу даје снагу која се мери „јотаватима“  (префикс „јота“ означава јединицу иза које се налазе 24 нуле).

Сваки кубни метар Сунца генерише енергију довољну за једну сијалицу од 200 вати. Снага сунчеве светлости која по ведром дану пада на квадратни метар површине земље на просечној географској ширини износи нешто више од једног киловата.

Сва сунчева енергија генерише се у његовом језгру. Генерисана енергија спречава да звезда доживи гравитациони колапс под дејством сопствене тежине. Пре него што буде емитована у космос у виду сунчеве светлости (зрачења), ова енергија мора да прође дуг пут од језгра звезде до његове површине.

Први слој, који се пружа од језгра па све до 70% сунчевог полупречника толико је компактан да се кроз њега топлота проводи искључиво зрачењем. Потребни су милиони година да би се један фотон пробио кроз ту згуснуту, наелектрисану масу и доспео у слој који је довољно редак да се у њему топлота може проводити много бржим процесом струјања (налик на процес загревања воде у џезви за кафу).

Данас је механизам којим се језгра водоника (протони) конвертују у језгра хелијума детаљно објашњен. На звездама попут Сунца, доминантан је тзв. P-P (протон-протон) процес, масивније звезде користе тзв. CNO-циклус у којима се угљеник (C) користи као катализатор, а азот (N) и кисеоник (О) појављују као нуспроизводи. 

Мистерија неутрина

Оба модела предвиђају ослобађање одређене количине супер-лаких честица, електронских неутрина, који кроз Сунчеву материју, без обзира на њену густину, путују као сардине кроз мрежу исплетену од рупа.

Неутрини су тако лаки да њихова маса још увек није прецизно измерена, тако бројни да вам кроз нокат на палцу сваке секунде пролети њих милијарду, имају брзину тек нешто мању од брзине светлости и тако су неухватљиви да су вам неопходни огромни детектори (величине олимпијских базена) да бисте успели да ухватите пар неутрина недељно.

Сунчеве неутрине први је детектовао Рејмон Дејвис 1968. године. Колико је то био тежак посао може да илуструје чињеница да је у наредних 30 година непрекидног рада Дејвис регистровао свега 2.000 неутрина.

Његов подвиг поновила је јапанска екипа на челу са Масатоши Кошибом 1986. године (чувени „Камиоканде“ експеримент). Обојица су користили детекторе који су били саграђени дубоко под земљом како би се заштитили од утицаја космичког зрачења. 

Читава теорија доспела је у озбиљну кризу када се испоставило да измерени број неутрина достиже само трећину од броја који предвиђају теоријски модели. Тек почетком XXI века слагалица је постала комплетна када су физичари непобитно доказали да неутрино има „шизофрену личност“: током свог лета ка Земљи он може спонтано да промени свој тип из „електронског“ у „муонски“ или „тау“ неутрино. Детектори на земљи били су оспособљени за детектовање првог типа, док су друга два пролазила неопажено тако да је детектована само трећина од очекиваног броја.

Када је ова претпоставка потврђена, прича о извору Сунчеве енергије била је коначно комплетирана. Дејвис и Кошиба су за откриће соларних неутрина добили Нобелову награду за физику 2002. године. 

Сунце на филму

И поред значаја које Сунце има за живот на Земљи, релативно је мало СФ филмова у којима Сунце има значајну улогу. Вероватно најбољи филм на ту тему, „Sunshine“, снимио је Дени Бојл 2007. године, окупивши притом сјајну глумачку екипу на челу са Силијаном Марфијем, Крисом Евансом, Мишел Јео и Хиројукијем Санадом.

У том филму Сунце се, из неког непознатог и никад објашњеног разлога, спонтано гаси („Our Sun is dying. If the sun dies, so do we...“), количина емитоване топлоте смањује се толиком брзином да је Земља током само једне генерације претворена у ледену пустињу у којој су се човечанство и читав преостали живи свет нашли на самом рубу физичког опстанка.

Једини начин да се избегне катастрофа јесте да се Сунце, као угашена фуруна, некако поново „потпали“ тако што ће специјално конструисани брод прићи Сунцу довољно близу да на њега испали фузиону бомбу величине Менхетна...

Прва мисија доживела је необјашњиви неуспех, пре него што је посада стигла да пријави било какав проблем. Филм је фокусиран на другу мисију која иде трагом прве и, реално, представља последњу шансу да се Сунце спасе од умирања. 

