en solflare fra vores Sol, som skubber stof ud væk fra vores forældrestjerne og ind i solen… I form af’ massetab ‘ ved nuklear fusion, som har reduceret Solens masse med i alt 0, 03% af dens startværdi: et tab svarende til Saturns masse. E=mc^2, Når du tænker over det, viser, hvor energisk dette er, da Saturns masse ganget med lysets hastighed (en stor konstant) kvadreret fører til en enorm mængde produceret energi. Vores sol har omkring 5-7 milliarder år at smelte brint til helium, men der er meget mere at komme efter det.
NASAs Solar Dynamics Observatory/GSFC
en af de mest dybtgående regler i hele universet er, at intet varer evigt. Med gravitations -, elektromagnetiske og nukleare kræfter, der alle virker på materie, vil næsten alt, hvad vi observerer at eksistere i dag, stå over for ændringer i fremtiden. Selv stjernerne, de mest enorme samlinger, der omdanner nukleart brændsel i kosmos, vil en dag alle brænde ud, inklusive vores Sol.
men det betyder ikke, at stjernedød — når stjerner løber tør for atombrændstof — faktisk er slutningen for en stjerne som vores Sol. Tværtimod er der en række fascinerende ting i vente for alle stjerner, når de først er døde den første, mest åbenlyse død. Selvom det er sandt, at vores Sols brændstof er begrænset, og vi forventer fuldt ud, at det gennemgår en “typisk” stjernedød, er denne død ikke slutningen. Ikke for vores sol, og ikke for nogen sollignende stjerner. Her er hvad der kommer næste.
det (moderne) Morgan–Keenan spektrale klassifikationssystem med temperaturområdet for hver stjerne… klasse vist over det, i kelvin. Vores Sol er en G-klasse stjerne, der producerer lys med en effektiv temperatur på omkring 5800 K, som mennesker er godt tilpasset i løbet af dagen. De mest massive stjerner er lysere, varmere og blåere, men du behøver kun omkring 8% Solens masse for at begynde at smelte brint til helium overhovedet, hvilket er noget, som M-klasse røde dværge kan gøre lige så godt, så længe de opnår kritiske kernetemperaturer over omkring 4 millioner K.for at blive betragtet som en sand stjerne og ikke en mislykket stjerne (som en brun dværg) eller noget lig (som en hvid dværg eller neutronstjerne), skal du være i stand til at smelte brint til helium. Når en sky af gas kollapser for potentielt at danne en ny stjerne, har den en masse gravitationspotentiel energi i sin diffuse tilstand, som omdannes til kinetisk (termisk) energi, når den kollapser. Denne sammenbrud opvarmer sagen, og hvis det bliver varmt og tæt nok, vil nuklear fusion begynde.
efter mange generationer af at studere stjerner, herunder hvor de gør og ikke danner, ved vi nu, at de skal nå en indre temperatur på omkring 4 millioner K for at begynde at smelte brint til helium, og det kræver mindst ~8% massen af vores sol eller omkring 70 gange Jupiters masse. At være mindst så massiv er minimumskravet for at blive en stjerne overhovedet.
denne udskæring viser de forskellige områder af overfladen og det indre af solen, inklusive… kerne, hvor kernefusion forekommer. Efterhånden som tiden går, udvides det heliumholdige område i kernen, og den maksimale temperatur stiger, hvilket får solens energiproduktion til at stige. Når vores Sol løber tør for brintbrændstof i kernen, vil den trække sig sammen og varme op i tilstrækkelig grad til, at heliumfusion kan begynde.når denne tærskel for masse/temperatur er krydset, begynder stjernen at smelte brint til helium og vil støde på en af tre forskellige skæbner. Disse skæbner er bestemmer udelukkende af stjernens masse, som igen bestemmer den maksimale temperatur, der vil blive nået i kernen. Alle stjerner begynder at smelte brint til helium, men hvad der kommer næste er temperaturafhængigt. Især:
- hvis din stjerne er for lav i masse, smelter den kun brint til helium og bliver aldrig varm nok til at smelte helium til kulstof. En ren heliumsammensætning er skæbnen for alle M-klasse (rød dværg) stjerner, under omkring 40% Solens masse. Dette beskriver de fleste stjerner i universet (efter antal).
