Spektakularna misija svemirske sonde „Parker“ ka Suncu: Zašto ☉ sija i dokle, kad i od čega će da umre
Bliski susret sonde „Parker“ sa Suncem odigrao se 24. decembra na rastojanju od „samo“ 6,1 miliona kilometara, pri brzini od oko 700.000 km/h. Nijedan objekat načinjen čovekovom rukom nikad nije dostigao ovako veliku brzinu: sonda bi rastojanje od Njujorka do Londona prešla za manje od 30 sekundi.
Iako ovih šest miliona kilometara deluje kao ogromno rastojanje, u suštini nije tako. Pođite od toga da prosečno rastojanje Zemlje od Sunca iznosi 150 miliona kilometara. Zamislite sada stadion za fudbal dugačak sto metara u kome se na jednom golu nalazi Sunce a na drugom Zemlja. Sonda „Parker“ se u trenutku dostizanja minimalnog rastojanja našla na samo četiri metra od gola, u Sunčevom „petercu“.
Ilustracije radi, minimalno rastojanje Merkura od Sunca ne pada ispod 46 miliona kilometara, što prevedeno na naša fudbalska rastojanja, znači da je Merkur, Suncu najbliža planeta, negde na oko 30 metara od gol-linije. Dnevna temperatura na Merkuru iznosi oko 480°C što deluje kao „hladovina“ u odnosu na pakao kroz koji je proleteo „Parker“.
Procenjuje se da je termički štit sonde, napravljen od specijalnog kompozitnog materijala, bio izložen temperaturi od oko 980°C. Napravljen je tako da može da izdrži i svih 1400°C, što je blisko temperaturi na kojoj se topi gvožđe. Štit je inženjersko remek-delo: ima prečnik od preko dva metra, ali je težak samo 70 kg i debeo jedva 12 centimetara. I pored toga, izolacija koju pruža toliko je efikasna da je temperatura sa njegove unutrašnje strane samo 30°C, što omogućava nesmetano funkcionisanje osetljivih instrumenata koje sonda nosi sa sobom. Sonda ima i vrlo kompleksan, potpuno automatski sistem koji neprekidno menja orijentaciju letelice u prostoru tako da je štit uvek okrenut ka Suncu.
Bliski susret
Nikad ranije se jedan objekat napravljen ljudskom rukom nije našao ovako blizu Suncu. Prethodni rekord držala je sonda „Helios“ koja se davne 1976. godine primakla Suncu na 43 miliona kilometara, unutar Merkurove orbite. S obzirom da je letelica morala da proleti kroz jonizovanu Sunčevu koronu, radio veza je neminovno morala da bude prekinuta na nekoliko dana.
Reklo bi se da je sada sve prošlo kako treba jer je kontrola leta uhvatila kontrolni signal sa „Parkera“ nepuna tri dana kasnije. A to nije mala stvar, s obzirom da je u sondu do sada uloženo oko 1,5 milijardi dolara. Sada se čeka da se „Parker“ malo odmakne od Sunca kako bi na Zemlju poslao dragocene podatke sakupljene tokom preleta.
Podaci koje očekujemo mogu iz osnova da promene naše razumevanje Sunca, da uvećaju naša znanja o čitavom Sunčevom sistemu i doprinesu boljem razumevanju evolucije zvezda u kosmosu, pogotovo onih „gostoljubivih“, u čijim orbitama se nalaze nastanjive planete.
Pripreme za ovaj trenutak trajale su prethodnih šest godina. Toliko vremena bilo je potrebno da protekne od lansiranja pa do trenutka kada se letelica našla na idealnoj trajektoriji. Kako bi ubrzali letelicu do enormnih brzina (koje su neophodne kako bi izlaganje letelice ekstremnim uslovima koji vladaju u Sunčevoj brzini bilo što kraće), inženjeri leta obilato su koristili metod „gravitacione praćke“: letelica je sedam puta proletela pored Venere, svaki put dobijajući na brzini bez utroška goriva, uz iterativnu promenu trajektorije koja je polako dobijala svoju finalnu formu.
Nakon ovog prolaza, letelica će na svaka tri meseca imati reprizu bliskog susreta sa Suncem, ali se više nikad neće naći na ovako malom rastojanju.
Razumeti zvezdu
Šta sve znamo o našoj matičnoj zvezdi koju astronomi označavaju krugom sa tačkom u sredini (☉)?