Иако је филм прожет поприличном дозом мистичног обожавања Сунца карактеристичним за Стари век када су небеска тела била у тесној вези са божанствима многобројних религија (чланови посаде имају посебну собу у којој сатима седе и са побожном пажњом посматрају Сунце на огромном екрану), и иако таква опчињеност магичном снагом Сунца често делује помало бизарно или непримерено данашњем добу (нарочито кад заузме централно место у филму), технички аспект целе приче изведен је беспрекорно. Дени Бојл на врло уверљив начин приказује сва искушења са којима ће се сусрести свако ко покуша да се примакне Сунцу „на дохват руке“.

Нарочито је импресиван дизајн космичког брода који, баш као и сонда „Паркер“, испред себе „гура“ огромни термички штит сферног облика који све делове летелице држи у перманентној сенци. 

Смрт Сунца

Кад смо већ код ове теме, може ли Сунце заиста да „умре“? Сасвим сигурно, Сунце не може да „акутно оболи“ као у Бојловом филму, нити може да згасне тек тако, у временском оквиру који се мери деценијама, вековима или миленијумима... Али истина је да Сунце, чак и у овом тренутку, док читате редове овог текста, лагано умире и да се неминовно ближи свом крају. А пре него што престане да буде активна звезда, Сунце ће се побринути да уништити све што је до сада створило и пажљиво гајило на Земљи. Наш творац биће на крају приче и наш немилосрдни џелат, и не постоји ништа што би то могло да спречи.

Сунце је звезда у чијем се средишту већ пет милијарди година одвија фузија водоника у хелијум. Са протоком времена, количина расположивог водоника у центру Сунца се смањује а повећава количина „хелијумског пепела“ који се лагано таложи и нагомилава.

С обзиром да је тренутна температура Сунчевог језгра сувише ниска, хелијум је инертан и не учествује у термо-нуклеарним реакцијама, самим тим не производи енергију чија би радијација доприносила одржавању равнотеже са гравитационим притиском огромне Сунчеве масе.

Услед тога, језгро Сунца – сфера чији радијус износи 20% од радијуса читавог Сунца (мање од 1% запремине) – непрекидно се компримује и смањује под теретом виших слојева, при чему се ослобађа гравитациона потенцијална енергија од које бар половина бива конвертована у топлоту. Долази до повећања температуре, што опет повећава интензитет фузије и укупну количину генерисане енергије (луминозност) Сунца. Већа количина генерисане енергије изазива експанзију горњих слојева Сунца тако да се величина Сунца повећава.

Иако је то повећање данас, док још увек има водоника у језгру, толико мало да се не може измерити, теоријски прорачуни дају недвосмислен резултат: свакога дана Сунце је мало веће и мало „бљештавије“ а количина енергије која стиже на Земљу увећава се за 1% на сваких 110 милиона година. Услед тога, на дуге стазе, просечне температуре на нашој планети неминовно ће расти.

Смрт Земље

Сунце се тренутно налази у фази када од „извора живота“ лагано прелази у „извор деструкције“. Прва жртва Сунца биће све биљке на Земљи. Као што постоји кружење воде у природи, на Земљи постоји и једнако важно кружење угљеника.

Угљен-диоксид (CO₂) из атмосфере у контакту са атмосферском водом ствара слабу киселину која у контакту са силикатним минералима ствара чврсте карбонате. Ови карбонати ће, пре или касније, завршити испод Земљине површине услед кретања тектонских плоча и константног подвлачења једне плоче испод друге. Карбонати заробљени испод земље биће разложени топлотом магме у Земљиној унутрашњости, а ослобођени CO₂ биће враћен у атмосферу кроз вулканску активност.

Међутим, како температуре на Земљи буду расле, брзина којом се CO₂ уклања из атмосфере биће све већа, тако да ће тектонски процеси пре или касније изгубити битку са све топлијим Сунцем. Концентрација CO₂ у атмосфери почеће неминовно да пада све док, кроз отприлике 600 милиона година, не падне испод границе која је потребна за тзв. C₃-тип фотосинтезе.

Овај тип фотосинтезе користи највећи број биљних врста, што ће довести до њиховог изумирања. Симболично или не, прво ће нестати цвеће, затим листопадне а онда и све четинарске шуме.

Неке биљне врсте (кукуруз, сирак, просо, неке сорте траве, 5% од укупне биомасе) могу да врше фотосинтезу типа C₄ за коју су потребне много ниже концентрације CО₂. Али и ове врсте ће неминовно ишчезнути када CО₂ практично нестане из атмосфере.

С обзиром да су биљке на почетку ланца исхране животињског света, претпоставка је да ће све комплексне животне форме ишчезнути у наредних милијарду година, док ће оне примитивније опстати у скривеним ћошковима планете бар још две, након чега ће сви трагови живота на Земљи бити избрисани у року од пар стотина милиона година.

Иронија природе је да смо данас приморани да се боримо са вишком CО₂, иако ће доћи тренутак када ће нас његов недостатак трајно отерати са ове планете. 

