태양과 지구 생명체의 진화. 태양과 별의 구조, 연구 및 진화. 우주의 구조와 진화

자체 태양계의 중심에 위치합니다. 여덟 개의 행성이 그 주위를 돌고 있으며 그 중 하나는 우리의 고향인 지구입니다. 태양은 우리의 삶과 존재가 직접적으로 의존하는 별입니다. 태양이 없었다면 우리는 태어나지도 않았을 것이기 때문입니다. 그리고 태양이 사라지면(우리 과학자들이 여전히 예측하는 것처럼 먼 미래, 수십억 년 안에 일어날 것입니다) 인류와 지구 전체가 매우 힘든 시간을 보낼 것입니다. 그렇기 때문에 현재 우리에게 가장 중요한 별입니다. 우주와 관련된 가장 흥미롭고 흥미로운 주제 중 하나는 태양의 구조와 진화입니다. 이 기사에서 고려할 것은 바로 이 질문입니다.

이 스타는 어떻게 탄생했을까요?

태양의 진화는 우리 삶에 매우 중요한 문제입니다. 지구보다 훨씬 일찍 나타났습니다. 과학자들은 지금은 그 중간에 있다고 제안합니다. 라이프 사이클, 즉, 이 별은 이미 약 40억 년 또는 50억 년 전입니다. 별의 탄생이 별의 발달에 중요한 역할을 하기 때문에 태양의 기원과 진화는 밀접하게 얽혀 있습니다.

간단히 말해서, 태양은 가스 구름, 먼지 및 다양한 물질의 대규모 축적으로 형성되었습니다. 물질은 계속 축적되고 축적되었으며, 그 결과 이 축적의 중심은 자체 질량과 중력을 획득하기 시작했습니다. 그런 다음 성운 전체에 퍼졌습니다. 수소로 이루어진 이 전체 덩어리의 중앙이 밀도를 얻고 주위를 날아다니는 가스 구름과 먼지 입자를 끌어들이기 시작하는 지경에 이르렀습니다. 그런 다음 우리 태양이 켜진 덕분에 열 핵 반응이있었습니다. 그래서 점차 성장하면서 이 물질은 오늘날 우리가 별이라고 부르는 것으로 변형되었습니다.

현재 지구상의 주요 생명체 중 하나입니다. 온도가 몇 퍼센트만 증가했다면 우리는 더 이상 존재하지 않을 것입니다. 태양 덕분에 우리 행성이 태어나고 더 많은 개발을 위한 이상적인 조건을 갖게 되었습니다.

태양의 특성과 구성

태양의 구조와 진화는 서로 연결되어 있습니다. 과학자들은 그 구조와 몇 가지 다른 요인에 따라 미래에 어떤 일이 일어날 것인지, 그리고 그것이 인류, 지구의 동식물 세계에 어떤 영향을 미칠 수 있는지 결정합니다. 이 별에 대해 조금 알아보자.

이전에는 태양이 아무 것도 나타내지 않는 평범한 황색 왜성이라고 믿었습니다. 그러나 나중에 그것은 많은 화학 원소와 매우 방대한 원소를 포함하고 있음이 밝혀졌습니다. 우리 별이 무엇으로 구성되어 있는지 자세히 설명하면 전체 기사를 쓸 수 있으므로 간단히 언급 할 수 있습니다.

수소와 헬륨은 태양의 구성에서 가장 중요한 역할을 합니다. 그것은 또한 산소, 니켈 및 질소가 함유된 철과 같은 많은 다른 물질을 포함하지만 구성의 2%만 차지합니다.

이 별의 표면을 덮고 있는 것을 코로나라고 합니다. 매우 얇아서 거의 보이지 않습니다(태양이 어두워지는 경우 제외). 크라운의 표면이 고르지 않습니다. 이와 관련하여 구멍으로 덮여 있습니다. 이 구멍을 통해 태양풍이 엄청난 속도로 스며듭니다. 얇은 껍질 아래에는 채층(chromosphere)이 있으며 두께는 16,000km입니다. 다양한 화학 및 물리적 반응이 일어나는 것은 별의 이 부분입니다. 유명한 태양풍도 바로 거기에 형성됩니다. 에너지 회오리 바람의 유입은 종종 지구상의 다양한 과정 (오로라 보 리 얼리스 및 자기 폭풍)의 원인입니다. 그리고 가장 강력한 불 폭풍은 광구에서 발생합니다. 밀도가 높고 반투명하지 않은 층입니다. 이 부분에서 가스의 주요 임무는 낮은 층에서 에너지와 빛을 소비하는 것입니다. 이곳의 온도는 6000도에 이릅니다. 가스 에너지 교환 장소는 대류 지대입니다. 여기에서 가스는 광구로 상승한 다음 다시 돌아와 필요한 에너지를 얻습니다. 그리고 보일러 (별의 가장 낮은 층)에는 양성자 열핵 반응과 관련된 매우 중요하고 복잡한 과정이 있습니다. 여기에서 전체 태양이 에너지를 받습니다.

태양 진화 순서

그래서 우리는 우리 기사의 가장 중요한 문제에 도달했습니다. 태양의 진화는 별이 태어나서 죽을 때까지 일생 동안 별에 일어나는 변화입니다. 우리는 사람들이 이 과정을 인지하는 것이 왜 중요한지 이전에 논의했습니다. 이제 우리는 태양의 진화의 여러 단계를 순서대로 분석할 것입니다.

10억년에

태양의 온도는 10퍼센트 상승할 것으로 예상됩니다. 이와 관련하여 우리 행성의 모든 생명체는 죽을 것입니다. 따라서 사람들이 이 시기에 다른 은하계를 마스터하게 될 것이라는 희망이 남아 있습니다. 또한 바다의 일부 생명체가 여전히 존재할 가능성이 있습니다. 일생 동안 별의 최고 온도가 올 것입니다.

35억년 후

태양의 밝기는 거의 두 배가 됩니다. 이와 관련하여 물이 우주로 완전히 증발하고 휘발되고 나면 지상의 어떤 생명체도 존재할 기회가 없을 것입니다. 지구는 금성처럼 될 것입니다. 또한, 태양의 진화 과정에서 에너지원이 점차적으로 소진되고 덮개가 확장되며 반대로 코어가 감소하기 시작할 것입니다.

