Солнце никогда не станет обычной сверхновой коллапса ядра: для этого оно слишком маломассивно. Примерно через пять миллиардов лет оно исчерпает водород в центре, расширится в красный гигант, затем сбросит внешние слои и оставит горячий белый карлик. Этот финал будет драматичным для внутренних планет, но совершенно другим по физике, чем взрыв массивной звезды.
Почему не каждая звезда заканчивает сверхновой
Судьбу одиночной звезды в основном определяет её начальная масса. Массивные звёзды могут последовательно синтезировать всё более тяжёлые элементы, пока центральное ядро не станет неспособно получать энергию из дальнейшего термоядерного горения. Тогда оно коллапсирует и может вызвать сверхновую.
Солнце имеет одну солнечную массу и никогда не создаст необходимые условия для такой цепочки до железного ядра. Оно относится к звёздам, чей остаток поддерживается давлением вырожденных электронов и становится белым карликом.
Сначала закончится водород в ядре
Сейчас Солнце находится на главной последовательности: в центральной области водород превращается в гелий. По мере накопления гелия ядро постепенно сжимается и становится горячее, а светимость очень медленно растёт. Через несколько миллиардов лет водородное горение переместится в оболочку вокруг инертного гелиевого ядра.
Внешние слои при этом сильно расширятся и охладятся. Солнце станет красным гигантом. Точный максимальный радиус и судьба Земли зависят от взаимодействия расширения, потери массы и приливов, поэтому популярную картинку «край Солнца точно остановится здесь» не стоит воспринимать как точный прогноз.
Гелиевое горение даст звезде вторую устойчивую фазу
Когда сжатое гелиевое ядро достаточно нагреется, начнётся тройной альфа-процесс — синтез углерода из гелия. Для звезды солнечной массы зажигание происходит в вырожденном ядре и начинается гелиевой вспышкой, но огромная энергия в основном перераспределяет внутреннюю структуру и не разрывает звезду.
После периода устойчивого горения гелия Солнце снова станет сильно пульсировать и терять вещество на асимптотической ветви гигантов. Его масса уже будет заметно меньше нынешней.
Планетарная туманность — не сверхновая
Сброшенные внешние слои будут освещаться горячим обнажённым ядром и некоторое время образуют планетарную туманность. Название историческое: к планетам эти оболочки отношения не имеют. Они расширяются относительно спокойно по сравнению с ударной волной сверхновой.
В центре останется белый карлик примерно земного размера, содержащий в основном углерод и кислород. Собственных термоядерных реакций у него уже почти не будет; он станет медленно остывать на протяжении колоссального времени.
Есть ли способ всё-таки получить сверхновую из солнечного остатка
В тесной двойной системе белый карлик иногда набирает вещество от компаньона или сливается с другим белым карликом. При определённых условиях это может привести к термоядерной сверхновой типа Ia. Но у нашего Солнца нет близкого звёздного компаньона, который создавал бы такой сценарий.
Поэтому ответ для реальной Солнечной системы однозначен: Солнце не «взорвётся сверхновой через пять миллиардов лет». Оно пройдёт красную гигантскую стадию и закончит жизнь белым карликом. Пять миллиардов лет — это ориентир начала поздней эволюции, а не таймер до одного мгновенного катаклизма.
Для Земли важнее то, что проблемы начнутся намного раньше максимального красного гиганта. Светимость Солнца медленно растёт уже на главной последовательности; на геологических временных масштабах это меняет климат и устойчивость океанов. Поэтому «жизнь ещё пять миллиардов лет» не следует автоматически из времени до красного гиганта.
Сброшенное Солнцем вещество тоже не исчезнет бесследно. Ветер гиганта и планетарная туманность обогатят межзвёздную среду углеродом и другими элементами. Через очень долгое время часть этого газа может войти в новые облака и звёздные системы — обычный цикл переработки вещества Галактики, только без эффектной сверхновой.
Белый карлик после образования будет чрезвычайно плотным: масса заметной доли Солнца окажется в объёме порядка Земли. Его поддерживает квантовое давление вырожденных электронов, а не обычный газовый нагрев. Это принципиально другой тип звёздного остатка, и именно ограничение массы белого карлика объясняет, почему более массивные ядра идут к совершенно иным финалам.
Возрастные оценки тоже не являются датой в календаре. Модели звёздной эволюции зависят от состава, потери массы, конвекции и точных ядерных скоростей, поэтому цифры в миллиардах лет имеют диапазон. Для человеческих масштабов это несущественно, но научно правильнее говорить «порядка пяти миллиардов лет до ухода с главной последовательности», а не назначать год будущей катастрофы.