За милијарду година

Прорачуни показују да ће кроз милијарду година Сунце бити 10% сјајније што ће просечну температуру на копну повећати до скоро 50°C. Појачано испаравање воде из океана довешће до повећања количине водене паре у атмосфери која такође представља врло потентан гас „зелене баште“. Настаће позитивна повратна спрега: више водене паре у атмосфери довешће до додатног повећања температуре, што ће опет изазвати повећано испаравање текуће воде.

Процес ће се убрзавати све док сви океани потпуно не испаре, што ће Земљу претворити у врелу сауну у којој ће температура постати упоредива са оном која тренутно влада на Венери.

Без текуће воде која „подмазује“ кретање тектонских плоча, њихово кретање ће се зауставити што ће дефинитивно прекинути и процес кружења CО₂.

За очекивати је да ће кроз три милијарде година температура на Земљи износити 150°C, а још милијарду година касније, како се јачина Сунчеве светлости буде повећавала, прећи и 1500°C, што ће бити довољно да површину Земље претвори у океан лаве. 

Кроз пет милијарди година, сав водоник у језгру Сунца биће потрошен, тако да хелијумско језгро више неће моћи да се „брани“ од потпуног колапса под теретом виших слојева Сунца. Овај колапс генерисаће топлотну енергију која ће омогућити фузију и у слојевима Сунца непосредно изнад језгра, што ће довести до даљег повећања величине и емитоване енергије.

Наша релативно мала звезда претвориће се у „црвеног џина“ гротескних размера: кроз седам и по милијарди година, Сунце ће постати хиљаду пута сјајније него данас и толико велико да ће прогутати Меркур и Венеру.

Судбина Земље још увек није утврђена са сигурношћу: иако ће Сунчев полупречник достићи фантастичних 180 милиона километара и увелико захватити Земљину садашњу орбиту око Сунца, сасвим је могуће да ће се у том тренутку Земља налазити у некој другој, много „широј“ и сигурнијој орбити јер ће се Сунчева маса, услед константног губитка материје кроз Сунчев ветар, смањити за трећину, самим тим и сила његовог гравитационог привлачења. Ако преживи ову фазу, температура на одавно мртвој Земљи биће изнад 2.000°C . 

Лице белог патуљка

Временом ће интензитет фузије у вишим слојевима Сунца опасти испод границе која је потребна да држи равнотежу са гравитационим притиском, доћи ће до колапса звезде, рапидног смањења њене величине услед чега ће притисак и температура у хелијумском језгру достићи 100.000.000°C.

На тако високој температури звезда почиње да фузионише хелијум у угљеник. Почетак тог процеса је нарочито буран: током тзв. „хелијумског бљеска“ Сунце ће пар процената своје масе конвертовати у угљеник у року од свега пар сати. Након тога, звезда ће наставити да фузионише хелијум, али је њен крај сада већ сасвим близу јер је фузија хелијума много бржи процес од фузије водоника.

После „свега“ 100 милиона година хелијум у језгу биће потрошен, а процес контракције језгра и ширења спољних слојева ће се поновити тако да ће Сунце поново проћи кроз фазу „црвеног џина“ која ће трајати много краће, свега 20 милиона година. Иако неће достићи претходну рекордну величину, Сунчева луминозност наћи ће се на самом врхунцу. По неким проценама, Сунце ће тада бити 2.000 пута сјајније него данас.

Сунце је сувише мала звезда да би имала још један циклус сажимања и ширења, током којег би угљеник био фузионисан у теже елементе, све до гвожђа, и нема довољну масу да би, на крају, свој живот окончала у спектакуларној експлозији као супернова. Уместо тога, Сунце ће ући у нестабилну фазу праћену термичким пулсирањем услед наглих промена у количини генерисане енергије.

Овај „rigor mortis“ довешће до тога да спољни слојеви Сунца буду одбачени у космички простор као „планетарна небула“, чије ће импресивне боје згаснути након десет хиљада година. Од Сунца ће остати само голо, неактивно језгро налик на врели дијамант, углавном састављено од угљеника, кисеоника и трагова тежих елемената. Његова маса износиће, отприлике, половину садашње масе Сунца са температуром на површини од око 100.000°C.

Сунце ће, као и све звезде сличне величине у космосу, завршити свој живот као усијани „бели патуљак“. Иако су у њему сви извори нове енергије угашени, проћи ће хиљаде милијарди година пре него што се Сунце охлади до тачке када ће се потпуно уклопити у космички мрак и постати невидљиви „црни патуљак“, угарак некада моћне звезде.

Све у свему, за сада смо безбедни. До тренутка потпуне пропасти дели нас читава вечност. А вечност је, што неко рече, прилично дугачак период, нарочито при крају.