65억 년 동안

에너지원이 위치한 태양의 중심점에서 수소 매장량은 완전히 고갈되고 헬륨은 그러한 조건에서 존재할 수 없기 때문에 자체 압축을 시작합니다. 수소 입자는 태양의 코로나에서만 계속 연소됩니다. 별 자체가 초거성으로 변하기 시작하여 부피와 크기가 증가합니다. 밝기는 온도와 함께 점진적으로 증가하여 훨씬 더 확장됩니다.

80억 년(태양 발달의 극한 단계)

수소 연소는 별 전체에서 시작됩니다. 이것은 그녀의 코어가 매우, 매우 강하게 뜨거워지는 때입니다. 태양은 위의 모든 과정에서 팽창하는 과정에서 궤도를 완전히 떠나고 적색 거성이라고 불릴 권리가 있습니다. 이 순간 별의 반지름은 200배 이상 증가하고 표면은 냉각됩니다. 지구는 타오르는 태양에 삼키지 않고 궤도를 벗어날 것입니다. 나중에 흡수될 수 있습니다. 그러나 이것이 일어나지 않으면 행성의 모든 물은 기체 상태가되어 증발하고 대기는 여전히 가장 강한 태양풍에 흡수됩니다.

결과

앞서 언급했듯이 태양의 진화는 우리의 삶과 행성 전체의 존재에 큰 영향을 미칠 것입니다. 추측하기가 그리 어렵지 않기 때문에 어쨌든 지구에 매우 해로울 것입니다. 결국, 진화의 결과로 별은 전체 문명을 파괴하고 아마도 우리 행성을 삼킬 것입니다.

사람들은 이미 태양이 별이라는 것을 알고 있었기 때문에 그러한 결론을 내리는 것은 쉬웠습니다. 크기와 유형이 같은 태양과 별의 진화도 비슷한 방식으로 진행됩니다. 이를 바탕으로 이러한 이론들이 세워졌고 사실에 의해서도 확인되었다. 죽음은 모든 별의 삶에서 없어서는 안될 부분입니다. 그리고 인류가 생존하기를 원한다면 미래에 우리는 지구를 떠나 운명을 피하기 위해 모든 노력을 기울여야 할 것입니다.

천문학에 대한 초록은 Karimov A.에 의해 완성되었습니다.

별과 태양의 시대

천체의 나이는 다양한 방법으로 결정됩니다. 가장 정확한 것은 납의 양에 대한 방사성 원소 우라늄의 양의 비율로 암석의 나이를 결정하는 것입니다. 납은 우라늄의 자발적 붕괴의 최종 산물입니다. 이 과정의 속도는 정확히 알려져 있으며 어떤 방법으로도 변경할 수 없습니다. 암석에 남아 있는 우라늄이 적고 납이 많을수록 오래된 암석입니다. 가장 오래된 바위지각에서 지각은 분명히 지각보다 약간 더 오래되었습니다. 화석화된 동물과 식물의 유적에 대한 연구는 지난 수억 년 동안 태양 복사가 크게 변하지 않았음을 보여줍니다. 따라서 태양은 지구보다 나이가 많을 것입니다. 아카데미 학자 V.A. Ambartsumyan이 처음으로 증명했듯이 지구보다 훨씬 젊다는 별이 있습니다. 뜨거운 초거성의 에너지 소비율에 따르면, 에너지의 가능한 매장량으로 인해 짧은 시간 동안만 넉넉하게 소비할 수 있다고 판단할 수 있습니다. 이것은 뜨거운 초거성이 젊다는 것을 의미합니다. 그들은 백만-1천만입니다. 연령.

어린 별은 은하의 나선팔에서 발견되며, 별이 형성되는 기체 성운도 마찬가지입니다. 나뭇가지에 매달린 성운 자기장, 그러나 자기장은 별을 붙들 수 없습니다. 가지에서 흩어지지 않은 별은 젊습니다. 가지를 떠나면 그들은 늙습니다.

구상성단 별 현대 이론가장 오래된 별의 내부 구조와 진화. 최대 100억까지 가능합니다. 연령. 항성계 - 은하는 그것들을 구성하는 별들보다 더 오래되었을 것임이 분명하다. 그들 대부분은 100억 년 이상이어야 합니다. 연령. 항성 우주에는 느린 변화뿐만 아니라 빠르고 치명적인 변화도 있습니다. 예를 들어, 약 1년 동안 평범한 별은 분명히 "초신성"처럼 타오르고 같은 시간 동안 밝기가 감소합니다. 결과적으로, 그것은 아마도 중성자로 구성되고 1초 또는 그 이상의 주기로 회전하는 작은 별이 될 것입니다. 그 밀도(감소하는 동안)는 원자핵과 중성자의 밀도로 증가하고, 빛과 마찬가지로 별의 회전 주기에 따라 맥동하는 라디오 및 X선의 가장 강력한 방사체가 됩니다. 그러한 펄서의 예로는 팽창하는 게 전파 성운의 중심에 있는 희미한 별이 있습니다. 게 성운과 같은 전파 성운과 펄서 형태의 초신성 잔해에 대해 이미 많이 알려져 있습니다.

먼저 과학은 태양계의 기원에 대한 의문을 제기했지만, 나중에는 별의 기원과 발달 문제와 함께 풀어야 한다는 것이 밝혀졌다. 아마도 은하가 어떻게 형성되고 발달하는지 알지 못하면 올바르게 풀기 어려울 것입니다.

질량에 대한 별의 진화 의존성.

현대 사상에 따르면, 삶의 길단일 별의 질량은 초기 질량과 화학 성분에 의해 결정됩니다. 별의 가능한 최소 질량은 얼마인지 확실하게 말할 수 없습니다. 사실은 저질량 별은 매우 희미한 물체이며 관찰하기가 다소 어렵습니다. 항성 진화 이론에 따르면 무게가 태양 질량의 7~800분의 1 미만인 물체에서는 장기적인 열핵 반응이 일어날 수 없습니다. 이 값은 관측된 별의 최소 질량에 가깝습니다. 그들의 광도는 태양의 광도보다 1만 배나 작습니다. 그러한 별 표면의 온도는 2-3,000도를 초과하지 않습니다. 그러한 희미한 진홍색 왜성은 센타우루스자리에서 태양에 가장 가까운 별인 프록시마(Proxima)입니다.