Sunce je, zapravo, velika lopta usijane plazme, oblika materije u kojoj su temperature toliko visoke da elektroni više ne orbitiraju oko atomskih jezgara već se slobodno kreću između njih. Grubo gledano, tri četvrtine mase Sunca čini vodonik, jednu četvrtinu helijum (koji je prvo otkriven na Suncu pa tek onda na Zemlji), dok se ostali hemijski elementi mogu naći u tragovima.
S obzirom na veličinu Sunca, razlike u pritiscima i temperaturama drastično se menjaju s rastojanjem od njegovog centra. Najveća temperatura vlada u središtu sunca (15.700.000°C) a najmanja na njegovoj površini (5.770°C).
Poluprečnik Sunca iznosi oko 700.000 kilometara i 110 puta je veći od poluprečnika naše planete. Zapreminski gledano, u jedno Sunce može da stane oko milion planeta veličine Zemlje. Sunce je toliko masivno da svi ostali objekti u Sunčevom sistemu zajedno (planete, sateliti, asteroidi) ne prelaze dva promila Sunčeve mase.
Sunce je relativno mala zvezda (one najveće prelaze 100 Sunčevih masa), ali se ne nalazi u populaciji onih najmanjih, takozvanih „crvenih patuljaka“, koje čine dominantnu većinu u kosmosu.
Interesantan je paradoks da male zvezde žive neuporedivo duže nego one veće: jedan crveni patuljak koji jedva da ima dovoljnu masu da pokrene termonuklearnu fuziju u svom jezgru može da sija stotinama milijardi godina. Najveće zvezde izgore neuporedivo brže i njihov životni vek po pravilu ne prelazi par desetina miliona godina.
Boje svetla
Iako astronomi svrstavaju Sunce u klasu žutih patuljaka, ono je u suštini belo: emituje svetlost u svim delovima spektra, dominantno u vidljivom i infracrvenom delu, manje u ultraljubičastom i rendgenskom.
Ultraljubičasto (UV) zračenje je generalno opasno po živi svet, vodeći je uzrok raka kože kod ljudi i od njega nas u najvećoj meri štiti Zemljin ozonski omotač. Kratkotrajno gledanje u Sunce, čak i u podne, ne ostavlja trajne posledice, dok gledanje kroz dvogled ili teleskop bez zaštitnog filtera može da izazove trajno slepilo u roku od par sekundi (mislite o tome!).
Kada bi Sunce imalo boju dela spektra u kome emituje najviše energije, bilo bi zeleno. Kad ste negde na obali mora u suton, Sunce ima najširi spektar boja: može da bude narandžasto, crveno, ljubičasto, čak i plavo. A ako ste još i zaljubljeni, tada možete da vidite i sve ostale boje.
Milion sunčevih stepeni
Sunce zbog svoje temperature nema čvrstu površinu. Ono što vidimo kao Sunce je zapravo njegova „fotosfera“ – to je oblast u kojoj materija Sunca postaje dovoljno prozračna da svetlost koju Sunce emituje nesmetano stiže do nas. Debljina fotosfere iznosi nekoliko stotina kilometara i kad biste se našli u njoj imali biste utisak da ste upali u laku izmaglicu.
Gledano kroz teleskop, fotosfera izgleda zrnasto – svaka granula predstavlja vrh strujnog stuba koji toplu materiju iz unutrašnjosti Sunca doprema na površinu. Tu se zagrejana materija hladi, postaje teža i ponire nazad u unutrašnjost Sunca duž ivica granula fotosfere.
Mestimično, na fotosferi se uočavaju „Sunčeve pege“, mesta sa sniženom temperaturom koja zato izgledaju tamnije gde izuzetno jako magnetno polje privremeno blokira uobičajeno cirkulisanje toplote.
Na visini od oko 500 kilometara temperatura dostiže najnižu vrednost: 3800°C. Iznad tog sloja počinje hromosfera (od grčke reči za boju – „hroma“) debljine oko 2.000 km. Ime je dobila po tome što se vidi kao tanki obojeni krug oko Sunca u trenutku njegovog totalnog pomračenja.
Na početku hromosfere materija je samo delimično jonizovana ali temperatura u njoj vrlo brzo počinje da raste, sve dok ne dostigne 20.000°C. Iznad tog sloja postoji tanki region tranzicije debeo svega par stotina kilometara u kome temperatura skače na preko 1.000.000°C. Nakon te tačke počinje Sunčeva korona koja obuhvata prostor čija se veličina meri milionima kilometara i čiji se oblik neprekidno menja.
Temperaturni uslovi u koroni su svuda ekstremni: prosek se kreće oko 2.000.000°C, a maksimalna vrednost može da dostigne i 20.000.000°C .
