太陽のエネルギーはどこから来るのでしょうか。そして、燃料が尽きて太陽はどんどん小さくなり、最終的には消えてしまうのでしょうか。

ある意味では、太陽のエネルギー全体は決して枯渇することはありません。科学者によると、太陽の寿命は約100億年から110億年だそうです。これは、太陽の質量の恒星の中心部の圧力と温度によって引き起こされる核融合の速度に基づいており、これにより、燃料が消費される速度と中心部の水素燃料が消費されるまでにかかる時間が計算され、寿命が導き出されます。

すべての恒星は、中心核の水素燃料を消費すると水素の核融合を停止し、主系列段階を終了して、進化の不安定な後期段階に入ります。

ここで言われているのは、太陽全体のエネルギーの枯渇ではなく、「太陽の中心核」のエネルギーの枯渇であることに注意してください。研究によれば、太陽の核融合は太陽の半径の4分の1の中心核で起きており、その中心核は巨大な太陽の中心核のほんの一部を占めるに過ぎず、その部分の燃料しか使用していないことが示唆されている。

太陽のエネルギーの源 太陽のエネルギーは、他のすべての星と同様に、中心核の水素原子核の融合から生じます。つまり、恒星の巨大な質量によって形成される重力の求心圧により、中心核部分は約1500万度、地球の海面気圧の3000億倍もの高温高圧状態を形成します。この状態では、水素原子核の外側の電子が追い出され、露出した水素原子核同士が激しく衝突して融合し、4つの水素原子核が1つのヘリウム原子核に融合するプロセスが続きます。

これを核融合といいます。このプロセス中に、約 0.7% の質量損失が発生します。この質量がエネルギーに変換され、放射と対流によって電磁波の形で太陽の中心核から表面に到達し、光と熱の形で宇宙に放出されます。このエネルギーはどれくらい大きいのでしょうか?科学者たちは、太陽のスペクトル観測、分析、計算を通じて、太陽の質量を持つ恒星は毎秒約6億トンの水素を消費し、それが約5億9580万トンのヘリウムに変換されると結論付けた。質量の0.7%の損失は420万トン/秒です。

このエネルギーはどれくらい大きいのでしょうか?アインシュタインの質量エネルギー方程式 E (エネルギー) = M (質量) * C^2 (光速の二乗) によれば、420 ​​万トンの質量は約 3.78*10^26J (ジュール)/s のエネルギーに変換できます。広大な宇宙空間にある地球は、このエネルギーの22億分の1、約1.72×10^17J/sを吸収することができ、これは三峡ダム1000万基が発電する総電力量に相当します。

太陽の中心部から発せられる膨大なエネルギー放射圧は、太陽自身の巨大な質量によって形成される求心重力圧に抵抗し、太陽が46億年間安定して継続的に燃え続けることを可能にするバランスを形成し、さらに54億年から64億年間燃え続けることができます。これは太陽の主系列段階です。では、太陽はその寿命の間にどれだけの水素を燃焼できるのでしょうか?合計でどれだけの質量が失われ、それは太陽の全質量のどの程度を占めるのでしょうか?

簡単な計算をすると、太陽の総体積は約 1.41*10^18km^3 (立方キロメートル) で、太陽の核融合は太陽半径の 1/4 の中心部、体積が約 2.2*10^16km^3 の場所でのみ発生します。したがって、使用される燃料の量は、太陽の全体積の約 1.6% にすぎません。高圧下ではコアの密度が表面よりもはるかに高くなるため、実際の質量比重は体積比重よりもはるかに大きくなります。

太陽は毎秒6億トンの水素を燃焼し、420万トンの質量を失っています。 1年は31557600秒あります。 110億年で計算すると、約3.471336*10^17秒になります。約 2.08*10^29kg の水素が燃焼し、質量損失は約 1.46*10^27kg になります。

太陽の総質量は1.9891*10^30kgです。 110億年の間に燃焼した水素は太陽の全質量の10.46%を占め、失われた質量は太陽の全質量の0.0734%を占めます。水素は太陽の全質量の約75%を占めています。太陽の水素の総質量に基づいて計算しても、110億年の間に使用されたのは太陽の総水素のわずか14%未満です。

太陽の寿命である110億年全体を通じて、燃焼率と消費量はまったく同じではありません。初期段階では遅くなり、後期段階では速くなりますが、この平均値に従って大まかに計算することができます。このことから、太陽は寿命の終わりまでエネルギーを使い果たすわけではなく、まだ十分なエネルギーを持っていることがわかります。

燃料がまだ十分あるのに、なぜ星は死んでしまうのでしょうか?これは恒星進化の法則によるものです。すべての恒星の中で最も長いのが主系列時間で、恒星の寿命全体の 90% 以上を占めます。星の形成期間と進化の終わりは非常に不安定で短いため、一般的な寿命は主系列期間を指します。

星の寿命はその質量によって決まります。質量が大きいほど寿命は短くなり、逆もまた同様です。赤色矮星の寿命は最も長く、数百億年、あるいは数千億年、あるいは数兆年に達することもあります。宇宙の年齢はわずか 138 億年なので、赤色矮星はまだ中年期や老年期に入っておらず、ましてや死んでいるわけではありません。いくつかの巨大な星の寿命はわずか数百万年です。例えば、現在までに知られている最も質量の大きい恒星であると考えられているR136A1は、質量が太陽の200倍以上あり、寿命はわずか300万年程度と予測されています。

質量の異なる星はすべて、中心核の水素が完全に燃え尽きるため死にます。実際、周辺にはまだ水素がたくさん残っていますが、この水素は中心に移動して核融合に参加することはありません。死ぬと、膨張してゆっくりと宇宙に散逸するか、超新星爆発で宇宙に吹き飛ばされて自然界に戻り、再生した星雲となり、次の星の誕生の原料となる。

異なる質量の星の死後に残される破片も異なります。爆発して消え去るものもあれば、死体だけを残すものもある。太陽が死ぬと、白色矮星が残り、一部の巨大な恒星は中性子星またはブラックホールを残します。これはこの記事の範囲外です。ご興味のある方は過去の記事をご参照ください。ここでは詳細には触れません。

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