반면에 질량이 큰 별에서는 이러한 반응이 엄청난 속도로 진행됩니다. 태어난 별의 질량이 50-70 태양 질량을 초과하면 열핵 연료가 점화 된 후 압력이 가해지는 극도로 강렬한 복사가 단순히 초과 질량을 버릴 수 있습니다. 질량이 한계에 가까운 별은 예를 들어 우리 은하인 대마젤란 성운의 독거미 성운에서 발견되었습니다. 그들은 우리 은하에도 존재합니다. 수백만 년 후, 어쩌면 그보다 더 일찍 이 별들은 초신성으로 폭발할 수 있습니다(소위 폭발 에너지가 높은 폭발성 별).

별의 구조는 질량에 따라 다릅니다. 별이 태양보다 몇 배나 더 무겁다면 그 깊숙한 곳에서 끓는 물과 같이 물질이 집중적으로 혼합됩니다. 이러한 영역을 별의 대류핵이라고 합니다. 별이 클수록 대류핵이 더 큰 부분을 차지합니다. 나머지 별은 평형을 유지합니다. 에너지의 원천은 대류 코어에 있습니다. 수소가 헬륨으로 전환됨에 따라 핵 물질의 분자 질량은 증가하고 부피는 감소합니다. 동시에 별의 외부 영역이 확장되고 크기가 증가하며 표면 온도가 떨어집니다. 뜨거운 별-청색 거성-은 점차 적색 거성으로 변합니다.

별의 수명은 질량과 직접적인 관련이 있습니다. 태양 질량의 100배에 달하는 질량을 가진 별의 수명은 겨우 수백만 년입니다. 질량이 태양의 2~3개라면 수명은 10억년으로 늘어난다.

별의 발달 단계.

별의 탄생은 망원경으로 무장한 사람들조차 우리 눈에 보이지 않는 신비한 과정입니다. XX 세기 중반에만. 천문학자들은 은하 형성의 먼 시대에 모든 별이 동시에 태어난 것은 아니며 우리 시대에도 젊은 별이 나타나고 있음을 깨달았습니다. 60~70년대. 최초의, 여전히 매우 조잡한 별 형성 이론이 만들어졌습니다. 나중에 적외선 망원경과 밀리미터파 전파 망원경과 같은 새로운 관측 기술은 별의 기원과 형성에 대한 지식을 크게 확장했습니다. 그리고 이 문제에 대한 연구는 일찍이 코페르니쿠스, 갈릴레오, 뉴턴 시대에 시작되었습니다.

만유인력 이론을 만든 아이작 뉴턴은 많은 호기심 많은 사람들이 천체의 진화 이유에 대해 생각하게 했습니다. 교육을 받고 야심 찬 사제 중 한 사람인 Dr. Richard Bentley는 과학적 업적을 사용하여 신의 존재를 정당화하려고 했으며 뉴턴의 연구를 자세히 연구했으며 때때로 위대한 물리학자에게 질문을 던졌습니다.

편지 중 하나에서 Bentley는 중력이 별의 기원을 설명할 수 있는지 물었다. Newton은 이 주제에 대해 생각하기 시작했고 1692년 12월 10일자 젊은 신부에게 보낸 답장에서 그는 우주 물질의 중력 밀집 가능성에 대한 자신의 견해를 설명했습니다. 그것은 결코 하나의 덩어리로 결합될 수 없지만, 그것의 일부는 여기 저기에 응축되어 이 무한한 공간 전체에 서로로부터 광대한 거리에 흩어져 있는 무한한 수의 거대한 덩어리를 형성합니다.

이것이 태양과 고정 별이 형성된 방법 ... ".

그 이후로 거의 모든 사람이 뉴턴의 아이디어에 대해 이의를 제기한 적이 없습니다. 그러나 그 위대한 추측이 관찰에 확고하게 기반을 둔 신뢰할 수 있는 이론이 되기까지는 3세기가 걸렸습니다.

뉴턴이 우주에 분포된 물질에 대해 말한 것은 무엇을 의미했습니까? 실제로, 성간 물질은 망원경이 발명된 직후에 발견되었습니다.

가스 구름은 하늘의 흐릿한 반점처럼 보입니다. 1612년 N. Peiresk는 오리온의 대성운을 처음 언급했습니다. 망원경이 개선됨에 따라 다른 흐릿한 패치가 발견되었습니다. Charles Messier(1783)의 카탈로그에는 그 중 103개가 기술되어 있으며 William Herschel(1818)의 목록에는 "비 항성 유형"의 2500개 물체가 이미 기록되어 있습니다. 마지막으로 John Dreyer의 New General Catalog of Nebulae and Star Clusters(1888)에는 7840개의 별이 아닌 천체가 나열되어 있습니다.

3세기 동안 성운, 특히 나선 성운은 별과 행성의 형성과 관련하여 비교적 가까운 형성물로 여겨졌습니다. 예를 들어 Herschel은 항성 이전 물질의 구름을 많이 발견했을 뿐만 아니라 이 물질이 중력의 영향으로 점차 모양이 바뀌고 별이 되는 과정을 직접 눈으로 보았습니다.

나중에 밝혀졌듯이 일부 성운은 실제로 별의 탄생과 관련이 있습니다. 그러나 대부분의 경우 밝고 흐릿한 패치는 가스 구름이 아니라 매우 먼 별 시스템으로 밝혀졌습니다. 따라서 천문학자들의 낙관론은 시기상조였고 별 탄생의 신비에 이르는 길은 아직 멀었습니다.

XIX 세기 중반까지. 물리학자들은 기체 법칙과 에너지 보존 법칙을 별에 적용할 수 있었습니다. 한편으로 그들은 별이 영원히 빛날 수 없다는 것을 깨달았습니다. 그들의 에너지의 근원은 아직 밝혀지지 않았지만 그것이 무엇이든간에 별의 나이가 측정되고 오래된 별을 대체하기 위해 새로운 별이 탄생해야합니다.

반면에 천문학자들이 망원경으로 감지할 수 있었던 밝고 뜨거운 성간 가스 구름은 물리학자들에게 미래 별의 물질로 추정되는 물질로는 적합하지 않습니다. 결국 뜨거운 가스는 내부 압력의 영향으로 팽창하는 경향이 있습니다. 그리고 물리학자들은 중력이 기체의 압력을 물리칠 수 있을지 확신하지 못했습니다.

그렇다면 압력과 중력 중 무엇이 이길까요? 1902년, 영국의 젊은 물리학자 James Jeans는 중력을 고려하여 기체의 운동 방정식을 처음 조사했고 두 가지 해가 있음을 발견했습니다. 가스의 질량이 작고 중력이 약하고 매우 강하게 가열되면 압축 및 희박 파동이 전파됩니다. 즉, 일반적인 소리 진동입니다. 그러나 가스 구름이 거대하고 차가우면 중력이 가스 압력을 이깁니다. 그런 다음 구름은 전체적으로 수축하기 시작하여 조밀 한 가스 공, 즉 별으로 변합니다. 구름이 안정성을 잃고 통제할 수 없을 정도로 수축하기 시작하는 구름의 질량(Mj)과 크기(Rj)의 임계값은 이후 Jeans라고 불렸습니다.

