Dacă aş pocni din degete şi aş opri chiar acum toate reacţiile de fuziune din Soare, aşa, pur şi simplu, iar fiecare proton ar decide să stea cuminte şi să aştepte, în loc să fuzioneze şi să elibereze energie, ce s-ar întâmpla?
Nimic. Nimic. Ar fi o zi cât se poate de normală. Soarele ar rămâne pe cer. Plantele ar continua să crească. Ai putea în continuare să faci arsuri solare. Absolut nimic nu s-ar schimba. Nici astăzi, nici mâine, nici peste o mie de ani.
Civilizaţii s-ar ridica şi s-ar prăbuşi. Epoci ar veni şi ar trece. Am putea dezvolta tehnologia necesară pentru a ajunge la stele sau am putea rămâne acasă şi comanda mâncare. În ambele cazuri, Soarele ar continua pur şi simplu să fie Soarele.
1: Rezervorul infernal
Dacă am ucide Soarele astăzi, ar trece MILIOANE de ani până când ceva diferit ar deveni vizibil pentru universul exterior.
A, da, cu excepţia neutrinilor. Pe aceştia i-am observa imediat, pentru că n-am mai primi deloc neutrini solari. Dar, sincer, cui îi pasă de neutrini?
Înainte să intrăm în detaliile lui „cum”, să lămurim mai întâi „ce”-ul. Să vă fac un portret al dragului nostru Soare. Ca stea, este mare, dar nu enorm: mai mare decât stelele mici, mai mic decât stelele mari, confortabil mediocru. Dar să uităm pentru o clipă de celelalte stele. În propriul nostru sistem solar, Soarele este de departe cel mai mare obiect individual. El singur conţine mai mult de 99% din întreaga masă a sistemului. Dacă ai înlătura toate planetele, toţi asteroizii, toate cometele şi fiecare firicel de praf, sistemul solar n-ar mai fi cine ştie ce sistem, dar Soarele abia dacă ar observa că au dispărut.
Ai putea înghesui peste 1,3 milioane de Pământuri în volumul lui, iar masa lui este de 330.000 de ori mai mare decât masa planetei noastre. Asta înseamnă o cantitate enormă de materie înghesuită într-un spaţiu relativ modest. Şi ce îi place unei cantităţi mari de materie să facă? Să graviteze. Cu entuziasm. Soarele este doar o grămadă uriaşă de materie care se strânge spre interior cât de tare poate, ceea ce împinge presiunea din nucleu dincolo de 260 de miliarde de ori presiunea aerului la nivelul mării, iar temperatura până la vreo 15 milioane de kelvini, o căldurică plăcută.
Aşadar: fierbinte şi un pic înghesuit.
Exact ce îţi trebuie pentru a declanşa fuziunea nucleară. Dar aici intervine partea ciudată, partea care explică aproape totul despre felul în care Soarele s-ar putea opri fără ca noi să observăm. Fuziunea nucleară este foarte, foarte ineficientă. Să ne gândim ce cere, de fapt, fuziunea. Trebuie să iei doi atomi de hidrogen, care în aceste condiţii sunt doar protoni goi-goluţi, şi să-i sileşti să se unească într-un singur nucleu de heliu. Asta este greu. Cu adevărat greu. Protonii au aceeaşi sarcină electrică pozitivă, aşa că se resping, iar această respingere devine tot mai puternică pe măsură ce se apropie. Ca să fuzioneze, doi protoni trebuie să ajungă la aproximativ un femtometru unul de altul, suficient de aproape pentru ca forţa nucleară tare să preia în sfârşit controlul şi să-i lipească împreună.
Numai că, la acea distanţă, respingerea electrostatică este atât de copleşitoare, încât temperatura şi presiunea din nucleul Soarelui sunt de peste 700 de ori prea mici pentru a face treaba. Dacă fuziunea ar depinde numai de căldură şi presiune, nu s-ar produce niciodată. Nici măcar o dată.
