Auringostamme lähtevä auringonpurkaus, joka häätää aineen pois emotähdestämme aurinkoon… Systeemi, on kääpiömäinen ydinfuusion aiheuttaman ”massahäviön” suhteen, joka on pienentänyt Auringon massaa yhteensä 0,03% sen lähtöarvosta: menetys vastaa Saturnuksen massaa. E=mc^2, kun asiaa ajattelee, osoittaa kuinka energistä tämä on, koska Saturnuksen massa kerrottuna valonnopeudella (suuri vakio) neliöön johtaa valtavaan määrään energiaa. Auringollamme on vielä noin 5-7 miljardia vuotta aikaa fuusioida vetyä heliumiksi, mutta sen jälkeen on luvassa paljon muutakin.
Nasan Solar Dynamics Observatory/GSFC
Yksi koko maailmankaikkeuden syvällisimmistä säännöistä on, että mikään ei kestä ikuisesti. Gravitaatio -, sähkömagneettinen-ja ydinvoima vaikuttavat kaikki Materiaan, joten käytännöllisesti katsoen kaikki, minkä havaitsemme olevan olemassa nykyään, kohtaa muutoksia tulevaisuudessa. Jopa tähdet, suunnattomat kokoelmat, jotka muuttavat ydinpolttoainetta kosmoksessa, palavat jonain päivänä loppuun, myös Aurinkomme.
tämä ei kuitenkaan tarkoita, että tähtien kuolema — kun tähdistä loppuu ydinpolttoaine — olisi todellisuudessa aurinkomme kaltaisen tähden loppu. Päinvastoin, on monia kiehtovia asioita varastossa kaikille tähdille, kun he ovat kuolleet sen ensimmäisen, ilmeisimmän kuoleman. Vaikka on totta, että Aurinkomme polttoaine on rajallinen ja odotamme sen käyvän läpi ”tyypillisen” tähtikuoleman, tämä kuolema ei ole loppu. Ei Meidän Auringollemme, eikä millekään auringon kaltaiselle tähdelle. Tämä tulee seuraavaksi.
(moderni) Morgan–Keenan-spektriluokitusjärjestelmä, jossa on kunkin tähden lämpötila-alue… luokka näkyy sen yläpuolella kelvininä. Aurinkomme on G-luokan tähti, joka tuottaa valoa, jonka tehollinen lämpötila on noin 5800 K, johon ihmiset sopeutuvat hyvin päivisin. Massiivisimmat tähdet ovat kirkkaampia, kuumempia ja sinisempiä, mutta tarvitaan vain noin 8% Auringon massasta alkaakseen fuusioida vetyä heliumiksi lainkaan, mihin M-luokan punaiset kääpiöt pystyvät aivan yhtä hyvin, kunhan ne saavuttavat kriittisen ytimen lämpötilan yli 4 miljoonan K.
Wikimedia Commons user LucasVB, lisäykset E. Siegel
jotta sitä voidaan pitää todellisena tähtenä, eikä epäonnistuneena tähtenä (kuten ruskea kääpiö) tai ruumiina (kuten valkoinen kääpiö tai neutronitähti), on kyettävä sulattamaan vety heliumiksi. Kun kaasupilvi luhistuu muodostaen mahdollisesti uuden tähden, sillä on diffuusiotilassaan paljon gravitaatiopotentiaalienergiaa, joka luhistuessaan muuttuu kineettiseksi (lämpö) energiaksi. Romahdus kuumentaa ainetta, ja jos se kuumenee ja tiivistyy tarpeeksi, alkaa ydinfuusio.
tutkittuamme tähtiä monen sukupolven ajan, myös siellä, missä niitä muodostuu ja ei muodostu, tiedämme nyt, että niiden on saavutettava noin 4 miljoonan K: n sisälämpötila alkaakseen fuusioida vetyä heliumiksi, ja se vaatii vähintään ~8% Aurinkomme massasta eli noin 70 kertaa Jupiterin massasta. Vähintään noin massiivisena oleminen on minimivaatimus tähdeksi ylipäätään pääsemiselle.
tämä saketti esittelee auringon pinnan ja sisäosien eri alueet, mm… ydin, jossa ydinfuusio tapahtuu. Ajan kuluessa heliumia sisältävä alue ytimessä laajenee ja maksimilämpötila nousee, jolloin auringon energiantuotto kasvaa. Kun auringon ytimestä loppuu vetypolttoaine, se supistuu ja kuumenee siinä määrin, että heliumfuusio voi alkaa.