Sunčev vetar duva iz korone
Mehanizam zagrevanja korone ni danas nije poznat. Dugo se smatralo da ovako visoke temperature nastaju delovanjem akustičnih talasa koji se iz unutrašnjosti Sunca šire ka njegovoj površini. Novije teorije veći značaj pridaju akumuliranoj magnetnoj energiji koja se na neki nepoznati način konvertuje u toplotu. Svejedno, „Parker“ je proleteo kroz Sunčevu koronu i ostao čitav, pre svega zato što nije prošao kroz njen najtopliji deo.
Osim toga, korona je izuzetno retka – količina toplote koju ona može da prenese na letelicu limitirana je njenom vrlo malom gustinom (iz istog razloga koronu je moguće videti samo prilikom totalnih Sunčevih pomračenja).
Korona je, istovremeno, i izvor „Sunčevog vetra“, struje naelektrisanih čestica (uglavnom protona i elektrona) koja se radijalno prostire kroz čitav Sunčev sistem. Na 15 miliona kilometara od Sunca počinje zona poznata kao heliosfera, zona kojom dominira upravo Sunčev vetar.
U vreme nastanka Sunčevog sistema, solarni vetar „oduvao“ je u međuzvezdani prostor sav „višak materijala“ preostao nakon formiranja planeta. Gledano sa daljine od nekoliko svetlosnih godina, izgleda kao da Sunčev vetar iznutra naduvava svojevrstan „mehur“ u kome se nalazi čitav Sunčev sistem, potiskujući kosmičke gasove i prašinu dalje od Sunca. Kada čestice solarnog vetra, vođene strujnim linijama Zemljinog magnetnog polja, dođu u kontakt sa našom atmosferom, dolazi do jonizacije i pojave živopisne aurore (borealis ili australis, zavisno od zemljine hemisfere).
Nevidljiva granica Sunčevog sistema nalazi se na mestu gde Sunčev vetar gubi snagu u susretu sa materijom rasutom između zvezda. Tu se završava heliosfera, zona Sunčevog uticaja, tu počinje međuzvezdani prostor, Mlečni put, tu su negde i sonde Vojadžer 1 i 2 koje su ovu granicu „prekoračile“ 2012. i 2018. godine...
Zona Sunčevog uticaja je ogromna: poluprečnik heliosfere 50 puta je veći od rastojanja Zemlje od Sunca.
„Parkerova“ misija
Sonda „Parker“ jeste oborila jedan značajan rekord, ali je njena namena mnogo kompleksnija. Ako potraje, možda ćemo dobiti odgovor na neka stara ali još uvek otvorena pitanja:
- Kako se energija preliva iz fotosfere u koronu?
- Zašto je korona tako vrela, šta je to zagreva do ekstremnih temperatura?
- Kako korona generiše Sunčev vetar? Kakvu strukturu imaju tzv. rupe u koroni koje takođe predstavljaju izvor Sunčevog vetra?
- Da li su izvori Sunčevog vetra postojani ili se novi formiraju brzinom kojom stari nestaju?
- Kako se ubrzavaju čestice Sunčevog vetra? Kako se njihove energija prostire kroz koronu i heliosferu?
Uz to, Sunce je živa, dinamična zvezda, koja ima periode veće i manje aktivnosti koji se smenjuju na svakih 11 godina. Površina Sunca ima mnogo aktivnih tačaka u čijoj okolini se nagomilava ogromna količina energije, sve do trenutka dok se ne oslobodi na eksplozivan način. Tu su, za početak, Sunčeve protuberance, plamenovi gasa u Sunčevoj atmosferi vidljivi izvan oboda Sunčevog diska koji imaju mnogo veću gustinu i znatno nižu temperaturu od okolne korone.
Protuberance najčešće imaju lučni oblik i povezuju dve oblasti na Suncu koje imaju suprotni magnetni polaritet. Mnogo veću snagu imaju Sunčeve baklje koje u par sekundi ili minuta mogu da oslobode energiju uporedivu sa energijom čitavog Sunca.
Većina baklji nastaje oko Sunčevih pega gde jako magnetno polje spaja fotosferu i koronu. Jedna baklja može da ugreje koronu do 10.000.000°C i ubrza naelektrisane čestice skoro do brzine svetlosti.
Na kraju, tu su i koronalni izbačaji masa, gigantske eksplozije u koroni, obično u okolini Sunčevih pega ili baklji. Tokom jedne ovakve eksplozije Sunčeva korona izbaci oko milijardu tona materije u kosmički prostor.