성간 가스의 바닥 상태 특성

그러나 Jeans 시대와 훨씬 더 나중에 천문학자들은 별이 형성되는 가스를 지정할 수 없었습니다. 물리학자들은 항성 이전 물질을 검색하면서 마침내 별이 빛나는 이유를 알아냈습니다. 원자핵에 대한 연구와 열핵 반응의 발견으로 별이 길게 빛나는 이유를 설명할 수 있었습니다.

강의: 태양과 별의 기원과 진화에 대한 현대적 아이디어

태양은 45억 년 전에 거대한 가스 구름에서 형성되었습니다. 분자 구름에서 응축되는 다른 별과 마찬가지로 태양은 수소, 헬륨 및 기타 요소의 바다에서 중력적으로 성장했습니다. 물질의 잔해로 형성된 행성. 축적과 충돌은 우주 당구 게임에서 크기와 위치를 결정했습니다.

태양 중심 모델이 18세기에 받아들여졌을 때, 태양계의 기원에 대한 질문이 제기되었습니다. 태양과 행성이 거대한 가스 구름에서 형성되었다는 성운 가설은 1734년 Emanuel Swedenborg에 의해 제안되었고 같은 세기 후반에 Immanuel Kant와 Pierre Simon Laplace에 의해 개발되었습니다. 일반적으로 정확하지만 이후 강력하게 발전했습니다. 다른 별들이 분자 구름(예: 오리온 성운)에서 형성되는 것처럼 태양도 수소, 헬륨 및 기타 원소가 풍부한 구름에서 응축되었을 것입니다. 태양의 선조 구름은 수천 광년에 걸쳐 수천 개의 태양을 생성하기에 충분한 가스를 포함하고 있는 것으로 보입니다. 우리의 별은 이 구름에 있는 유일한 별이 아닐 수도 있습니다. 무거운 철 동위원소를 포함하는 운석으로 판단하면 성운은 근처의 초신성에서 방출되는 방출에 의해 오염되었습니다. 따라서 태양은 수명이 짧은 다른 무거운 별들 사이에서 자랄 수 있었고 태양계가 탄생하기 전에 폭발했습니다. 태양은 중력의 작용으로 인해 구름의 특히 밀도가 높은 지역에서 점차적으로 떠올랐습니다. 100,000년 만에 핵융합이 아직 일어나지 않은 뜨겁고 조밀한 가스 덩어리인 원시성(protostar)이 되었습니다. 그것은 오늘날 지구 궤도 반경의 수백 배에 달하는 가스와 먼지 원반으로 둘러싸여 있었습니다. 약 5천만 년 후, 태양의 핵 엔진이 작동하여 주계열성이 되었습니다.

형성되는 태양계의 내부 영역은 매우 뜨거워서 물과 같은 휘발성 성분이 침전될 수 없었습니다. 돌이 많고 금속이 풍부한 행성은 철, 니켈, 알루미늄 합금, 규산염과 같은 융점이 높은 원소의 원자를 기반으로 형성되었습니다. 이제 이것들은 지구에서 관찰되는 화산암의 기초입니다. 수성, 금성, 지구 및 화성과 같은 지구형 행성은 더 작은 물체의 합병으로 점차 성장했습니다. 내부 행성은 오늘날보다 태양에서 더 멀리 떨어진 곳에서 형성된 것으로 생각됩니다. 점차 소멸되는 원반에 여전히 갇혀 있는 가스를 통과하면서 행성이 이동함에 따라 속도가 느려지면서 궤도가 수축하기 때문입니다.

거대한 가스 행성인 목성, 토성, 천왕성, 해왕성은 휘발성 성분이 얼어붙은 상태로 남아 있는 "설선" 너머로 더 멀리 형성되었습니다. 이 행성들은 수소와 헬륨의 대기를 빨아들일 수 있을 만큼 충분히 컸습니다. 이 사중체는 태양 주위를 도는 질량의 99%를 차지합니다. 천만년 후, 젊은 태양은 디스크에 남아있는 모든 가스를 쓸어 버렸고 행성은 자리를 잡고 성장을 멈췄습니다. 원래 오늘날 우리가 볼 수 있는 곳에서 행성이 대부분 형성되었다고 생각했습니다. 그러나 20세기에 천문학자들은 모든 것이 다르다는 것을 깨달았습니다. 그들은 새로운 이론을 개발했고 행성이 실제로 충돌로 인해 활발하게 움직이고 있다고 제안했습니다. 이른바 우주 당구입니다.

내부 행성이 거의 형성되었을 때, 그들의 영역에는 여전히 많은 달 크기의 배아 행성이 있었습니다. 그들은 기성품 행성과 강력하게 충돌했습니다. 우리는 이것이 일어났다는 것을 알고 있습니다. 지구는 그러한 충돌에서 달을 얻었고, 수성은 다른 충돌에서 대부분의 외부 껍질을 잃었습니다. 이러한 충돌의 가장 가능성 있는 이유는 행성의 궤도가 더 길어져서 종종 더 작은 물체의 궤적을 가로지르기 때문입니다. 그 이후로 궤도는 모양이 바뀌었고 아마도 연속적인 충돌이나 파편의 중력을 통해 거의 원형이 되었습니다. 화성과 목성 사이의 소행성 벨트에 있는 암석 파편은 여러 번의 충돌로 부서진 행성의 잔해일 수 있습니다. 이 지역은 특히 태양계에서 가장 큰 행성인 목성의 중력 영향으로 인해 대격변이 일어나기 쉬웠습니다. 목성 궤도의 변화는 엄청난 파괴를 초래했습니다. 중력 "공명"은 궤도에 인접한 지역을 뒤흔들었습니다. 뒤이은 충돌로 그곳의 행성은 산산이 부서졌고, 소행성만 흩어졌습니다. 이 벨트의 일부 얼음 소행성은 지구의 궤도로 운반되었을 수 있으며, 이것이 물이 젊은 행성에 나타난 이유입니다. 물과 혜성을 전달할 수 있습니다. 목성과 다른 외행성 후기 단계진영이 활발히 움직이고 있었다. 가장 바깥쪽 행성의 반지름에서 디스크는 너무 차갑고 확산되어 진정으로 큰 물체를 생성할 수 없습니다. 따라서 명왕성과 혜성을 포함한 천왕성, 해왕성, 카이퍼 벨트 천체는 아마도 태양에 더 가깝게 기원했고 중력 상호작용에 의해 멀리 던져졌을 가능성이 큽니다. 해왕성은 천왕성의 궤도 바로 안쪽으로 들어갔다가 빠져나왔을 수 있습니다. 가능한 원인은 태양계가 태어난 지 5억 년 후 목성과 토성 사이에서 시작된 궤도 춤입니다. 한동안 목성의 공전 주기는 토성 주기의 절반이었으며, 공명 진동을 일으켜 태양계 전체에 반향을 일으켰습니다. 해왕성은 바깥쪽으로 밀려났고, 카이퍼 벨트에는 작은 얼음덩어리들이 흩어져 있었다.