Wikimedia Commons-käyttäjä Kelvinsong
kun massa – / lämpötilaraja on ylitetty, tähti alkaa fuusioida vetyä heliumiksi ja kohtaa yhden kolmesta eri kohtalosta. Nämä kohtalot määräytyvät pelkästään tähden massan mukaan, joka puolestaan määrää ytimen maksimilämpötilan. Kaikki tähdet alkavat fuusioida vetyä heliumiksi, mutta mitä tulee seuraavaksi, riippuu lämpötilasta. Erityisesti:
- Jos tähden massa on liian alhainen, se fuusioi vain vedyn heliumiksi, eikä koskaan kuumene tarpeeksi sulattaakseen heliumin hiileksi. Puhtaasti heliumkoostumus on kaikkien M-luokan (punaisen kääpiön) tähtien kohtalo, Alle 40% Auringon massasta. Tämä kuvaa suurinta osaa maailmankaikkeuden tähdistä (numerolla).
- Jos tähtesi on kuin aurinko, se supistuu korkeampiin lämpötiloihin, kun ytimestä loppuu vety, aloittaen heliumin fuusion (hiileksi) tähden paisuessa punaiseksi jättiläiseksi. Se päättyy koostuu hiilen ja hapen, kevyempiä (ulompi) vety-ja helium kerrokset puhalletaan pois. Tämä tapahtuu kaikille tähdille, joiden massa on noin 40-800% Auringon massasta.
- Jos tähtesi on yli 8 kertaa Auringon massainen, se ei ainoastaan sulata vetyä heliumiksi ja heliumia hiileksi, vaan käynnistää myöhemmin hiilifuusion, mikä johtaa happifuusioon, piifuusioon ja lopulta supernovan aiheuttamaan näyttävään kuolemaan.
kun massiivisimmat tähdet kuolevat, niiden uloimmat kerrokset rikastuvat raskailla alkuaineilla tuloksesta… ydinfuusio ja neutronikaappaus räjähtävät tähtienväliseen väliaineeseen, jossa ne voivat auttaa tulevia tähtisukupolvia tarjoamalla niille raaka-aineita kiviplaneettoja ja mahdollisesti elämää varten. Aurinkomme pitäisi olla noin kahdeksan kertaa niin massiivinen, – että se olisi mahdollista.
NASA, ESA, J. Hester, A. Loll (ASU)
nämä ovat tähtien tavanomaisimmat kohtalot, ja ylivoimaisesti kolme yleisintä. Supernovaksi yltävät tähdet ovat harvinaisia: vain noin 0,1-0.2% kaikista tähdistä on näin massiivisia, ja ne jättävät jälkeensä joko neutronitähden tai mustan aukon jäänteitä.
massaltaan pienimmät tähdet ovat maailmankaikkeuden yleisin tähti, jotka muodostavat noin 75-80% kaikista tähdistä ja ovat myös pitkäikäisimpiä. Kun elinikä vaihtelee ehkä 150 miljardista yli 100 biljoonaan vuoteen, yhdeltäkään ei ole loppunut polttoaine 13,8 miljardia vuotta vanhassa Maailmankaikkeudessamme. Silloin ne muodostavat valkoisia kääpiötähtiä, jotka on tehty kokonaan heliumista.
mutta auringon kaltaiset tähdet, joita on noin neljännes kaikista tähdistä, kokevat kiehtovan kuolemankierteen, kun niiden ytimestä loppuu helium. He muuntautuvat planetaariseksi tähtisumu/valkoinen kääpiökaksikoksi näyttävässä, mutta hitaassa kuolemanprosessissa.
planetaarisen sumun NGC 6369: n sinivihreä rengas merkitsee paikkaa, jossa on energistä ultraviolettivaloa… on irrottanut elektroneja kaasun happiatomeista. Aurinkomme, joka on yksi tähti, joka pyörii tähtien hitaassa päässä, päätyy hyvin todennäköisesti näyttämään samanlaiselta kuin tämä tähtisumu ehkä vielä 7 miljardin vuoden kuluttua.