Singura cale de a trece de zid este să trişezi, folosind efectul de tunelare cuantică. Protonii nu sunt puncte cuminţi şi ordonate, exact aşa cum ne-au avertizat strămoşii noştri cuantici. Ei au funcţii de undă, nori înceţoşaţi de probabilitate care descriu locul în care protonul ar putea apărea data viitoare când natura îl caută. Aceşti nori nu sunt mari, dar sunt mai mari decât protonul însuşi. Aşa că, dacă apropii doi protoni şi ai răbdare, din când în când funcţiile lor de undă se suprapun suficient de mult încât protonii se trezesc la un femtometru unul de celălalt şi, bum, fuziune.
Aproape.
Pentru că doi protoni nu pot forma, de fapt, un nucleu stabil. E ca şi cum ai fi coleg de apartament cu tine însuţi: până la urmă te saturi de propriile ciudăţenii şi obiceiuri şi începi să cauţi chirii în alt cartier. Pentru ca fuziunea să rămână fuziune, unul dintre protoni trebuie să se transforme într-un neutron, lucru pe deplin posibil prin intermediul forţei nucleare slabe.
Da, forţa nucleară slabă. Cea mai jalnică dintre forţele nucleare. Aproape niciodată nu se deranjează să apară. Doi protoni se întâlnesc, funcţiile lor de undă se suprapun şi, aproape de fiecare dată, nu se întâmplă absolut nimic.
Pune totul laolaltă, probabilitatea mică a suprapunerii funcţiilor de undă şi probabilitatea şi mai mică a activării forţei slabe, şi obţii un eveniment de fuziune reuşit la aproximativ fiecare 1027 întâlniri. Milioane peste miliarde peste trilioane de protoni se lovesc unii de alţii, ridică din umeri şi ricoşează. Nu. Îmi pare rău. Nu astăzi.
Un proton obişnuit petrece în jur de 10 miliarde de ani hurducându-se prin nucleu înainte să fuzioneze în cele din urmă. Zece miliarde. Adică mai mult de dublul vârstei actuale a Soarelui.
Din fericire, Soarele are protoni din belşug. Numai nucleul conţine ceva de ordinul a 1056 de protoni, ceea ce, din câte am verificat ultima dată, înseamnă mult, cu mulţi alţii prin apropiere aşteptându-şi rândul să alunece în jos. În orice secundă dată, fiecare proton luat separat are doar o probabilitate de aproximativ 10-19 să fuzioneze. Dar înmulţeşte această probabilitate jalnică cu acel număr absurd de protoni şi obţii o ardere constantă de aproximativ 600 de milioane de tone de hidrogen consumate în fiecare secundă.
Şi totuşi, dacă faci un pas înapoi şi te uiţi la eficienţă, într-un sens cosmic Soarele abia funcţionează. Este sincer vorbind groaznic la fuziune. Ar trebui să-i fie ruşine. Este cu un pas mic deasupra nefuncţionării.
Ia uitaţi. Soarele emite o cantitate ridicolă de putere, peste 1026 de jouli în fiecare secundă. O singură secundă din această producţie de energie ar putea alimenta întreaga civilizaţie modernă pentru peste 600.000 de ani. Doar o parte din 2,2 miliarde din această energie ajunge vreodată pe Pământ, iar până şi această aşchie este de 8.000 de ori mai mare decât întregul apetit energetic al omenirii.
Deci da, în cifre brute, totale, este o cantitate uluitoare de putere. Dar ca eficienţă? Dezastruos. La scara întregului nucleu, Soarele produce în medie aproximativ 277 de waţi pe metru cub. Sună bine, până când îţi dai seama că propriul tău corp, cu tot metabolismul, foiala şi mişcarea muşchilor, produce în jur de 100 de waţi într-un volum mai mic de o zecime dintr-un metru cub.
Aşa este. La aceeaşi masă, o fiinţă umană generează cam de cinci ori mai multă putere decât nucleul Soarelui. Înlocuieşte nucleul Soarelui cu o masă comparabilă de corpuri umane calde şi ar străluci de cinci ori mai puternic. Nu încercaţi asta acasă.
O grămadă de compost este mai intensă energetic decât centrul Soarelui.