- hvis din stjerne er som Solen, vil den trække sig sammen til højere temperaturer, når kernen løber tør for brint, begyndende heliumfusion (til kulstof), når stjernen svulmer op i en rød kæmpe. Det vil ende sammensat af kulstof og ilt, med de lettere (ydre) hydrogen-og heliumlag blæst af. Dette sker for alle stjerner mellem omkring 40% og 800% Solens masse.
- hvis din stjerne er mere end 8 gange Solens masse, vil den ikke kun smelte brint til helium og helium til kulstof, men vil indlede kulstoffusion senere, hvilket fører til iltfusion, siliciumfusion og til sidst en spektakulær død af supernova.
når de mest massive stjerner dør, deres ydre lag, beriget med tunge elementer fra resultatet af… kernefusion og neutronfangst blæses ud i det interstellære medium, hvor de kan hjælpe fremtidige generationer af stjernerved at give dem de rå ingredienser til stenrige planeter og potentielt liv. Vores Sol skulle være omkring otte gange så massiv for at få et skud på denne skæbne, som er langt ude af den rimelige mulighed.
NASA, ESA, J. Hester, A. Loll (ASU)
disse er de mest konventionelle skæbner af stjerner og langt de tre mest almindelige. Stjernerne, der er massive nok til at gå supernova, er sjældne: kun omkring 0,1-0.2% af alle stjerner er så massive, og de vil efterlade enten neutronstjerne eller sorte hulrester.
de stjerner, der er lavest i masse, er den mest almindelige stjerne i universet og udgør et sted mellem 75-80% af alle stjerner og er også de længstlevede. Med levetider, der spænder fra måske 150 milliarder til over 100 billioner år, er ikke en eneste løbet tør for brændstof i vores 13,8 milliarder år gamle univers. Når de gør det, vil de danne hvide dværgstjerner, der udelukkende er lavet af helium.
men sollignende stjerner, der udgør omkring en fjerdedel af alle stjerner, oplever en fascinerende dødscyklus, når de løber tør for helium i deres kerne. De omdannes til en planetarisk tåge/hvid dværgduo i en spektakulær, men langsom dødsproces.
den planetariske tåge NGC 6369S blågrønne ring markerer det sted, hvor energisk ultraviolet lys… har fjernet elektroner fra iltatomer i gassen. Vores sol, der er en enkelt stjerne, der roterer i den langsomme ende af stjerner, vil meget sandsynligt ende med at se beslægtet ud med denne tåge efter måske yderligere 7 milliarder år.
NASA og Hubble Heritage Team (STScI/AURA)
under den røde kæmpefase vil Merkur og Venus helt sikkert blive opslugt af solen, mens jorden måske eller måske ikke afhænger af visse processer, der endnu ikke er fuldt udarbejdet. De iskolde verdener ud over Neptun vil sandsynligvis smelte og sublimere, og det er usandsynligt, at de overlever vores stjernes død.
når Solens ydre lag er vendt tilbage til det interstellære medium, vil alt, hvad der er tilbage, være et par forkullede lig af verdener, der kredser om den hvide dværgrester af vores Sol. Kernen, der stort set består af kulstof og ilt, vil i alt være omkring 50% massen af vores nuværende sol, men vil kun være omtrent Jordens fysiske størrelse.
Når sollignende stjerner med lavere masse løber tør for brændstof, sprænger de deres ydre lag i en planetarisk… nebula, men centret trækker sig sammen for at danne en hvid dværg, hvilket tager meget lang tid at falme til mørke. Den planetariske tåge, som vores sol vil generere, skulle forsvinde fuldstændigt, med kun den hvide dværg og vores resterende planeter tilbage, efter cirka 9, 5 milliarder år. Lejlighedsvis vil genstande blive revet fra hinanden og tilføje støvede ringe til det, der er tilbage af vores solsystem, men de vil være forbigående.denne hvide dværgstjerne vil forblive varm i ekstremt lang tid. Varme er en mængde energi, der bliver fanget inde i ethvert objekt, men kan kun udstråles væk gennem overfladen. Forestil dig at tage halvdelen af energien i en stjerne som vores sol og derefter komprimere den energi ned i et endnu mindre volumen. Hvad vil der ske?
det vil varme op. Hvis du tager gas i en cylinder og komprimerer den hurtigt, opvarmes den: Sådan fungerer et stempel i din forbrændingsmotor. De røde kæmpestjerner, der giver anledning til hvide dværge, er faktisk meget køligere end selve dværgen. Under sammentrækningsfasen stiger temperaturerne fra så lavt som 3.000 K (for en rød kæmpe) til op til omkring 20.000 K (for en hvid dværg). Denne type opvarmning skyldes adiabatisk kompression og forklarer, hvorfor disse dværgstjerner er så varme.