Zvezdani hirovi i tajne
Nijednu od ovih pojava ne razumemo do kraja, ne umemo da predvidimo niti možemo lako da procenimo njihov destruktivni potencijal. Sve ove pojave generišu struju visoko-energetskih čestica koje mogu da proizvedu manju ili veću štetu na veštačkim zemljinim satelitima, telekomunikacionoj ili električnoj mreži.
 |
| Crtež Sunčevih pega koje je napravio Ričard Karington 1. septembra 1859. godine |
U interakciji sa Zemljinim magnetnim poljem nastaju geomagnetske oluje, pri čemu je najveća zabeležena u septembru 1859. godine pod imenom „Karingtonov događaj“. Ova oluja praktično je onesposobila tek uspostavljenu američku telegrafsku mrežu, izazivajući varničenja i požare u telegrafskim stanicama, pri čemu je nekoliko operatera zadobilo povrede izazvane elektro-šokovima. Ime je dobila po astronomu Ričardu Karingtonu koji je uzrok ovog događaja pronašao u solarnoj baklji koju je primetio neposredno pred početak oluje.
Jedna slična geomagnetska oluja je 1989. godine izazvala pad električne mreže u većem delu kanadskog Kvebeka. Snaga solarnog vetra u tom trenutku bila je tako velika da se polarna svetlost videla daleko na jugu, sve do Teksasa.
 |
| Dr Judžin Parker sa modelom sonde koja je ponela njegovo ime |
Dva veka kasnije, nemački astronom Šporer, a zatim i bračni par Maunder, primetili su da se ovaj period upadljivo preklapa sa periodom izrazito slabe Sunčeve aktivnosti, kada je tokom 30 godina posmatranja uočeno samo 50 Sunčevih pega umesto uobičajenih 40.000.
Sunce, dakle, ima svoje hirove i tajne – daleko od toga da znamo sve o njemu. Pomenimo i to da je sonda „Parker“ dobila ime po Judžinu Parkeru, naučniku koji se još polovinom prošlog veka bavio izučavanjem mehanizma zagrevanja korone i matematički predvideo postojanje Sunčevog vetra.
Parker je jedini naučnik koji je do sada imao tu čast da uživo gleda lansiranje sonde koja nosi njegovo ime (2018). Nažalost, nije poživeo dovoljno dugo da vidi bliski susret sonde sa Suncem: umro je 2022. godine u 94. godini života.
Zašto Sunce sija
Iako danas znamo da je Sunce staro preko pet milijardi godina i da se nalazi nad glavom čovečanstva od samog početka, kroz istoriju je bilo vrlo malo onih koji su pokušali da odgovore na jednostavno pitanje: zašto Sunce sija? Paradoksalna je činjenica da sve do početka XXI veka nismo imali koliko-toliko kompletnu sliku o nama najbližoj zvezdi.
 |
| Sunce na fresci u Dečanima |
Polovinom XIX veka fizičar Herman fon Helmholc izneo je teoriju da Sunce generiše toplotu usled sažimanja materije pod dejstvom gravitacionih sila.
Sasvim neočekivano, svoj doprinos raspravi dao je i Čarls Darvin: posmatrajući brzinu erozije jedne doline u južnoj Engleskoj, Darvin je procenio da je prirodi bilo potrebno najmanje 300 miliona godina da je stvori. Samim tim, Zemlja i Sunce moraju biti još stariji.
Bio je to veliki iskorak u konzervativnom društvu koje se i dalje držalo biblijskih brojki prema kojima je svet bio star svega nekoliko hiljada godina. Ovo je izazvalo veliku nelagodu među astronomima: ako je Sunce zaista toliko staro, odakle potiče sva ta silna energija koju emituje toliko dugo?
Među onima koji su se protivili Darvinovoj teoriji o postanku vrsta, nalazio se i čuveni fizičar lord Kelvin, čovek koji je formulisao drugi zakon termodinamike i ustanovio apsolutnu temperaturnu skalu. Kelvin je odbacio Darvinovo tvrđenje o brzini geoloških procesa i starosti Sunca.
 |
| Egipatski bog Sunca Ra |
Kao izvor Sunčeve energije Kelvin, kao i Helmholc, u prvo vreme označava gravitacionu energiju Sunčeve mase. Međutim, astronomi su brzo sračunali da ovako generisana energija ne bi potrajala dovoljno dugo, Kelvin 1862. godine modifikuje svoju teoriju i s velikom ubedljivošću i elokvencijom tvrdi da Sunčeva energija nastaje kao plod udara bezbrojnih meteorita o Sunčevu površinu. S obzirom na to da je kosmos praktično neiscrpan resurs meteorita, Kelvin je smatrao da je na ovaj način objasnio izvor Sunčevog zračenja tokom 20 miliona godina.