NASA ja Hubble Heritage Team (stsci/AURA)
punaisen jättiläisen vaiheen aikana Merkurius ja Venus joutuvat varmasti auringon nielaisemiksi, kun taas maa voi tai ei, riippuen tietyistä prosesseista, jotka ovat vielä täysin kesken. Neptunuksen ulkopuoliset jäiset maailmat todennäköisesti sulavat ja sublimoituvat, eivätkä todennäköisesti selviä tähteemme kuolemasta.
kun auringon uloimmat kerrokset on palautettu tähtienväliseen väliaineeseen, jäljelle jää vain muutama hiiltynyt maailmojen ruumis, jotka kiertävät aurinkomme valkoista kääpiöjäännöstä. Ydin, joka koostuu suurelta osin hiilestä ja hapesta, muodostaa noin 50% nykyisen Aurinkomme massasta, mutta on vain suunnilleen maan fyysinen koko.
kun pienempimassaisilta, auringon kaltaisilta tähdiltä loppuu polttoaine, ne räjäyttävät uloimmat kerroksensa planeettaan… tähtisumua, mutta keskus supistuu muodostaen valkoisen kääpiön, jonka haalistuminen pimeyteen kestää hyvin kauan. Aurinkomme synnyttämän planetaarisen tähtisumun pitäisi hävitä kokonaan, kun jäljellä on enää valkoinen kääpiö ja jäännösplaneettamme noin 9,5 miljardin vuoden kuluttua. Silloin tällöin kappaleet revitään kuolettavasti kappaleiksi, mikä lisää pölyisiä renkaita aurinkokuntamme jäännöksiin, mutta ne ovat ohimeneviä.
Mark Garlick/Warwickin yliopisto
Tämä valkoinen kääpiötähti pysyy kuumana äärimmäisen pitkään. Lämpö on energiamäärä, joka jää loukkuun minkä tahansa kappaleen sisään, mutta voi säteillä pois vain sen pinnan kautta. Kuvitelkaa, että ottaisitte puolet auringon kaltaisen tähden energiasta ja sitten puristaisitte sen energian vielä pienemmäksi. Mitä tapahtuu?
se kuumenee. Jos otat kaasun sylinteriin ja puristat sen nopeasti, se kuumenee: näin toimii polttomoottorisi mäntä. Valkoiset kääpiöt synnyttävät punaiset jättiläistähdet ovat itse asiassa paljon viileämpiä kuin itse kääpiö. Supistumisvaiheen aikana lämpötila nousee niinkin alhaisesta kuin 3 000 K: sta (punaisella jättiläisellä) jopa noin 20 000 K: hon (valkoisella kääpiöllä). Tällainen lämmitys johtuu adiabaattisesta puristuksesta ja selittää, miksi nämä kääpiötähdet ovat niin kuumia.
kun auringostamme loppuu polttoaine, siitä tulee punainen jättiläinen, jota seuraa planetaarinen sumu a: lla… valkoinen kääpiö keskellä. Kissansilmäsumu on visuaalisesti näyttävä esimerkki tästä mahdollisesta kohtalosta, jonka monimutkainen, kerroksellinen, epäsymmetrinen muoto viittaa binääriseen kumppaniin. Keskellä nuori valkoinen kääpiö kuumenee supistuessaan ja saavuttaa kymmeniätuhansia Kelvinejä kuumemman lämpötilan kuin sen synnyttänyt punainen jättiläinen.
NASA, ESA, HEIC, and the Hubble Heritage Team (STScI / AURA); kiitokset: R. Corradi (Isaac Newton Group of Telescopes, Espanja) ja Z. Tsvetanov (NASA)
mutta nyt sen on viilennyttävä, ja se voi säteillä pois vain pienen maan kokoisen pintansa kautta. Jos muodostaisi valkoisen kääpiön juuri nyt, 20 000 K: n korkeudessa, ja antaisi sille 13,8 miljardia vuotta aikaa jäähtyä (maailmankaikkeuden nykyinen ikä), se viilenisi huikeat 40 K: 19 960 K.
meillä on hirvittävän pitkä aika odottaa, jos haluamme aurinkomme jäähtyvän siihen pisteeseen, että se muuttuu näkymättömäksi. Mutta kun auringosta on loppunut polttoaine, maailmankaikkeus antaa onneksi runsaasti aikaa. Toki kaikki Paikallisen ryhmän galaksit sulautuvat yhteen; kaikki galaksit tuolla puolen kiihtyvät pois pimeän energian takia; tähtien muodostuminen hidastuu valumaan ja pienimassaiset punaiset kääpiöt polttavat polttoaineensa läpi. Valkoinen kääpiömme jatkaa silti jäähtymistään.
tarkka koko – / värivertailu valkoisesta kääpiöstä (L), maa heijastaa Aurinkomme valoa (keskellä),… ja musta kääpiö (R). Kun valkoiset kääpiöt lopulta säteilevät viimeisen energiansa pois, heistä kaikista tulee lopulta mustia kääpiöitä. Valkoisen/mustan kääpiön elektronien välinen degeneraatiopaine on kuitenkin aina riittävän suuri, kunhan sille ei kerry liikaa massaa, jotta se ei luhistuisi entisestään. Tämä on Aurinkomme kohtalo arviolta 10^15 vuoden kuluttua.