Når vores Sol løber tør for brændstof, bliver den en rød kæmpe efterfulgt af en planetarisk tåge med en… hvid dværg i midten. Cat ‘ s Eye nebula er et visuelt spektakulært eksempel på denne potentielle skæbne, med den indviklede, lagdelte, asymmetriske form af denne særlige, der tyder på en binær følgesvend. I midten opvarmes en ung hvid dværg, når den trækker sig sammen og når temperaturer titusinder af Kelvin varmere end den røde kæmpe, der skabte den.
NASA, ESA, HEIC og Hubble Heritage Team (STSCI / AURA); anerkendelse: R. Corradi (isaac TSVETANOV (NASA)
men nu skal det køle ned, og det kan kun udstråle væk gennem sin lille, lille jordstørrelse. Hvis du skulle danne en hvid dværg lige nu, på 20.000 K, og give det 13,8 milliarder år at køle ned (universets nuværende alder), ville det køle ned med en kæmpe 40 K: til 19.960 K.
Vi har en frygtelig lang tid at vente, hvis vi vil have vores sol til at køle ned til det punkt, hvor det bliver usynligt. Men når vores Sol er løbet tør for brændstof, vil universet med glæde give rigelige mængder tid. Sikker på, at alle galakser i den lokale gruppe vil fusionere sammen; alle galakser ud over vil accelerere væk på grund af mørk energi; stjernedannelse vil sænke til en dråbe, og De laveste masse røde dværge vil brænde gennem deres brændstof. Alligevel vil vores hvide dværg fortsætte med at afkøle.
en nøjagtig størrelse / farve sammenligning af en hvid dværg (L), jorden afspejler vores solens lys (midten),… og en sort dværg (R). Når hvide dværge endelig udstråler den sidste af deres energi væk, vil de alle til sidst blive sorte dværge. Degenerationstrykket mellem elektronerne i den hvide/sorte dværg vil dog altid være stort nok, så længe det ikke tilfalder for meget masse, for at forhindre det i at kollapse yderligere. Dette er vores Sols skæbne efter anslået 10^15 år.endelig, efter et sted mellem 100 billioner og 1 kvadrillion år (1014 til 1015 år) er gået, vil den hvide dværg, som vores sol bliver, falme ud af den synlige del af spektret og køle ned til blot et par grader over absolut nul. Nu kendt som en sort dværg, vil denne kugle af kulstof og ilt i rummet simpelthen glide gennem hvad der bliver af vores galakse sammen med over en billion andre stjerner og stjernekroppe tilbage fra vores lokale gruppe.
men det er heller ikke slutningen for vores Sol. Der er tre mulige skæbner, der venter på det, afhængigt af hvor heldige (eller uheldige) vi får.
når et stort antal gravitationsinteraktioner mellem stjernesystemer forekommer, kan en stjerne modtage en… stort nok spark til at blive skubbet ud af hvilken struktur det er en del af. Vi observerer løbende stjerner i Mælkevejen selv i dag; når de er væk, vender de aldrig tilbage. Dette anslås at forekomme for vores sol på et tidspunkt mellem 10^17 til 10^19 år fra nu, afhængigt af tætheden af stjernekroppe i, hvad vores lokale gruppe bliver.esa / NASA
1.) Helt uheldig. Omkring halvdelen af alle stjernekroppe i galaksen — i de fleste galakser — stammer fra singletstjernesystemer, ligesom vores egen Sol. 50% af alle kendte stjerner, der findes i binære eller trinære (eller endda rigere) systemer, er vores sol den eneste stjerne i vores eget Solsystem.
dette er enormt vigtigt for fremtiden, fordi det gør det ekstraordinært usandsynligt, at vores sol vil fusionere med en ledsager eller at sluge en ledsager eller blive slugt af en anden ledsager. Vi ville trodse oddsene, hvis vi fusionerede med en anden stjerne eller stjernekrop derude. Forudsat at vi ikke får heldige, vil alle vores Sols lig se i fremtiden er utallige gravitationsinteraktioner med de andre Masser, som burde kulminere i, hvad der er tilbage af vores solsystem, der bliver skubbet ud af galaksen efter cirka 1017 til 1019 år.
to forskellige måder at lave en type Ia supernova på: accretion scenario (L) og fusionsscenariet… (R). Uden en binær ledsager kunne vores Sol aldrig gå supernova ved at samle stof, men vi kunne potentielt fusionere med en anden hvid dværg i galaksen, hvilket kunne føre os til at genoplive i en type Ia supernova eksplosion trods alt.