„Ko smo mi“, pita Kelvin, „pa da, kao Darvin, tvrdimo da nešto može da traje 300 miliona godina?“
Do novog pokušaja da se odgonetne poreklo Sunčeve energije došlo je tek 1896. godine, kada je Anri Bekerel otkrio fenomen prirodne radioaktivnosti. Ubrzo je primećeno da radioaktivne radijumove soli imaju temperaturu koja je viša od temperature okoline. Prirodno, izneta je pretpostavka da Sunce generiše toplotu raspadom radioaktivnih elemenata ali se od teorije odustalo vrlo brzo, čim je utvrđeno da je njihov procenat na Suncu praktično zanemarljiv.
Napretka nije bilo sve dok 1905. godine Albert Ajnštajn nije formulisao princip ekvivalentnosti mase i energije: E=mc2.
 |
| Polarna svetlost u Švajcarskoj, maj 2024. |
Drugi ključni proboj napravio je britanski hemičar Frensis Aston, koji je preciznim eksperimentom utvrdio da je masa četiri atoma vodonika nešto veća od mase jednog atoma helijuma.
Ove dve činjenice povezao je u jednu briljantni engleski astrofizičar, ser Artur Edington 1920. godine. Po njemu, izvor Sunčeve energije mogao bi biti proces fuzije (spajanja) četiri atoma vodonika u jedan atom helijuma. S obzirom na to da je masa materije na početku procesa fuzije veća od mase na kraju, nedostajuća masa manifestovala bi se, shodno Ajnštajnovoj relaciji, kao energija Sunčevog zračenja. Edington je brzo izračunao da bi konverzija malog procenta mase Sunca u energiju bila dovoljna da Sunce sija milijardama godina.
Centrala u centru Sunca
 |
| Artur Edington |
Ispostaviće se da je Edington bio u pravu. Danas znamo da je Sunce dominantno sastavljeno od vodonika i helijuma i da se u centru Sunca, tamo gde su temperature i pritisci najveći, oko 600 miliona tona vodonika svake sekunde konvertuje u helijum. Masa generisanog helijuma je za 4 miliona tona manja – upravo toliko mase se svake sekunde konvertuje u energiju što Suncu daje snagu koja se meri „jotavatima“ (prefiks „jota“ označava jedinicu iza koje se nalaze 24 nule).
Svaki kubni metar Sunca generiše energiju dovoljnu za jednu sijalicu od 200 vati. Snaga sunčeve svetlosti koja po vedrom danu pada na kvadratni metar površine zemlje na prosečnoj geografskoj širini iznosi nešto više od jednog kilovata.
Sva sunčeva energija generiše se u njegovom jezgru. Generisana energija sprečava da zvezda doživi gravitacioni kolaps pod dejstvom sopstvene težine. Pre nego što bude emitovana u kosmos u vidu sunčeve svetlosti (zračenja), ova energija mora da prođe dug put od jezgra zvezde do njegove površine.
Prvi sloj, koji se pruža od jezgra pa sve do 70% sunčevog poluprečnika toliko je kompaktan da se kroz njega toplota provodi isključivo zračenjem. Potrebni su milioni godina da bi se jedan foton probio kroz tu zgusnutu, naelektrisanu masu i dospeo u sloj koji je dovoljno redak da se u njemu toplota može provoditi mnogo bržim procesom strujanja (nalik na proces zagrevanja vode u džezvi za kafu).
Danas je mehanizam kojim se jezgra vodonika (protoni) konvertuju u jezgra helijuma detaljno objašnjen. Na zvezdama poput Sunca, dominantan je tzv. P-P (proton-proton) proces, masivnije zvezde koriste tzv. CNO-ciklus u kojima se ugljenik (C) koristi kao katalizator, a azot (N) i kiseonik (O) pojavljuju kao nusproizvodi.
Misterija neutrina
Oba modela predviđaju oslobađanje određene količine super-lakih čestica, elektronskih neutrina, koji kroz Sunčevu materiju, bez obzira na njenu gustinu, putuju kao sardine kroz mrežu ispletenu od rupa.
Neutrini su tako laki da njihova masa još uvek nije precizno izmerena, tako brojni da vam kroz nokat na palcu svake sekunde proleti njih milijardu, imaju brzinu tek nešto manju od brzine svetlosti i tako su neuhvatljivi da su vam neophodni ogromni detektori (veličine olimpijskih bazena) da biste uspeli da uhvatite par neutrina nedeljno.
 |
| Neutrinski detektor Đijangmen |
Sunčeve neutrine prvi je detektovao Rejmon Dejvis 1968. godine. Koliko je to bio težak posao može da ilustruje činjenica da je u narednih 30 godina neprekidnog rada Dejvis registrovao svega 2.000 neutrina.
