¿Cómo cambia la posición del sol en el cielo durante el día?
Evolución solar:
El Yang se formó hace unos 4.570 millones de años en el colapso de una nube de moléculas de hidrógeno. El tiempo de formación del Sol se determina mediante dos métodos: La edad del Sol en la secuencia principal, confirmada por modelos informáticos de evolución estelar y nucleosíntesis primordial, es de aproximadamente 4,57 mil millones de años. Esto concuerda con la datación radiométrica de que el material más antiguo del Sol tiene 4.567 millones de años.
El Sol ha alcanzado la mediana edad en su secuencia principal de evolución. En esta etapa, la fusión nuclear condensa hidrógeno en helio en el núcleo. Cada segundo, más de 4 millones de toneladas de materia se convierten en energía en el núcleo del Sol, produciendo neutrinos y radiación solar. A este ritmo, el Sol ha convertido hasta ahora unas 100 masas terrestres de materia en energía, y el tiempo total que ha pasado en la secuencia principal es de unos 10 mil millones de años.
El sol no tiene masa suficiente para explotar como supernova. En cambio, entrará en la etapa de gigante roja unos 5 mil millones de años después. El núcleo de helio se contraerá contra la gravedad y se calentará al mismo tiempo. La envoltura de hidrógeno junto al núcleo acelera la fusión debido al aumento de temperatura, y el calor generado continúa aumentando, se conduce a la capa exterior y se expande hacia afuera. Cuando la temperatura central alcance los 100 millones de K, comenzará la fusión del helio, que se quemará para producir carbono.
Dado que el núcleo de helio en este momento es equivalente a una pequeña "enana blanca" (degeneración electrónica), la fusión descontrolada del helio provocará un destello de helio. La enorme energía liberada hará que el núcleo solar se expanda y libere enormemente. degeneración de electrones, y luego el helio restante en el núcleo sufre una fusión estable.
Desde el exterior, el Sol se volverá repentinamente entre 5 y 10 órdenes de magnitud más brillante como una nova (en comparación con la etapa anterior de "gigante roja"), y luego su tamaño se reducirá considerablemente, volviéndose más brillante que la gigante roja original es mucho más tenue (pero aún más brillante que el Sol actual), hasta que el carbono en el núcleo se acumula gradualmente, entra nuevamente en la fase de contracción y expansión externa del núcleo. Esta es la etapa de ramificación gigante asintótica.
El destino de la Tierra es incierto. Cuando el Sol se convierta en una gigante roja, su radio será aproximadamente 200 veces su tamaño actual y su superficie podrá extenderse hasta -1 au (1,5 × 10 m), la órbita actual de la Tierra.
Pero cuando el sol se convierte en una rama estelar de un gigante asintótico, ha perdido alrededor del 30% de su masa debido al viento estelar, por lo que la órbita de la Tierra se moverá hacia afuera. De ser así, la Tierra podría haber sobrevivido, pero una nueva investigación sugiere que podría haber sido tragada por el Sol debido a las interacciones de las mareas.
Pero incluso si la Tierra escapa a ser abrasada por el sol, su agua seguirá hirviendo y la mayoría de sus gases escaparán al espacio.
Aunque el Sol todavía se encuentra en su etapa actual de la secuencia principal, su brillo todavía está aumentando lentamente (aproximadamente un 10% cada 100 millones de años) y la temperatura de su superficie también está aumentando lentamente.
El sol era tenue en el pasado, lo que puede ser la razón por la que la vida no apareció en la tierra hasta hace 100 millones de años. Si la temperatura del Sol aumenta a este ritmo, la Tierra puede calentarse tanto en los próximos 654,38+ mil millones de años que ya no pueda existir agua en forma líquida en la superficie de la Tierra, y toda la vida en la Tierra se extinguirá.
Después de la etapa de gigante roja, fuertes pulsaciones térmicas harán que el gas exterior del sol escape y forme una nebulosa planetaria. Una vez eliminadas las capas exteriores, lo único que queda es una enana blanca, una estrella cuyo núcleo caliente se enfría y oscurece gradualmente a lo largo de miles de millones de años. Esta es una característica típica de la evolución de estrellas de masa baja e intermedia.