2.) Heldig nok til at genoplive. Du tror måske med god grund, at når den hvide dværg, som vores sol bliver, køler af, er der ingen chance for, at den nogensinde skinner igen. Men der er mange måder for vores Sol at få en ny lejekontrakt på livet og at udsende sin egen kraftige stråling igen. For at gøre det er alt, hvad det har brug for, en ny kilde til Stof. Hvis, selv i den fjerne fremtid, vores Sol:
- fusionerer med en rød dværgstjerne eller en brun dværg,
- akkumulerer hydrogengas fra en molekylær sky eller gasformig planet,
- eller løber ind i et andet stjernelegeme,
det kan antænde nuklear fusion igen. Det første scenario vil resultere i mindst mange millioner års brintforbrænding; det andet vil føre til en fusion af fusion kendt som en nova; den sidste vil føre til en løbende supernova-eksplosion, der ødelægger begge stjernekroppe. Hvis vi oplever en begivenhed som denne, før vi bliver skubbet ud, vil vores kosmiske held blive vist for alle, der er tilbage i vores galakse, at være vidne til.
nova af stjernen GK Persei, vist her i en røntgen (Blå), radio (lyserød) og optisk (gul)… composite, er et godt eksempel på, hvad vi kan se ved hjælp af de bedste teleskoper i vores nuværende generation. Når en hvid dværg accretes nok stof, kan nuklear fusion spike på overfladen, hvilket skaber en midlertidig strålende flare kendt som en nova. Hvis vores Sols lig kolliderer med en gassky eller en klump af brint (som en rouge gas giant planet), kan det gå nova selv efter at være blevet en sort dværg.
røntgen: NASA/RIKEN/D. Takei et al; optisk: NASA / STScI; Radio: NRAO/VLA
3.) Super heldig, hvor vi bliver fortæret af et sort hul. I udkanten af vores galakse, omkring 25.000 lysår fra det supermassive sorte hul, der besætter vores galaktiske centrum, findes kun de små sorte huller dannet af individuelle stjerner. De har det mindste tværsnitsareal af ethvert massivt objekt i universet. Så vidt galaktiske mål går, er disse sorte huller i stjernemassen nogle af de sværeste objekter at ramme.
men lejlighedsvis bliver de ramt. Små sorte huller, når de støder på stof, accelererer og trækker det ind i en accretion strøm, hvor en del af sagen bliver fortæret og tilføjet til det sorte huls masse, men det meste bliver skubbet ud i form af jetfly og andet affald. Disse aktive, lavmasse sorte huller er kendt som mikrokvasarer, når de blusser op, og de er meget virkelige fænomener.
selvom det er meget usandsynligt, at det sker for os, skal nogen vinde det kosmiske lotteri, og de, der gør det, bliver sort hul mad til deres endelige handling.
Når en stjerne eller stjernekrop passerer for tæt på et sort hul, tidevandskræfterne fra dette… koncentreret masse er i stand til fuldstændigt at ødelægge objektet ved at rive det fra hinanden. Selv om en lille del af sagen vil blive fortæret af det sorte hul, vil det meste af det simpelthen accelerere og blive skubbet tilbage i rummet.
Illustration: NASA/
næsten ethvert objekt i universet har et stort sæt muligheder for, hvad der vil ske med det i den fjerne fremtid, og det er utroligt vanskeligt at bestemme et enkelt objekts skæbne i betragtning af det kaotiske miljø i Vores hjørne af kosmos. Men ved at kende fysikken bag de objekter, vi har, og forstå, hvad sandsynlighederne og tidsskalaerne for hver type objekt er, kan vi bedre estimere, hvad nogens skæbne skal være.
for vores sol bliver vi en hvid dværg efter mindre end yderligere 10 milliarder år, vil falme til en sort dværg efter ~1014-1015 år og vil blive skubbet ud af galaksen efter 1017-1019 år. I det mindste er det den mest sandsynlige vej. Men fusioner, gasakkumulering, kollisioner eller endda at blive fortæret er også alle muligheder, og de vil ske med nogen, selvom det nok ikke er os. Vores fremtid er muligvis endnu ikke skrevet, men vi ville være kloge at satse på en lys i billioner af år fremover!