Soarele este orbitor, luminos şi puternic nu pentru că fuziunea ar fi un infern dezlănţuit, ci pentru că Soarele este pur şi simplu ENORM. Intensitatea este firavă. Scara este totul.
Ceea ce înseamnă că, dacă am opri fuziunea, n-am avea prea mult de pierdut. Cel puţin nu la început.
2: Kelvin şi Helmholtz, gata de intervenţie
Când dai drumul aragazului ca să încălzeşti o tigaie în care să-ţi faci ouăle, trebuie să aştepţi un pic. Căldura are nevoie de timp ca să pătrundă în metal. Odată ce tigaia este suficient de fierbinte, îţi găteşti ouăle, iar când ai terminat poţi sta să le mănânci în timp ce tigaia se răceşte încet, de la sine.
Soarele este puţin mai mare decât o tigaie, dar se aplică aceeaşi fizică de bază. Odinioară, Soarele — sau, mai precis, norul rece de gaz şi praf care avea să devină Soarele — era rece. Acum este fierbinte. A avut nevoie de timp ca să devină fierbinte. Iar suprafaţa Soarelui este expusă vidului îngheţat al spaţiului, radiind neîncetat căldură în întuneric, răcindu-se neîncetat.
Toate acestea înseamnă că fuziunea nu este tigaia fierbinte însăşi. Fuziunea este flacăra de dedesubt. Fuziunea ţine Soarele cald. Ia flacăra de acolo, iar Soarele rămâne cald oricum, cel puţin pentru o vreme, pentru că, asemenea oricărui lucru fierbinte, are nevoie de timp ca să se răcească.
De fapt, rata fuziunii este reglată cu o precizie remarcabilă pentru a menţine Soarele doar atât de cald cât trebuie ca să evite catastrofa, printr-un proces nu tocmai magic numit echilibru hidrostatic.
Iată cum funcţionează. Soarele este o bilă uriaşă de gaz, atât de uriaşă încât propria gravitaţie încearcă necontenit s-o tragă mai strâns spre interior. Iar când o bilă uriaşă de gaz este comprimată într-un volum mai mic, se încălzeşte. În secolul al XIX-lea, astronomii erau cu adevărat nedumeriţi: cum reuşise Soarele să rămână cald atât de mult timp? Aşa că, în 1854, un aristocrat german pe nume Hermann von Helmholtz a sugerat că poate Soarele se menţinea cald pur şi simplu micşorându-se încet. Începi cu o bilă mare de gaz, o laşi să se comprime, o vezi cum se încălzeşte, laşi căldura aceea să scape sub formă de minunată lumină solară, apoi o laşi să se comprime încă puţin şi menţii tot ciclul în funcţiune.
Un deceniu mai târziu, un alt aristocrat — pentru că aceasta era foarte clar epoca în care, dacă voiai să fii om de ştiinţă, ajuta enorm să fii bogat pe cont propriu — a reluat problema. William Thomson, primul baron Kelvin, Lord Kelvin pentru noi, plebea, a făcut calcule mai atente pentru a stabili durata de viaţă a Soarelui. Şi a obţinut răspunsul greşit.
A cochetat cu câteva posibilităţi, dar în general a ajuns undeva la câteva zeci de milioane de ani. Un timp lung, desigur. Dar grav nepotrivit cu ceea ce descopereau geologii şi, mai târziu, biologii. Ei ajungeau la vârste ale Pământului de sute de milioane, chiar miliarde de ani. Timp de decenii după aceea, astronomii au fost ţinta glumelor în cercurile ştiinţifice — nu am niciun interes să discut despre paralele contemporane —, în parte pentru că Lord Kelvin fusese atât de sonor şi public încrezător în cifrele sale, care, după cum am spus, erau foarte greşite. A fost nevoie să vină 1920 şi naşterea fizicii nucleare pentru ca cineva să poată propune o sursă de energie care să-i permită Soarelui să ardă miliarde de ani.