태양(astro. ☉)은 태양계의 유일한 별입니다. 이 시스템의 다른 물체는 태양 주위를 돌고 있습니다: 행성과 그 위성, 왜행성과 그 위성, 소행성, 유성체, 혜성 및 우주 먼지.

태양의 내부 구조

우리의 태양은 복잡한 과정이 일어나고 결과적으로 에너지가 지속적으로 방출되는 거대한 빛나는 가스 공입니다. 태양의 내부 부피는 여러 영역으로 나눌 수 있습니다. 그 안에 있는 물질은 특성이 다르며 에너지는 다른 물리적 메커니즘을 통해 분배됩니다. 가장 중심부터 시작하여 그들을 알아 가자.

태양의 중앙 부분에는 에너지의 원천이 있습니다. 비유적으로 말해서 태양을 가열하고 식지 않도록 하는 "스토브"입니다. 이 영역을 코어라고 합니다. 외부 층의 무게로 태양 내부의 물질은 압축되고 깊을수록 더 강해집니다. 밀도는 압력과 온도의 증가와 함께 중심으로 증가합니다. 온도가 1,500만 켈빈에 도달하는 코어에서 에너지가 방출됩니다.

이 에너지는 가벼운 화학 원소의 원자가 더 무거운 원자로 융합된 결과 방출됩니다. 태양 내부에서 4개의 수소 원자가 하나의 헬륨 원자를 형성합니다. 사람들이 폭발로 방출하는 법을 배운 것은 이 끔찍한 에너지였습니다. 수소폭탄. 가까운 장래에 사람이 평화로운 목적으로 그것을 사용하는 방법을 배울 수 있을 것이라는 희망이 있습니다(2005년 뉴스 피드는 프랑스 최초의 국제 열핵 원자로 건설 시작에 대해 방송되었습니다).

코어의 반지름은 태양 전체 반지름의 1/4을 넘지 않습니다. 그러나 태양 질량의 절반은 부피에 집중되어 있으며 태양의 빛을 지원하는 거의 모든 에너지가 방출됩니다. 그러나 뜨거운 핵의 에너지는 어떻게든 외부, 즉 태양 표면으로 가야 합니다. 존재하다 다양한 방법환경의 물리적 조건에 따른 에너지 전달, 즉 복사 전달, 대류 및 열전도율. 열전도율은 태양과 별의 에너지 과정에서 큰 역할을 하지 않는 반면 복사 및 대류 수송은 매우 중요합니다.

핵 주변에서 복사 에너지 전달 영역이 시작되어 물질-양자에 의한 빛 일부의 흡수 및 방출을 통해 전파됩니다. 밀도, 온도 및 압력은 코어에서 멀어질수록 감소하고 에너지는 같은 방향으로 흐릅니다. 일반적으로 이 프로세스는 매우 느립니다. 양자가 태양의 중심에서 광구까지 도달하기 위해서는 수천 년이 필요합니다. 결국, 다시 방출되고 양자는 항상 방향을 바꾸고 거의 앞으로 이동하는 것만큼 자주 뒤로 이동합니다.

감마 양자는 태양의 중심에서 태어납니다. 그들의 에너지는 가시광선 양자 에너지보다 수백만 배 크고 파장은 매우 작습니다. 그 과정에서 양자는 놀라운 변화를 겪습니다. 별도의 양자는 먼저 일부 원자에 흡수되지만 즉시 다시 방출됩니다. 이 경우 가장 자주 하나의 이전 양자가 나타나지 않고 두 개 이상이 나타납니다. 에너지 보존 법칙에 따르면 전체 에너지는 보존되므로 각각의 에너지는 감소합니다. 이것이 더 낮은 에너지와 더 낮은 에너지의 양이 발생하는 방식입니다. 강력한 감마 양자는 에너지가 덜한 양자(첫 번째 x-선, 그 다음 자외선,

마지막으로 가시광선과 적외선. 그 결과, 태양은 가시광선 중에서 가장 많은 에너지를 방출하며, 우리의 눈이 그것에 민감한 것은 우연이 아닙니다.

우리가 이미 말했듯이, 양자는 밀도가 높은 태양 물질을 통해 외부로 스며드는 데 매우 오랜 시간이 걸립니다. 따라서 태양 내부의 "난로"가 갑자기 꺼지면 수백만 년 후에야 알게 될 것입니다. 내부 태양층을 통과하는 과정에서 에너지 흐름은 가스의 불투명도가 크게 증가하는 영역을 만납니다. 이것은 태양의 대류 영역입니다. 여기에서 에너지는 더 이상 복사에 의해 전달되지 않고 대류에 의해 전달됩니다.

대류란 무엇입니까?

액체가 끓으면 저어줍니다. 가스도 같은 방식으로 행동할 수 있습니다. 뜨거운 가스의 거대한 흐름이 상승하여 열을 환경으로 방출하고 냉각된 태양 가스가 하강합니다. 마치 태양 물질이 끓고 있는 것처럼 보입니다. 대류 지대는 중심에서 대략 반경 0.7의 거리에서 시작하여 태양의 가장 가시적인 표면(광구)까지 확장되며, 여기서 주요 에너지 플럭스의 전달은 다시 복사가 됩니다. 그러나 관성으로 인해 더 깊은 대류층의 뜨거운 흐름이 여전히 여기로 침투합니다. 관찰자에게 잘 알려진 태양 표면의 과립 패턴은 대류의 가시적 표현입니다.