Njegov podvig ponovila je japanska ekipa na čelu sa Masatoši Košibom 1986. godine (čuveni „Kamiokande“ eksperiment). Obojica su koristili detektore koji su bili sagrađeni duboko pod zemljom kako bi se zaštitili od uticaja kosmičkog zračenja.
Čitava teorija dospela je u ozbiljnu krizu kada se ispostavilo da izmereni broj neutrina dostiže samo trećinu od broja koji predviđaju teorijski modeli. Tek početkom XXI veka slagalica je postala kompletna kada su fizičari nepobitno dokazali da neutrino ima „šizofrenu ličnost“: tokom svog leta ka Zemlji on može spontano da promeni svoj tip iz „elektronskog“ u „muonski“ ili „tau“ neutrino. Detektori na zemlji bili su osposobljeni za detektovanje prvog tipa, dok su druga dva prolazila neopaženo tako da je detektovana samo trećina od očekivanog broja.
Kada je ova pretpostavka potvrđena, priča o izvoru Sunčeve energije bila je konačno kompletirana. Dejvis i Košiba su za otkriće solarnih neutrina dobili Nobelovu nagradu za fiziku 2002. godine.
Sunce na filmu
I pored značaja koje Sunce ima za život na Zemlji, relativno je malo SF filmova u kojima Sunce ima značajnu ulogu. Verovatno najbolji film na tu temu, „Sunshine“, snimio je Deni Bojl 2007. godine, okupivši pritom sjajnu glumačku ekipu na čelu sa Silijanom Marfijem, Krisom Evansom, Mišel Jeo i Hirojukijem Sanadom.
U tom filmu Sunce se, iz nekog nepoznatog i nikad objašnjenog razloga, spontano gasi („Our Sun is dying. If the sun dies, so do we...“), količina emitovane toplote smanjuje se tolikom brzinom da je Zemlja tokom samo jedne generacije pretvorena u ledenu pustinju u kojoj su se čovečanstvo i čitav preostali živi svet našli na samom rubu fizičkog opstanka.
Jedini način da se izbegne katastrofa jeste da se Sunce, kao ugašena furuna, nekako ponovo „potpali“ tako što će specijalno konstruisani brod prići Suncu dovoljno blizu da na njega ispali fuzionu bombu veličine Menhetna...
Prva misija doživela je neobjašnjivi neuspeh, pre nego što je posada stigla da prijavi bilo kakav problem. Film je fokusiran na drugu misiju koja ide tragom prve i, realno, predstavlja poslednju šansu da se Sunce spase od umiranja.
Iako je film prožet popriličnom dozom mističnog obožavanja Sunca karakterističnim za Stari vek kada su nebeska tela bila u tesnoj vezi sa božanstvima mnogobrojnih religija (članovi posade imaju posebnu sobu u kojoj satima sede i sa pobožnom pažnjom posmatraju Sunce na ogromnom ekranu), i iako takva opčinjenost magičnom snagom Sunca često deluje pomalo bizarno ili neprimereno današnjem dobu (naročito kad zauzme centralno mesto u filmu), tehnički aspekt cele priče izveden je besprekorno. Deni Bojl na vrlo uverljiv način prikazuje sva iskušenja sa kojima će se susresti svako ko pokuša da se primakne Suncu „na dohvat ruke“.
Naročito je impresivan dizajn kosmičkog broda koji, baš kao i sonda „Parker“, ispred sebe „gura“ ogromni termički štit sfernog oblika koji sve delove letelice drži u permanentnoj senci.
Smrt Sunca
Kad smo već kod ove teme, može li Sunce zaista da „umre“? Sasvim sigurno, Sunce ne može da „akutno oboli“ kao u Bojlovom filmu, niti može da zgasne tek tako, u vremenskom okviru koji se meri decenijama, vekovima ili milenijumima... Ali istina je da Sunce, čak i u ovom trenutku, dok čitate redove ovog teksta, lagano umire i da se neminovno bliži svom kraju. A pre nego što prestane da bude aktivna zvezda, Sunce će se pobrinuti da uništiti sve što je do sada stvorilo i pažljivo gajilo na Zemlji. Naš tvorac biće na kraju priče i naš nemilosrdni dželat, i ne postoji ništa što bi to moglo da spreči.