Dar, chiar dacă Lord Kelvin a greşit, a greşit într-un mod profund util. Tocmai pentru că nu ştia nimic despre fuziune, calculele lui sunt cele pe care le vom folosi ca să înţelegem ce se întâmplă dacă fuziunea se opreşte. Aşa că, mulţumim, presupun.
Iar aici apare partea cu adevărat frumoasă: fuziunea nucleară se reglează singură. Dacă Soarele se contractă puţin, nucleul se comprimă, mai mulţi protoni au ocazia să meargă la întâlniri-fulger unii cu alţii, iar rata fuziunii creşte; asta încălzeşte nucleul şi îl împinge din nou spre exterior, răcindu-l. Iar dacă Soarele se umflă puţin, reacţiile de fuziune încetinesc, presiunea scade şi Soarele se aşază la loc. Un termostat fără piese în mişcare.
Cu alte cuvinte — iar pasionaţii de termodinamică dintre voi se vor distra copios — Soarele chiar se încălzeşte pe măsură ce pierde energie. Sună complet pe dos, dar natura nu are nicio obligaţie să fie intuitivă, mai ales când este vorba despre sisteme autogravitante.
Fuziunea este reglată exact cât trebuie pentru a împiedica Soarele fie să explodeze într-o izbucnire glorioasă, fie să se prăbuşească într-o gaură neagră. Şi se dovedeşte că acest „exact cât trebuie” nu înseamnă prea multă fuziune. Fuziunea este un firicel care completează un vast rezervor de căldură stocată, abia suficient pentru a ţine luminile aprinse, nici mai mult, nici mai puţin. Ceea ce înseamnă că, dacă fuziunea se opreşte, avem încă toată acea căldură depusă în corpul Soarelui şi avem încă mecanismul Kelvin–Helmholtz — da, Helmholtz l-a propus primul, dar „Kelvin–Helmholtz” curge pur şi simplu mai uşor pe limbă, scuze, Hermann — gata să alimenteze Soarele şi mai mult timp, doar lăsându-l să se micşoreze.
Cu alte cuvinte, Soarele este fierbinte pentru că este fierbinte. Fuziunea doar ţine luminile aprinse. Iar pentru că Soarele este gigantic, aglomerat, complicat şi dezordonat, schimbările din interiorul lui au nevoie de foarte, foarte mult timp ca să se facă simţite.
Caz concret: fotonii.
3: Ambuteiajul fotonilor
Imaginează-ţi că stai în mijlocul unei încăperi aglomerate. Nu orice încăpere aglomerată. Una ticsită. Umăr la umăr. Atât de aglomerată încât nu poţi face mai mult de un singur pas în orice direcţie fără să te loveşti de cineva. Iar de fiecare dată când te loveşti de cineva eşti răsucit şi ajungi să priveşti într-o direcţie cu totul nouă, aleatorie. Nu poţi vedea pereţii. Nu poţi vedea uşile. Tot ce poţi face este să împingi, să te izbeşti, să te roteşti. Împingi, te izbeşti, te roteşti.
Îţi simţi deja tensiunea urcând. Vrei să ieşi. Acum. Cât îţi ia?
Răspunsul depinde, fireşte, de cât de mare este încăperea, dar depinde şi de ceva mai subtil. Tu nu mergi pur şi simplu spre ieşire. Tu înaintezi printr-o mişcare aleatorie. Fiecare pas te duce într-o direcţie complet întâmplătoare. Jumătate din timp te afunzi şi mai mult în mulţime fără să-ţi dai seama. Uneori mergi în cerc. Uneori faci puţin progres şi apoi îl anulezi imediat.
Nu este un mod eficient de a călători.
Există nişte matematică ce descrie cât durează acest lucru, iar matematica este frustrantă, mai ales dacă se întâmplă să te grăbeşti. Ea spune că, pentru a parcurge o anumită distanţă prin mers aleatoriu, nu poţi lua pur şi simplu numărul de paşi de care ai avea nevoie mergând drept. Trebuie să iei pătratul acelui număr. Dacă uşa este la 4 paşi într-un mers normal, este la 16 paşi într-un mers aleatoriu. Dacă într-o cameră goală este la 10 paşi, într-una ticsită este la 100.