태양의 대류대

방사성 지대는 태양 내경의 약 2/3이고 반경은 약 14만km이다. 중심에서 멀어지면 광자는 충돌의 영향으로 에너지를 잃습니다. 이 현상을 대류 현상이라고 합니다. 이것은 끓는 주전자에서 발생하는 과정과 유사합니다. 발열체에서 나오는 에너지는 더구나전도에 의해 제거된 열의 양. 불 가까이에 있는 뜨거운 물은 위로 올라가고 찬 물은 가라앉는다. 이 과정을 컨벤션이라고 합니다. 대류의 의미는 밀도가 높은 가스가 표면에 분포하고 냉각되어 다시 중심으로 간다는 것입니다. 태양의 대류 영역에서 혼합 과정은 연속적입니다. 태양 표면에서 망원경을 통해 보면 알갱이 구조인 알갱이를 볼 수 있습니다. 알갱이로 구성된 느낌! 이것은 광구 아래에서 발생하는 대류 때문입니다.

태양의 광구

태양의 광구인 얇은 층(400km)은 대류대 바로 뒤에 위치하며 지구에서 볼 수 있는 "실제 태양 표면"을 나타냅니다. 1885년 프랑스인 Janssen이 처음으로 광구의 과립을 촬영했습니다. 평균적인 과립은 1000km의 크기를 가지며 1km/초의 속도로 이동하며 약 15분 동안 존재합니다. 광구의 어두운 형성은 적도 부분에서 관찰 될 수 있으며 이동합니다. 가장 강한 자기장은 그러한 지점의 특징입니다. 하지만 어두운 색주변 광구에 비해 낮은 온도로 인해 얻은 것입니다.

태양의 채층

태양 채층(색 구)은 광구 바로 뒤에 위치한 태양 대기의 조밀한 층(10,000km)입니다. 채층은 광구와 가까운 위치에 있기 때문에 관찰하는 것은 다소 문제가 있습니다. 달이 광구를 닫을 때 가장 잘 보입니다. 일식 동안.

태양 돌출부는 빛나는 긴 필라멘트와 유사한 수소의 거대한 방출입니다. 융기는 태양의 지름(140만 km)에 도달하고 약 300km/초의 속도로 이동하면서 동시에 온도가 10,000도에 도달하는 먼 거리까지 상승합니다.

태양 코로나

태양 코로나는 채층 위에서 시작되는 태양 대기의 외부 및 확장된 층입니다. 태양 코로나의 길이는 매우 길고 몇 태양 직경에 이릅니다. 정확히 어디에서 끝나는지에 대한 질문에 과학자들은 아직 확실한 대답을 얻지 못했습니다.

태양 코로나의 구성은 희박하고 고도로 이온화된 플라즈마입니다. 그것은 무거운 이온, 헬륨 핵과 양성자를 가진 전자를 포함합니다. 코로나의 온도는 태양 표면에 대해 100만~200만 도에 이른다.

태양풍은 태양 대기의 외부 껍질에서 물질(플라즈마)이 지속적으로 유출되는 것입니다. 그것은 양성자, 원자핵 및 전자로 구성됩니다. 태양풍의 속도는 태양에서 일어나는 과정에 따라 300km/sec에서 1500km/sec까지 다양합니다. 태양풍은 태양계 전체에 퍼져 지구 자기장과 상호 작용하여 다양한 현상그 중 하나는 북극광입니다.

태양 복사

태양은 모든 파장에서 에너지를 방출하지만 방식은 다릅니다. 복사 에너지의 약 44%는 스펙트럼의 가시 영역에 있으며 최대값은 황록색에 해당합니다. 태양에 의해 손실된 에너지의 약 48%는 근거리 및 원거리의 적외선에 의해 운반됩니다. 감마선, X선, 자외선 및 전파는 약 8%만 차지합니다.

스펙트럼 분석 장비를 사용하여 연구할 때 태양 복사의 가시 부분은 불균일한 것으로 판명되었습니다. 1814년 J. Fraunhofer가 처음 기술한 스펙트럼에서 흡수선이 관찰됩니다. 이 선은 특정 파장의 광자가 태양 대기의 비교적 차가운 상부 층에 있는 다양한 화학 원소의 원자에 의해 흡수될 때 발생합니다. 특정 스펙트럼 라인 세트가 매우 정확하게 특성을 나타내기 때문에 스펙트럼 분석을 통해 태양의 구성에 대한 정보를 얻을 수 있습니다. 화학 원소. 예를 들어, 태양 스펙트럼의 관찰을 통해 헬륨의 발견이 예측되었으며 나중에 지구에서 분리되었습니다.

방사선의 종류

관찰 과정에서 과학자들은 태양이 강력한 전파 방출원이라는 것을 발견했습니다. 전파는 채층(센티미터파)과 코로나(데시미터 및 미터파)에 의해 방출되는 행성간 공간으로 침투합니다. 태양의 전파 방출에는 일정하고 가변적인 두 가지 구성 요소가 있습니다(버스트, "소음 폭풍"). 강한 태양 플레어 동안 태양의 전파 방출은 조용한 태양의 전파 방출에 비해 수천 배, 심지어 수백만 배 증가합니다. 이 전파 방출은 비열적 성질을 가지고 있습니다.

X선은 주로 채층과 코로나의 상층에서 나옵니다. 복사는 태양 활동이 최대인 해에 특히 강합니다.

태양은 빛, 열 및 기타 모든 유형의 물질을 방출할 뿐만 아니라 전자기 방사선. 그것은 또한 입자의 일정한 흐름의 원천이기도 합니다. 중성미자, 전자, 양성자, 알파 입자 및 더 무거운 원자핵은 모두 함께 태양의 미립자 복사를 구성합니다. 이 복사의 상당 부분은 플라즈마의 다소 지속적인 유출입니다. 태양풍은 태양 대기의 외부 층의 연속인 태양 코로나입니다. 끊임없이 불어오는 이 플라즈마 바람의 배경에 대해, 태양의 개별 영역은 보다 지시되고 강화된 소위 미립자 흐름의 원천입니다. 아마도 그들은 태양 코로나의 특별한 영역인 관상 동맥 구멍과 관련이 있으며 아마도 태양의 오래 지속되는 활성 영역과 관련이 있을 것입니다. 마지막으로 가장 강력한 단기 입자 플럭스(주로 전자와 양성자)는 태양 플레어와 관련이 있습니다. 가장 강력한 섬광의 결과로 입자는 빛의 속도의 상당 부분을 차지하는 속도를 얻을 수 있습니다. 이처럼 높은 에너지를 가진 입자를 태양광선이라고 합니다.