BBC / GCSE (L) /SunflowerCosmos (R)
vihdoin, kun jossain 100 biljoonan ja 1 kvadriljoonan vuoden (1014-1015 vuoden) välillä on kulunut, valkoinen kääpiö, josta Aurinkomme tulee, haalistuu pois spektrin näkyvästä osasta ja jäähtyy vain muutaman asteen absoluuttisen nollapisteen yläpuolelle. Nyt mustana kääpiönä tunnettu tämä hiili-ja happipallo avaruudessa yksinkertaisesti liitää galaksimme läpi-yhdessä yli biljoonan muun tähden ja tähtiruumiin kanssa, jotka ovat jääneet jäljelle paikallisesta ryhmästämme.
mutta sekään ei ole meidän Aurinkomme loppu. On olemassa kolme mahdollista kohtaloa, jotka odottavat sitä, riippuen siitä, kuinka onnekas (tai epäonninen) saamme.
kun tähtijärjestelmien välillä tapahtuu suuri määrä gravitaatiovuoroja, yksi tähti voi saada a: n… tarpeeksi iso potku, jotta se voidaan heittää ulos rakennelmasta. Havaitsemme karkulaisia tähtiä Linnunradalla vielä nykyäänkin; kun ne ovat poissa, ne eivät koskaan palaa. Tämän arvioidaan tapahtuvan Auringollemme jossain vaiheessa 10^17-10^19 vuoden kuluttua, riippuen tähtiruumiiden tiheydestä paikallisessa ryhmässämme.
J. Walsh ja Z. Levay, ESA/NASA
1.) Täysin epäonninen. Noin puolet galaksin kaikista tähtiruumiista-useimmissa galakseissa-ovat peräisin oman aurinkomme kaltaisilta yksittäin eläviltä tähtijärjestelmiltä. Vaikka monitähtijärjestelmät ovat yleisiä, noin 50% kaikista tunnetuista tähdistä löytyy binäärisistä tai kolmoistähdistä (tai vielä rikkaammista), Aurinkomme on ainoa tähti omassa aurinkokunnassamme.
Tämä on valtavan tärkeää tulevaisuuden kannalta, koska se tekee tavattoman epätodennäköiseksi, että Aurinkomme sulautuu kumppaniin, tai nielaisisi kumppanin tai joutuisi toisen kumppanin nielaisemaksi. Uhmaisimme todennäköisyyksiä, jos yhdistyisimme johonkin toiseen tähteen tai tähtiruumiiseen. Olettaen, että meitä ei Onnista, – aurinkomme ruumis näkee tulevaisuudessa vain lukemattomia gravitaatiovuoroja muiden massojen kanssa, – joiden pitäisi huipentua siihen, mitä aurinkokunnastamme on jäljellä, – joka sinkoutuu ulos galaksista noin 1017-1019 vuoden kuluttua.
kaksi eri tapaa tehdä tyypin Ia supernova: kertymisskenaario (L) ja sulautumisskenaario… (R). Ilman binäärikumppania Aurinkomme ei voisi koskaan muuttua supernovaksi kertymällä aineesta, mutta voisimme mahdollisesti yhdistyä toiseen valkoiseen kääpiöön galaksissa, mikä voisi johtaa meidät sittenkin elvyttämään tyypin Ia supernovaräjähdyksessä.
NASA / CXC/M. Weiss
2.) Onni elvyttää. Voisi hyvällä syyllä ajatella, että kun valkoinen kääpiö, josta Aurinkomme tulee, jäähtyy, se ei voi enää koskaan loistaa. Mutta on monia tapoja, joilla Aurinkomme voi saada uutta eloa ja lähettää jälleen omaa voimakasta säteilyään. Sitä varten se tarvitsee vain uuden aineen lähteen. Jos kaukaisessakin tulevaisuudessa Aurinkomme:
- fuusioituu punaisen kääpiötähden tai ruskean kääpiön kanssa,
- kerää vetykaasua molekyylipilvestä tai kaasumaisesta planeetasta,
- tai törmää toiseen tähtikappaleeseen,
se voi sytyttää ydinfuusion uudelleen. Ensimmäinen skenaario johtaa ainakin miljoonien vuosien ajan vedyn palamiseen; toinen johtaa Nova-nimellä tunnettuun fuusiopurkaukseen; viimeinen johtaa karanneeseen supernovaräjähdykseen, joka tuhoaa molemmat tähtiruumiit. Jos koemme tällaisen tapahtuman ennen kuin meidät heitetään ulos, kosminen onnemme on kaikkien galaksissamme jäljellä olevien nähtävillä.
