Evrim Ağacı

Günəşi̇n Təkamülü: Günəş Necə Var Oldu? Necə Yox Olacaq?

Günəşi̇n Yanacaği Bi̇təndə Nə Baş Verəcək?

Günəşi̇n Təkamülü: Günəş Necə Var Oldu? Necə Yox Olacaq?

Bu, Evrim Ağacı'nın yazdığı orijinal bir məqalədir. Bu məqalədə istifadə olunan istinadlar məqalənin alt hissəsində verilmişdir. Evrim Ağacı tərəfindən yaradılan bütün məzmun, dəqiq müəyyənləşdirilə bilən, istinad edilən istinad bu səhifəyə qaytarıldıqca paylaşıla və yayıla bilər.

Günəş və Günəş Sistemimizin bütün planetləri bundan təqribən 4.5 milyard il əvvəl Nebulyar Teoremə görə, nəhəng bir molekulyar qaz və toz dumanlığının içə doğru çökməsi nəticəsində formalaşmışdır.

Bu çökmə nəticəsində dumanvari quruluş daha düz bir diskə bənzəməyə başladı. Bu disk üzərində, tozlar və qazlar daha sıx bölgələrə toplanmağa başladı. Sıx olan bölgələr daha çox maddə çəkdiyi üçün, təcilin qorunması dönməyə başlanmasına və artan təzyiqdə şüalanmasına səbəb oldu. Maddənin çox qismi mərkəzdə toplandığı halda, digər qisim də ətrafında dönən diskə yayıldı. Mərkəzdə əmələ gələn top Günəşin, diskə yayılan maddələr isə Günəş Sistemindəki planetlərin sturukturunu meydana gətirdi.

Ancaq Günəşin və planetlərin formalaşması üçün daha çox zamana ehtiyac var idi. Günəş bu formalaşmadan sonra Protostar (İbtidai Ulduz) olaraq 100.000 il keçirdi və bu zaman iç tərəfində olan təzyiq nüvədəki reaksiyanı başlatdı. Günəşin hazırki formasını qazana bilməsi üçün hələ bir neçə milyon ilə ehtiyacı vardı və bu zamanı aktiv bir ulduz olan T Tauri ulduzu olaraq keçirdi. T Tauri ulduzu, ulduzun hələ nüvə reaksiyasını həyata keçirə biləcək qədər daxili istilik və təzyiqə sahib olmadığı dövrüdür. Bu dövr boyunca ulduz, nüvə reaksiyasını həyata keçirmək üçün yavaşca içə doğru çökür.

Günəşin Nebulyar teoremə görə formalaşması, keçirəcəyi təkamül və yox oluşu
Günəşin Nebulyar teoremə görə formalaşması, keçirəcəyi təkamül və yox oluşu

Keçən bu qədər zamanın ardından Günəş, təkamülündə bir addım daha irəlilədi və The Main Sequence (Baş Ardıcıllıq) olaraq adlandırılan dövrünə çatdı. Təqribən 4.5 milyard ildir ki, bu dövrdədir.

Bu dövrdə, Günəşin nüvəsində toplanan hidrogen atomları nüvə reaksiyası nəticəsində helium atomuna çevrilir və bu çevrilmə nəticəsində ortaya çıxan enerji Günəşin enerjisini təşkil edir, ardınca istilik və işıq olaraq Günəş Sisteminə yayılır. Nüvə reaksiyası, iki elementin birləşərək daha ağır elementin əmələ gəlməsinə səbəb olan reaksiyalara deyilir və bu reaksiya nəticəsində böyük enerji ortaya çıxır. Ancaq mərkəzdə toplanan hidrogen atomlarının bir sərhədi olduğu üçün bu proses sonsuza qədər davam edə bilməz. Bir növ Günəşin yanacağı hidrogen atomlarıdır və məhdudiyyətsiz bir yanacağa sahib deyil.

Günəşin Yanacağı Bitəndə Nə Olacaq?