Fiecare foton născut în nucleul Soarelui se află exact în această situaţie. Ba chiar mai rău. Interiorul Soarelui nu este un gaz, ci o plasmă, cu fiecare atom dezbrăcat până la nuclee goale şi electroni liberi care plutesc peste tot. Iar fotonilor le place enorm să interacţioneze cu electronii liberi. Un foton născut în nucleu parcurge cam un centimetru înainte să se izbească de un electron, să fie împrăştiat într-o direcţie complet aleatorie, să mai parcurgă un centimetru, să se izbească de alt electron şi să fie împrăştiat din nou. Şi din nou. Şi din nou.
Un. Centimetru. Raza Soarelui are 70 de miliarde de astfel de centimetri. Aceasta este distanţa în linie dreaptă, în cameră goală, în mers normal. Pentru un foton prins efectiv în interiorul Soarelui, înseamnă 70 de miliarde la pătrat de paşi.
Dacă ai încerca să-i numeri, câte unul pe secundă, ţi-ar lua mai mult decât vârsta actuală a universului. De câteva ori mai mult.
Fiecare pas durează doar o fracţiune de nanosecundă, ceea ce este bine. Dar numărul paşilor este ameţitor, ceea ce este rău. Fă calculul, iar un foton născut în nucleul Soarelui are nevoie de aproximativ 100.000 de ani pentru a-şi croi drum până la suprafaţă.
O sută de mii de ani.
Dacă fotonii ar putea ţâşni drept spre exterior, călătoria ar dura aproximativ două secunde. În schimb, sărind haotic ca cea mai ghinionistă bilă de pinball din istorie, drumul durează 100.000 de ani. Mersul aleatoriu umflă timpul de călătorie cu un factor de aproximativ un trilion.
Fotonul care îţi loveşte faţa chiar acum s-a născut cam pe vremea când oamenii anatomic moderni începeau să se răspândească dincolo de Africa. Omul de Neanderthal încă existau. Agricultura nu fusese inventată. Limbajul vorbit, aşa cum l-am recunoaşte noi, nu exista încă. Fiecare civilizaţie, fiecare religie, fiecare amintire din întreaga istorie a omenirii este mai tânără decât drumul pe care acel foton tocmai l-a încheiat.
Lumina Soarelui este CU ADEVĂRAT veche.
Şi, apropo, nici măcar nu este acelaşi foton care a pornit la drum. Fotonii din interiorul solar nu ricoşează pur şi simplu ca bilele de biliard. Sunt înghiţiţi încontinuu de electroni şi apoi reemişi, în noi direcţii aleatorii şi la energii uşor diferite. Astfel, raza gamma născută în nucleu, purtând cam un milion de electronvolţi, este măcinată pas cu pas, cu răbdare, în lumină mai lungă, mai blândă, cu energie mai mică. Până când scapă de la suprafaţă, este lumină vizibilă, de aproximativ un electronvolt, cu un maxim convenabil tocmai în lungimile de undă pe care ochii noştri au evoluat să le prindă. Energia a supravieţuit călătoriei. Fotonul iniţial, nu prea.
Cea mai mare parte a acestei târâri seculare are loc în ceea ce numim zona radiativă, cei 70% interiori ai Soarelui, măsuraţi după rază, unde plasma este densă şi fierbinte, iar fotonii sunt prinşi în coşmarul lor de pinball. Deasupra zonei radiative se află zona convectivă, unde plasma devine în sfârşit suficient de rece şi opacă încât radiaţia nu mai poate transporta energia destul de repede. Aşa că Soarele renunţă la radiaţie şi începe să FIARBĂ. Mişcarea de ansamblu preia controlul: bulgări fierbinţi de plasmă urcă fizic spre suprafaţă, îşi descarcă acolo căldura şi se scufundă la loc. Odată ce energia ajunge în zona convectivă, iese la suprafaţă în doar câteva luni.