태양 미립자 복사는 지구에 강한 영향을 미치며, 무엇보다 대기의 상층부와 자기장에 영향을 미쳐 많은 지구물리학적 현상을 일으킵니다. 자기권과 지구의 대기는 태양 복사의 유해한 영향으로부터 우리를 보호합니다.

일사량

극도로 높은 온도를 가진 태양은 매우 강력한 방사선원입니다. 태양 복사의 가시 범위는 복사 강도가 가장 높습니다. 동시에 많은 양의 보이지 않는 스펙트럼도 지구에 도달합니다. 수소 원자에서 헬륨 원자가 합성되는 과정은 태양 내부에서 발생합니다. 이러한 과정을 핵융합 과정이라고하며 엄청난 양의 에너지가 방출됩니다. 이 에너지는 태양이 내부에서 섭씨 1,500만 도의 온도로 가열된다는 사실로 이어집니다.

태양 표면(광구)의 온도는 5500 °C에 이릅니다. 이 표면에서 태양은 63MW/m²의 값으로 에너지를 방출합니다. 이 방사선의 작은 부분만이 지구 표면에 도달하므로 인류가 지구에 편안하게 존재할 수 있습니다. 지구 대기에 대한 평균 복사 강도는 대략 1367 W/m²입니다. 이 값은 타원 궤도에서 움직이면서 지구가 연중 다른 거리에서 태양으로부터 멀어지기 때문에 5% 범위에서 변동할 수 있습니다. 1367 W/m²의 값을 태양 상수라고 합니다.

지구 표면의 태양 에너지

지구의 대기는 모든 태양 에너지가 통과하는 것을 허용하지 않습니다. 지구의 표면은 1000 W/m2 이하에 도달합니다. 에너지의 일부는 흡수되고 일부는 대기층과 구름에 반사됩니다. 많은 양의 복사가 대기층에 산란되어 산란 복사(확산)가 형성됩니다. 지구 표면에서도 방사선의 일부가 반사되어 산란됩니다. 산란 복사와 직접 복사의 합을 총 태양 복사라고 합니다. 산란된 방사선은 20~60%일 수 있습니다.

지구 표면에 도달하는 에너지의 양은 또한 위도와 연중 시간의 영향을 받습니다. 극을 통과하는 우리 행성의 축은 태양 주위의 회전 궤도에 대해 23.5 ° 기울어집니다. 3월 사이

9월까지 햇빛은 북반구에 더 많이, 나머지 시간에는 남반구를 칩니다. 따라서 여름과 겨울의 낮의 길이가 다릅니다. 해당 지역의 위도는 일광 시간의 길이에 영향을 미칩니다. 북쪽으로 멀어질수록 여름 시간그 반대.

태양의 진화

태양은 압축 가스와 먼지 성운에서 태어났다고 가정합니다. 성운이 처음 수축하게 된 원인에 대해서는 적어도 두 가지 이론이 있습니다. 그들 중 하나에 따르면 우리 은하의 나선팔 중 하나가 약 50억 년 전에 우리 우주 영역을 통과했다고 가정합니다. 이것은 약간의 압축을 일으키고 가스 먼지 구름에 중력 중심을 형성할 수 있습니다. 실제로, 이제 나선 팔을 따라 우리는 상당히 많은 수의 어린 별과 빛나는 가스 구름을 봅니다. 또 다른 이론은 (물론 우주 규모로) 고대의 거대한 초신성이 근처 어딘가에서 폭발했다고 제안합니다. 그 결과 발생하는 충격파는 "우리" 가스 먼지 성운에서 별 형성을 시작하기에 충분히 강할 수 있습니다. 이 이론은 운석을 연구하는 과학자들이 초신성 폭발 동안 형성될 수 있는 상당히 많은 요소를 발견했다는 사실에 의해 뒷받침됩니다.

또한, 그러한 거대한 질량(2 * 1030 kg)이 중력의 영향으로 압축될 때 내부 압력에 의해 그 자체가 중심에서 열핵 반응이 시작될 수 있는 온도까지 강하게 가열되었습니다. 중앙 부분은 태양의 온도가 1500만K이고 압력이 수천억 기압에 달합니다. 따라서 새로 태어난 별이 켜졌습니다(새로운 별과 혼동하지 마십시오).

기본적으로 생명이 시작될 때의 태양은 수소로 구성되었습니다. 열핵 반응 과정에서 헬륨으로 바뀌는 것은 수소이며 태양에서 방출되는 에너지는 방출됩니다. 태양은 황색 왜성(yellow dwarf)이라고 하는 별 유형에 속합니다. 주계열성이며 속한다. 스펙트럼 클래스 G2. 고독한 별의 질량은 그 운명을 아주 분명하게 결정합니다. 일생(약 50억 년) 동안 온도가 상당히 높은 우리 별의 중심에서 이용 가능한 모든 수소의 약 절반이 타버렸습니다. 거의 같은 50억 년, 태양은 우리에게 익숙한 형태로 살기 위해 떠났습니다.

별의 중심에서 수소가 고갈되면 태양의 크기가 커지고 적색 거성이 됩니다. 이것은 지구에 심오한 영향을 미칠 것입니다. 온도가 상승하고 바다가 끓어오르고 생명이 불가능해질 것입니다. 그런 다음 "연료"를 완전히 소진하고 더 이상 적색 거성의 외층을 유지할 힘이 없어진 우리 별은 백색 왜성으로 삶을 마감하고 새로운 행성상 성운으로 우리에게 알려지지 않은 미래의 외계 천문학자를 기쁘게 할 것입니다. , 행성의 영향으로 인해 모양이 매우 기괴할 수 있습니다.

시간에 의한 태양의 죽음

이미 11억 년 후에 별은 밝기가 10% 증가하여 지구의 강력한 가열로 이어질 것입니다.
35억 년 후 밝기는 40% 증가합니다. 바다가 증발하기 시작하고 지구상의 모든 생명체가 끝납니다.
54억 년 후, 별의 핵심은 연료인 수소가 고갈될 것입니다. 태양은 외피의 희박화와 핵의 가열로 인해 크기가 커지기 시작할 것입니다.
77억 년 후에 우리 별은 적색 거성이 될 것입니다. 이 때문에 200배 증가하면 행성 수성이 흡수됩니다.
결국 79억 년이 지나면 별의 외층은 매우 희박해져서 성운으로 분해될 것이며, 이전 태양의 중심에는 백색 왜성이라는 작은 물체가 있을 것입니다. 이것이 우리의 태양계가 끝나는 방식입니다. 붕괴 후 남은 모든 건물 요소는 손실되지 않으며 새로운 별과 행성 탄생의 기초가 될 것입니다.