Sunce je zvezda u čijem se središtu već pet milijardi godina odvija fuzija vodonika u helijum. Sa protokom vremena, količina raspoloživog vodonika u centru Sunca se smanjuje a povećava količina „helijumskog pepela“ koji se lagano taloži i nagomilava.
 |
| Totalno pomračenje Sunca 8. aprila 2024. |
S obzirom da je trenutna temperatura Sunčevog jezgra suviše niska, helijum je inertan i ne učestvuje u termo-nuklearnim reakcijama, samim tim ne proizvodi energiju čija bi radijacija doprinosila održavanju ravnoteže sa gravitacionim pritiskom ogromne Sunčeve mase.
Usled toga, jezgro Sunca – sfera čiji radijus iznosi 20% od radijusa čitavog Sunca (manje od 1% zapremine) – neprekidno se komprimuje i smanjuje pod teretom viših slojeva, pri čemu se oslobađa gravitaciona potencijalna energija od koje bar polovina biva konvertovana u toplotu. Dolazi do povećanja temperature, što opet povećava intenzitet fuzije i ukupnu količinu generisane energije (luminoznost) Sunca. Veća količina generisane energije izaziva ekspanziju gornjih slojeva Sunca tako da se veličina Sunca povećava.
Iako je to povećanje danas, dok još uvek ima vodonika u jezgru, toliko malo da se ne može izmeriti, teorijski proračuni daju nedvosmislen rezultat: svakoga dana Sunce je malo veće i malo „blještavije“ a količina energije koja stiže na Zemlju uvećava se za 1% na svakih 110 miliona godina. Usled toga, na duge staze, prosečne temperature na našoj planeti neminovno će rasti.
Smrt Zemlje
 |
| Pačakuti, kralj Inka, moli se Suncu |
Ugljen-dioksid (CO2) iz atmosfere u kontaktu sa atmosferskom vodom stvara slabu kiselinu koja u kontaktu sa silikatnim mineralima stvara čvrste karbonate. Ovi karbonati će, pre ili kasnije, završiti ispod Zemljine površine usled kretanja tektonskih ploča i konstantnog podvlačenja jedne ploče ispod druge. Karbonati zarobljeni ispod zemlje biće razloženi toplotom magme u Zemljinoj unutrašnjosti, a oslobođeni CO2 biće vraćen u atmosferu kroz vulkansku aktivnost.
Međutim, kako temperature na Zemlji budu rasle, brzina kojom se CO2 uklanja iz atmosfere biće sve veća, tako da će tektonski procesi pre ili kasnije izgubiti bitku sa sve toplijim Suncem. Koncentracija CO2 u atmosferi počeće neminovno da pada sve dok, kroz otprilike 600 miliona godina, ne padne ispod granice koja je potrebna za tzv. C3-tip fotosinteze.
Ovaj tip fotosinteze koristi najveći broj biljnih vrsta, što će dovesti do njihovog izumiranja. Simbolično ili ne, prvo će nestati cveće, zatim listopadne a onda i sve četinarske šume.
Neke biljne vrste (kukuruz, sirak, proso, neke sorte trave, 5% od ukupne biomase) mogu da vrše fotosintezu tipa C4 za koju su potrebne mnogo niže koncentracije CO2. Ali i ove vrste će neminovno iščeznuti kada CO2 praktično nestane iz atmosfere.
S obzirom da su biljke na početku lanca ishrane životinjskog sveta, pretpostavka je da će sve kompleksne životne forme iščeznuti u narednih milijardu godina, dok će one primitivnije opstati u skrivenim ćoškovima planete bar još dve, nakon čega će svi tragovi života na Zemlji biti izbrisani u roku od par stotina miliona godina.
Ironija prirode je da smo danas primorani da se borimo sa viškom CO2, iako će doći trenutak kada će nas njegov nedostatak trajno oterati sa ove planete.
Za milijardu godina
Proračuni pokazuju da će kroz milijardu godina Sunce biti 10% sjajnije što će prosečnu temperaturu na kopnu povećati do skoro 50°C. Pojačano isparavanje vode iz okeana dovešće do povećanja količine vodene pare u atmosferi koja takođe predstavlja vrlo potentan gas „zelene bašte“. Nastaće pozitivna povratna sprega: više vodene pare u atmosferi dovešće do dodatnog povećanja temperature, što će opet izazvati povećano isparavanje tekuće vode.
Proces će se ubrzavati sve dok svi okeani potpuno ne ispare, što će Zemlju pretvoriti u vrelu saunu u kojoj će temperatura postati uporediva sa onom koja trenutno vlada na Veneri.
Bez tekuće vode koja „podmazuje“ kretanje tektonskih ploča, njihovo kretanje će se zaustaviti što će definitivno prekinuti i proces kruženja CO2.