Nüvədəki hidrogen atomlarının tükənməsi nəticəsində orda toplanan helium atomları qərarsız vəziyyətə gələcək və çökməyə başlayacaqdır. Bu hal nüvənin isinməsi və sıxlaşmasına səbəb olacaq və Günəş getdikcə Red Giant Branch (Qırmızı Nəhəng) olaraq adlandırılan mərhələsinə keçəcəkdir. Bu genişləmə nəticəsində Günəş Merkurini, Veneranı və bəlkə də Dünyanı öz orbiti içinə alacaq.

Günəş təqribən 120 milyon il Qırmızı Nəhəng olaraq yaşayacaq. Bu müddət ərzində ilkin olaraq nüvədə toplanan helium atomları alovlanacaq və nüvənin təxminən 6%’i və Günəşin kütləsinin 40%’i karbona çevriləcəkdir.

Bu mərhələdən sonra Günəşin təqribən 100 milyon il boyunca nüvəsindəki helium atomları tükənənə qədər onları yandıracaqdır. Daha sonra 20 milyon il boyunca Günəş disbalans vəziyyətə gələcək və kütləsini itirməyə başlayacaqdır. Çünki nüvəsində nüvə reaksiyasını həyata keçirəcək qədər yanacağı qalmadığı üçün Günəşin içə çökməsinə mane olacaq təzyiq də olmayacaq, bu səbəbdən Günəş içə çökməyə başlayacaqdır.

Bu çökmə nəticəsində 500.000 il sonra, Günəşin mövcud kütləsinin sadəcə yarısı qalacaq və xarici tərəfi planetar bir dumanlıq formalaşdırmağa başlayacaq. Bu quruluş ölməkdə olan ulduzların xarici qatlarını atmaları nəticəsində formalaşan qaz və toz dumanlığına deyilir. Planetar dumanlıq təqribən 10.000 il içində dağılacaq ancaq mərkəzdə formalaşan ağ cırtdan trilyonlarla il həyatda qalacaqdır.

Günəş hidrogen atomları bitdikdən sonra helium atomlarını və daha sonra karbon atomlarını çevirəcək və sonunda nüvəsində dəmir toplanmağa başlayacaq. Dəmir nüvə reaksiyasına girdikdə hər hansı bir enerji vermədiyi üçün nüvədə Günəşin içə çökməsinə mane olacaq bir faktor da olmayacaqdır. Nüvədə Günəşin kütləsindən təqribən 1.38 qat artıq dəmir toplandığında böyük bir partlayış baş verəcək və ətrafa çox böyük enerji yayılacaqdır. Bu enerji Günəş sistemindəki bütün planetləri yox edəcək.

Günəş kütləcə kifayətsiz olduğu üçün bir qara dəliyə çevrilməyəcəkdir və sonunda özünü yandıranadək ağ bir ulduza çökəcəkdir.

İstinadlar və Əlavə Oxu
  • NASA. Sun. (26 March 2020). Giriş tarixi: 26 March 2020. Alınan yer: NASA | Arxiv Bağlantısı
  • R. H. Petrucci, et al. (2010). General Chemistry: Principles And Modern Applications. ISBN: 978-0132064521. Naşir: Pearson Prentice Hall.
  • Britannica. Red Giant Star. (26 March 2020). Giriş tarixi: 26 March 2020. Alınan yer: Britannica | Arxiv Bağlantısı
  • Britannica. T Tauri Star. (26 March 2020). Giriş tarixi: 26 March 2020. Alınan yer: Britannica | Arxiv Bağlantısı
  • Britannica. Planetary Nebula. (26 March 2020). Giriş tarixi: 26 March 2020. Alınan yer: Britannica | Arxiv Bağlantısı
  • M. Williams. What Is The Life Cycle Of The Sun?. (22 December 2015). Giriş tarixi: 26 March 2020. Alınan yer: Universe Today | Arxiv Bağlantısı