Concluzia este că orice se întâmplă în nucleul Soarelui rămâne invizibil de la suprafaţă aproximativ 100.000 de ani. Lumina pe care o vezi astăzi de la Soare transmite informaţii despre condiţiile din nucleu din timpul ultimei ere glaciare. Dacă rata fuziunii din inima Soarelui ar fi început să se modifice discret în ultimii 50.000 de ani, n-am avea habar. În ceea ce priveşte lumina, suprafaţa Soarelui este o transmisiune întârziată cu 100.000 de ani.
Soarele este gigantic. Soarele este aglomerat. Schimbările din adâncul lui au nevoie de un timp enorm pentru a se propaga spre exterior. Ştiam deja că fuziunea este atât de ineficientă încât Soarele merge, practic, din inerţie, pe căldura stocată, şi că mecanismul Kelvin–Helmholtz ar putea ţine luminile aprinse zeci de milioane de ani pe cont propriu.
Acum adaugă peste asta faptul că suprafaţa însăşi transmite dintr-un trecut de o sută de milenii.
Îţi dai seama unde duce asta.
4: Soare-gaură-neagră
Iar răspunsul este: exact nicăieri. Oprim fuziunea — magic, fireşte, nu mă întrebaţi cum s-ar desfăşura asta în realitate — şi Soarele stă pur şi simplu acolo. Aceeaşi masă. Aceeaşi gravitaţie. Acelaşi amestec de hidrogen şi heliu. Încă feroce de fierbinte în centru, mai rece la suprafaţă. Doar fără fuziune.
Ce se întâmplă? Nimic. Acesta este răspunsul. Nu se întâmplă nimic. Îţi vezi de ziua ta. Îţi vezi de ziua următoare. Îţi trăieşti întreaga viaţă complet, total, 100%, nu glumesc deloc, neschimbată. Maree, echinocţii, plante care sorb lumina Soarelui, vacanţe la plajă, toate exact la fel.
Temperatura? La fel. Luminozitatea? La fel. Masa? La fel. Spectrul? La fel. Dimensiunea? La fel.
Vieţile copiilor tăi, neschimbate. La fel şi ale copiilor lor, şi ale copiilor acestora, şi ale copiilor lor, şi tot aşa. Istoria scrisă merge înapoi cât, vreo 5.000 de ani? În primii 10.000 de ani după oprirea fuziunii, de două ori toată această durată, în esenţă nu se schimbă nimic.
Soarele este plin de materie fierbinte, materia fierbinte este cu adevărat, realmente fierbinte, şi există o cantitate îngrozitor de mare din ea, aşa că poate continua să fie materie fierbinte foarte mult timp.
Dar după vreo 10.000 de ani — folosesc aici cifrele cu aproximaţie; totul se bazează pe modele ale interiorului solar care au incertitudini reale şi, pe deasupra, întregul scenariu este imposibil, aşa că vă rog să nu pierdeţi somnul pentru zecimale — lucrurile încep să se modifice. Amintiţi-vă că fotonilor le ia, în medie, cam 100.000 de ani să scape din nucleu, dar aceasta este doar o medie. Unii ies mai repede, având noroc. Acum, când acolo jos nu mai sunt creaţi fotoni noi, în jurul pragului de 10.000 de ani Soarele începe să pară doar puţin... mai subţire. Ies ceva mai puţini fotoni decât ar trebui.
Acesta este primul moment în care dovada devine limpede că ceva nu este în regulă, prima dată când suprafaţa răspunde în sfârşit la ceea ce s-a întâmplat în nucleu. Acesta este momentul în care lumea se trezeşte în faţa catastrofei în desfăşurare, după care se întoarce imediat la treburile obişnuite, pentru că mai este încă foarte mult timp până să se întâmple ceva cu adevărat interesant.
Asta pentru că stelele, fiind bile uriaşe de gaz autogravitant, sunt ciudate. Nucleul a tuşit şi s-a stins. A devenit rece sau măcar mai rece, pentru că încă păstrează un vast depozit de căldură internă, doar că robinetul nuclear a fost închis. Dar fără căldură nouă şi fotoni noi care să ţâşnească din interior, nu se mai poate susţine împotriva gravitaţiei. Aşa că se prăbuşeşte. Iar când nucleul se prăbuşeşte, ca o casă construită pe nisip, restul casei îl urmează, restul casei fiind întregul Soare.