GK Persei-tähden nova, joka näkyy tässä röntgenkuvassa (sininen), radiossa (vaaleanpunainen) ja optisessa (keltainen)… komposiitti on hyvä esimerkki siitä, mitä voimme nähdä käyttämällä nykyisen sukupolvemme parhaita kaukoputkia. Kun valkoinen kääpiö kerää tarpeeksi ainetta, ydinfuusio voi piikittää sen pinnalla luoden tilapäisen loistavan soihdun, joka tunnetaan nimellä nova. Jos aurinkomme ruumis törmää kaasupilveen tai vetypilveen (kuten punaiseen kaasujättiläisplaneettaan), se voi muuttua novaksi senkin jälkeen, kun siitä on tullut musta kääpiö.
röntgen: NASA/CXC/RIKEN/D. Takei et al; optinen: NASA/STScI; Radio: NRAO/VLA
3. Superonnea, jossa musta aukko ahmaisee meidät. Galaksimme laitamilla, noin 25 000 valovuoden päässä galaksikeskustamme asuttavasta supermassiivisesta mustasta aukosta, on vain yksittäisistä tähdistä muodostuneita pieniä mustia aukkoja. Niiden poikkipinta-ala on pienin universumin massiivisista kappaleista. Mitä galaktisiin kohteisiin tulee, nämä tähtimassaiset mustat aukot ovat vaikeimpia osumia.
mutta silloin tällöin he saavat osumia. Kun pienet mustat aukot kohtaavat aineen, ne kiihdyttävät ja kanavoivat sen kertymävirtaan, jossa osa aineesta ahmitaan ja lisätään mustan aukon massaan, mutta suurin osa siitä sinkoutuu ulos suihkujen ja muiden roskien muodossa. Näitä aktiivisia, pienimassaisia mustia aukkoja kutsutaan mikrokvasaareiksi, kun ne leimahtavat, ja ne ovat hyvin todellisia ilmiöitä.
vaikka se on äärimmäisen epätodennäköistä meille, jonkun on voitettava kosminen Lotto, ja ne, jotka voittavat, tulevat mustan aukon ruoaksi viimeiseen näytökseensä.
kun tähti tai tähtikappale kulkee liian lähellä mustaa aukkoa, tästä johtuvat vuorovesivoimat… keskittyneet massat kykenevät tuhoamaan kappaleen täysin repimällä sen kappaleiksi. Vaikka pieni osa aineesta ahmaisee mustan aukon, suurin osa siitä vain kiihtyy ja sinkoutuu takaisin avaruuteen.
kuvitus: NASA/CXC/M. Weiss; röntgen (ylhäällä): NASA/CXC/MPE / S. Komossa et al. (L); Optinen: ESO/MPE/S. Komossa (r)
lähes jokaisella universumin kappaleella on suuret mahdollisuudet siihen, mitä sille tapahtuu kaukana tulevaisuudessa, ja on uskomattoman vaikeaa määrittää yksittäisen kappaleen kohtaloa ottaen huomioon kosmoksen nurkkamme kaoottinen ympäristö. Mutta tuntemalla fysiikan takana esineitä meillä on, ja ymmärtää, mitkä todennäköisyydet ja aikataulut kunkin objektin on, voimme paremmin arvioida, mikä kenenkään kohtalo pitäisi olla.
Aurinkomme osalta meistä tulee valkea kääpiö alle 10 miljardin vuoden kuluttua, haalistumme mustaksi kääpiöksi ~1014-1015 vuoden kuluttua ja poistumme galaksista vuosien 1017-1019 jälkeen. Ainakin se on todennäköisin reitti. Mutta fuusiot, kaasun kasautuminen, törmäykset tai jopa ahmiminen ovat kaikki mahdollisuuksia, ja ne tapahtuvat jollekulle, vaikka se ei luultavasti ole meille. Tulevaisuuttamme ei ehkä ole vielä kirjoitettu, mutta olisi fiksua lyödä vetoa kirkkaasta biljooniksi vuosiksi eteenpäin!