태양의 나이와 수명
태양은 끊임없이 전자파의 형태로 우주로 에너지를 방출한다. 이 에너지는 4 개의 수소 핵이 고온 고압에서 하나의 헬륨 핵으로 응집되어 방출된다. 우리는 수소 핵의 원자량이 1.00728 이고 헬륨 핵의 원자량은 4.00 15 이며, 4 개의 수소 핵의 질량은 4.0292 여야 한다는 것을 알고 있다. 4 개의 수소 핵이 1 헬륨 핵으로 융합되면 0.0276 단위의 질량이 손실되며, 그 중 1 KLOC 가 헬륨 핵으로 융합되면 0.0069 그램이 손실됩니다. 즉, 태양 에너지의 생산은 더 이상 태양에 속하지 않는 태양 복사로 변환되는 소비 품질을 대가로 하는 것이다. 태양은 초당 약 400 만 톤의 질량을 잃는데, 이것은 태양의 거대한 질량에 있어서는 보잘것없다. 태양의 탄생부터 현재까지 50 억년 동안 태양은 0.03% 의 질량만 소비하며, 50 억년이 더 지나도 0.06% 의 질량만 소모된다. 그러나 문제는 태양의 질이 아무리 커도 여전히 한계가 있다는 것이다. 태양의 수명은 얼마나 지속될 수 있습니까? 지구에 어떤 영향을 미칩니까?
태양의 생명은 성운에서 시작하여, 붉은 거성과 백란성에서 멈추고, 태양의 시신이 되었다. 이 과정은 약 6543.8+00 억년이 걸립니다. 즉, 또 다른 50 억년은 태양의 죽음입니다. 우리가 사는 지구는 팽창하는 붉은 거성이 되면 태양에 삼켜질 것입니다. (데이비드 아셀, Northern Exposure (미국 TV 드라마), 계절명언) 우리 인간이 그때까지 살 수 있다면, 우리는 다른 행성으로 날아가서 살아야 한다.
태양 내부에서 발생하는 것은 핵융합이다.
태양의 초기 고온은 내부 압력에서 비롯된다. 만유인력의 원리에 따르면 물체의 질량이 클수록 중력이 커진다. 일찍이 해가 눈덩이를 굴렸을 때, 질량이 증가함에 따라 중력이 더 강해지고, 주위에 끌리는 물질이 많을수록 질량이 늘어나는 등 태양의 질량이 점점 커지고 있다. 동시에 질량이 클수록 내부 압력이 커져 온도가 계속 상승한다. 열핵융합의 조건은 충분한 압력 (임계 압력이라고 함) 과 적절한 점화 온도이다. 원태양의 질량이 커지면서 내부 압력과 온도가 높아지면서 태양은 열핵반응 조건을 충족한 뒤 빛을 발하고 별이 된다. 일반적으로 가스 행성이 별이 되려면 내부 압력과 온도가 열핵 반응의 조건을 충족시킬 수 있도록 일정한 질량이 있어야 한다. 이 질량을 임계 질량이라고 합니다. 전형적인 예는 우리 태양계에서 가장 큰 기체 행성 목성이자 수소로 구성된 기체 행성이지만, 그 질량이 임계 질량보다 작기 때문에 내부 압력과 온도가 열핵융합 조건에 미치지 못하기 때문에 기체 행성일 수밖에 없다. 그러나, 그것은 잠재적 태양이다. 일부 과학자들은 미래의 태양이 파괴된 후 태양의 제약을 받지 않는 목성이 태양계 맏이의 지위에 힘입어 주변 행성을 끌어들여 작은 태양계를 형성하고 주변 물질을 계속 흡수하여 품질을 높일 것이라고 추측했다. 임계 질량에 도달하면 빛을 발하고 또 다른 태양이 되지만, 그것은 50 억 년 후의 일이 될 것이다.