În decurs de aproximativ o sută de mii de ani, ultimii fotoni generaţi în nucleu pleacă în sfârşit. Există încă fotoni, desigur, Soarele este încă fierbinte, dar nu mai sunt fotoni născuţi din fuziune. Sunt doar căldură reziduală obişnuită. Soarele începe să iasă din echilibrul hidrostatic, pentru că, dacă gravitaţia şi presiunea sunt doi copii aflaţi în echilibru pe un balansoar, unul dintre ei tocmai a sărit jos şi a plecat aiurea.
Ceea ce înseamnă că a venit timpul ca cei doi aristocraţi preferaţi ai noştri, Kelvin şi Helmholtz, să facă o reverenţă. Soarele se micşorează acum, fără nimic care să-l mai susţină. Te-ai aştepta să se răcească. Până la urmă, tocmai am oprit fuziunea. Dar, pentru că se micşorează, de fapt se ÎNCĂLZEŞTE. În fapt, în funcţie de modul exact în care se desfăşoară lucrurile, nu doar că devine mai mic şi mai fierbinte. S-ar putea chiar să devină mai strălucitor.
Aşa este. Timp de câteva milioane de ani, un Soare fără fuziune este de fapt mai mic, mai fierbinte şi mai strălucitor decât Soarele alimentat de fuziune pe care l-a înlocuit.
V-am spus că stelele sunt ciudate.
Aceasta continuă câteva zeci de milioane de ani. Putem să-i spunem liniştiţi mers din inerţie Kelvin–Helmholtz, pentru că sună reconfortant de blând. Soarele devine un lucru uriaş şi cald care generează căldură proaspătă doar strângându-se mai mic.
Şi apoi moare. Încet. De-a lungul acelor zeci de milioane de ani, începe în cele din urmă să se răcească, iar luminozitatea lui scade. Nu va fi o apocalipsă peste noapte. Va fi o schimbare treptată a climei Pământului. Treizeci de milioane de ani este mult timp. Acum treizeci de milioane de ani, balenele abia se apucau serios de treaba cu a fi balene, iar ierburile abia începeau să se răspândească pe continente.
Aceasta este o scară de timp evolutivă. Tiparele vremii se deplasează, tiparele glaciare avansează şi se retrag, iar viaţa de pe Pământ a îndurat catastrofe mult mai grave pe intervale mult mai scurte — un impact gigantic, cineva? Viaţa ar avea o şansă reală să se adapteze la un Soare care se răceşte încet. Nu ar fi frumos şi cu siguranţă nu ar fi cald, dar măcar ar fi lent.
După o sută de milioane de ani, Soarele devine, ei bine, nici măcar nu avem un nume pentru aşa ceva, pentru că acesta este un scenariu inventat.
Iar dacă această cronologie pare înfricoşător de scurtă, ţine minte că, dacă fuziunea continuă, Soarele se luminează treptat pe măsură ce îmbătrâneşte, iar peste aproximativ 300 de milioane de ani va deveni suficient de fierbinte ca să ne fiarbă oceanele oricum. Hm. Probabil că asta nu ajută prea mult.
A, da. Neutrinii. Micii diavoli şireţi dau tot jocul în vileag din primul moment. Fuziunea nucleară produce neutrini — aceasta este forţa slabă care îşi face treaba, transformând protonii în neutroni — şi, spre deosebire de fotoni, neutrinii ţâşnesc drept afară din Soare fără să se încurce în nimic. Ceea ce înseamnă că, la doar 8 minute după ce nucleul tace, observatoarele de neutrini de pe tot Pământul ar înceta brusc să mai detecteze ceva venind de la Soare.
Mereu strică surpriza, nu-i aşa?
-- Citiți și: Ce s-ar întâmpla dacă Soarele ar dispărea brusc?
Traducere după What Would Happen if the Sun Stopped? [CC BY 4.0] de Paul Sutter.