우주에서 가장 흔한 별은 적색 왜성입니다. 이것의 대부분은 백색 왜성이 되기 전에 매우 오랜 시간 동안 살 수 있는 낮은 질량 때문입니다.
우주의 거의 모든 별은 같은 화학적 구성 요소핵융합 반응은 모든 별에서 발생하며 연료 공급에 의해서만 결정되는 거의 동일합니다.
알다시피, 백색 왜성처럼 중성자별은 별의 진화에서 마지막 과정 중 하나이며, 주로 초신성 폭발 이후에 발생합니다. 이전에는 백색 왜성을 중성자별과 구별하는 것이 종종 어려웠지만 이제는 망원경을 사용하는 과학자들이 차이점을 발견했습니다. 중성자별은 주위에 더 많은 빛을 모으는데 이것은 적외선 망원경으로 쉽게 볼 수 있습니다. 중 8위 흥미로운 사실별에 대해.
아인슈타인의 일반 상대성 이론에 따르면 그 엄청난 질량으로 인해 블랙홀은 실제로 공간의 곡선이며 중력장 내의 모든 것이 블랙홀 쪽으로 밀려납니다. 블랙홀의 중력장은 너무 강해서 빛조차 빠져나갈 수 없습니다.
우리가 아는 한 별은 연료가 떨어지면 별의 크기가 1000배 이상 커지다가 백색왜성이 되고 반응 속도 때문에 폭발한다. 이 반응은 더 일반적으로 초신성으로 알려져 있습니다. 과학자들은 이 긴 과정과 관련하여 그러한 신비한 블랙홀이 형성된다고 제안합니다.
우리가 밤하늘에서 보는 많은 별들은 한 줄기 빛처럼 보일 수 있습니다. 그러나 항상 그런 것은 아닙니다. 우리가 하늘에서 보는 대부분의 별은 실제로 2성계 또는 쌍성계입니다. 그것들은 단순히 상상할 수 없을 정도로 멀리 떨어져 있으며 우리는 한 점의 빛만 보는 것처럼 보입니다.
수명이 가장 짧은 별이 가장 무겁습니다. 그들은 화학 물질의 질량이 크고 연료를 훨씬 빨리 연소시키는 경향이 있습니다.
때로는 태양과 별이 반짝이는 것처럼 보이지만 실제로는 그렇지 않습니다. 깜박임 효과는 현재 지구 대기를 통과하고 있지만 아직 우리 눈에 도달하지 않은 별의 빛입니다. 별에 대한 가장 흥미로운 사실 중 3 위.
별까지의 거리를 추정하는 데 관련된 거리는 상상할 수 없을 정도로 큽니다. 예를 들어 생각해 보십시오. 지구에서 가장 가까운 별은 약 4.2광년 거리에 있으며, 우리의 가장 빠른 우주선에서도 약 70,000년이 걸립니다.
가장 추운 유명한 스타, 온도가 약 100 °C에 불과한 갈색 왜성 "CFBDSIR 1458+10B"입니다. 가장 뜨거운 것으로 알려진 별은 42,000 °C 이상의 온도를 가진 "제타 푸루스(Zeta Purus)"라고 불리는 우리 은하에 위치한 청색 초거성입니다.

태양이 L2 Korma의 운명을 반복할 수 있을까요?

태양의 진화

국제 팀의 연구원들은 L2 스타 Puppis를 연구하여 미래가 무엇이며 진화가 무엇인지 이해했습니다.
연구팀은 알마 전파 망원경을 사용하여 지구에서 약 208광년 떨어진 L2 별 퍼피스를 연구했습니다. 연구의 일환으로 전문가들은 별이 우리 태양과 많은 공통점을 가지고 있다는 것을 발견했습니다.

KU Leuven의 Homan Ward는 “L2 Puppis는 약 100억 년 전의 상당히 오래된 물체임을 발견했습니다.

약 50억 년 전 지구에 이 별은 태양과 매우 유사했으며 오늘날의 태양도 같은 질량을 가졌습니다. 별의 질량의 세 번째 부분은 존재 과정에서 손실되었습니다. 같은 과정이 태양에 영향을 미치겠지만 아주 먼 미래에 일어날 것입니다.
켄터키 천문학 연구소의 사라 데친(Sarah Dechin) 교수는 수십억 년 안에 태양이 L2 퍼피스처럼 적색 거성이 될 가능성이 있다고 말했습니다. 그리고 지금보다 100배 더 많을 것이며 이는 다른 예상되는 변화 중 하나일 뿐입니다.
"태양은 또한 매우 강한 항성풍의 결과로 극심한 질량 손실을 겪고 있습니다."라고 Decin이 말했습니다. “궁극적으로, 태양의 진화는 70억 년 안에 지구 크기의 작은 백색 왜성으로 바뀔 것입니다. 그러나 동시에 지구보다 훨씬 밀도가 높고 무겁습니다. 그런 백색 왜성의 물질 티스푼에는 약 5톤의 물질이 들어 있습니다.”
지구에서 태양까지 거리의 2배인 거리에서 Puppis의 L2 궤도에서 팀은 물체를 감지했습니다. 그는 아주 오랜 시간이 지난 후 지구가 어떻게 생겼는지 보여줄 수 있습니다.
아마도 현재 지구상의 생명체는 더 이상 가능하지 않지만 행성은 태양에 흡수되지 않을 것입니다. 지상파 그룹의 다른 행성과 금성은 태양에 의해 파괴될 가능성이 가장 높으며 지구에 어떤 일이 일어날지는 아직 완전히 이해되지 않았습니다.

“우리는 이미 태양의 크기가 크게 증가하고 훨씬 더 밝아질 것이라는 점을 이해하고 있습니다. 이러한 상황은 분명히 지구상의 생명체를 파괴할 것입니다.”라고 Dechin이 말했습니다. "그러나 행성의 암석 핵은 적색 거성의 단계를 극복하고 태양의 잔재인 백색 왜성을 중심으로 궤도에 계속 존재할 수 있습니까?"

과학자들은 지구가 태양에서 살아남을지 아니면 태양에 흡수될지 아직 확신하지 못하지만 L2 Puppis를 연구하면 지구의 운명을 이해하는 데 도움이 될 수 있습니다.