Za očekivati je da će kroz tri milijarde godina temperatura na Zemlji iznositi 150°C, a još milijardu godina kasnije, kako se jačina Sunčeve svetlosti bude povećavala, preći i 1500°C, što će biti dovoljno da površinu Zemlje pretvori u okean lave.
Kroz pet milijardi godina, sav vodonik u jezgru Sunca biće potrošen, tako da helijumsko jezgro više neće moći da se „brani“ od potpunog kolapsa pod teretom viših slojeva Sunca. Ovaj kolaps generisaće toplotnu energiju koja će omogućiti fuziju i u slojevima Sunca neposredno iznad jezgra, što će dovesti do daljeg povećanja veličine i emitovane energije.
Naša relativno mala zvezda pretvoriće se u „crvenog džina“ grotesknih razmera: kroz sedam i po milijardi godina, Sunce će postati hiljadu puta sjajnije nego danas i toliko veliko da će progutati Merkur i Veneru.
Smrt Sunca
Sudbina Zemlje još uvek nije utvrđena sa sigurnošću: iako će Sunčev poluprečnik dostići fantastičnih 180 miliona kilometara i uveliko zahvatiti Zemljinu sadašnju orbitu oko Sunca, sasvim je moguće da će se u tom trenutku Zemlja nalaziti u nekoj drugoj, mnogo „široj“ i sigurnijoj orbiti jer će se Sunčeva masa, usled konstantnog gubitka materije kroz Sunčev vetar, smanjiti za trećinu, samim tim i sila njegovog gravitacionog privlačenja. Ako preživi ovu fazu, temperatura na odavno mrtvoj Zemlji biće iznad 2.000°C.
Vremenom će intenzitet fuzije u višim slojevima Sunca opasti ispod granice koja je potrebna da drži ravnotežu sa gravitacionim pritiskom, doći će do kolapsa zvezde, rapidnog smanjenja njene veličine usled čega će pritisak i temperatura u helijumskom jezgru dostići 100.000.000°C.
Na tako visokoj temperaturi zvezda počinje da fuzioniše helijum u ugljenik. Početak tog procesa je naročito buran: tokom tzv. „helijumskog bljeska“ Sunce će par procenata svoje mase konvertovati u ugljenik u roku od svega par sati. Nakon toga, zvezda će nastaviti da fuzioniše helijum, ali je njen kraj sada već sasvim blizu jer je fuzija helijuma mnogo brži proces od fuzije vodonika.
Posle „svega“ 100 miliona godina helijum u jezgu biće potrošen, a proces kontrakcije jezgra i širenja spoljnih slojeva će se ponoviti tako da će Sunce ponovo proći kroz fazu „crvenog džina“ koja će trajati mnogo kraće, svega 20 miliona godina. Iako neće dostići prethodnu rekordnu veličinu, Sunčeva luminoznost naći će se na samom vrhuncu. Po nekim procenama, Sunce će tada biti 2.000 puta sjajnije nego danas.
Sunce je suviše mala zvezda da bi imala još jedan ciklus sažimanja i širenja, tokom kojeg bi ugljenik bio fuzionisan u teže elemente, sve do gvožđa, i nema dovoljnu masu da bi, na kraju, svoj život okončala u spektakularno eksploziji kao supernova. Umesto toga, Sunce će ući u nestabilnu fazu praćenu termičkim pulsiranjem usled naglih promena u količini generisane energije.
Ovaj „rigor mortis“ dovešće do toga da spoljni slojevi Sunca budu odbačeni u kosmički prostor kao „planetarna nebula“, čije će impresivne boje zgasnuti nakon deset hiljada godina. Od Sunca će ostati samo golo, neaktivno jezgro nalik na vreli dijamant, uglavnom sastavljeno od ugljenika, kiseonika i tragova težih elemenata. Njegova masa iznosiće, otprilike, polovinu sadašnje mase Sunca sa temperaturom na površini od oko 100.000°C.
Sunce će, kao i sve zvezde slične veličine u kosmosu, završiti svoj život kao usijani „beli patuljak“. Iako su u njemu svi izvori nove energije ugašeni, proći će hiljade milijardi godina pre nego što se Sunce ohladi do tačke kada će se potpuno uklopiti u kosmički mrak i postati nevidljivi „crni patuljak“, ugarak nekada moćne zvezde.
Sve u svemu, za sada smo bezbedni. Do trenutka potpune propasti deli nas čitava večnost. A večnost je, što neko reče, prilično dugačak period, naročito pri kraju.
