rozbłysk słoneczny z naszego Słońca, który wyrzuca materię z dala od naszej gwiazdy macierzystej i do Słońca… Układ jest karłowaty pod względem „utraty masy” przez fuzję jądrową, która zmniejszyła masę słońca o łącznie 0,03% jego wartości początkowej, co odpowiada masie Saturna. E = mc^2, Kiedy o tym pomyślisz, pokazuje, jak bardzo jest to energiczne, ponieważ masa Saturna pomnożona przez prędkość światła (duża stała) do kwadratu prowadzi do ogromnej ilości wytwarzanej energii. Nasze Słońce ma około 5-7 miliardów lat stopienia wodoru w hel, ale później będzie jeszcze o wiele więcej.
Solar Dynamics Observatory/GSFC NASA
jedną z najgłębszych zasad we wszechświecie jest to, że nic nie trwa wiecznie. Przy oddziaływaniu sił grawitacyjnych, elektromagnetycznych i jądrowych na materię, praktycznie wszystko, co zaobserwujemy dzisiaj, stanie w obliczu zmian w przyszłości. Nawet gwiazdy, największe zbiory, które przekształcają paliwo jądrowe w kosmosie, kiedyś się wypalią, łącznie z naszym słońcem.
ale to nie znaczy, że gwiezdna śmierć — gdy gwiazdom zabraknie paliwa jądrowego — jest w rzeczywistości końcem Gwiazdy takiej jak nasze Słońce. Wręcz przeciwnie, istnieje wiele fascynujących rzeczy w sklepie dla wszystkich gwiazd po ich śmierci tej pierwszej, najbardziej oczywistej śmierci. Chociaż prawdą jest, że paliwo naszego Słońca jest skończone i w pełni oczekujemy, że ulegnie „typowej” gwiezdnej śmierci, ta śmierć nie jest końcem. Ani dla naszego Słońca, ani dla gwiazd podobnych do Słońca. Oto, co będzie dalej.
(nowoczesny) system klasyfikacji widmowej Morgana–Keenana, z zakresem temperatur każdej Gwiazdy… Klasa pokazana powyżej, w kelvinie. Nasze Słońce jest gwiazdą klasy G, wytwarzającą światło o efektywnej temperaturze około 5800 K, do której ludzie są dobrze przystosowani w ciągu dnia. Najbardziej masywne gwiazdy są jaśniejsze, gorętsze i bardziej niebieskie, ale potrzeba tylko około 8% masy Słońca, aby rozpocząć łączenie wodoru w hel, co jest czymś, co czerwone karły klasy M mogą zrobić równie dobrze, o ile osiągną krytyczne temperatury jądra powyżej około 4 milionów K.
użytkownik Wikimedia Commons LucasVB, dodatki E. Siegel
aby zostać uznanym za prawdziwą gwiazdę, a nie za nieudaną gwiazdę (jak brązowy karzeł) lub ciało (jak biały karzeł lub gwiazda neutronowa), trzeba być zdolnym do łączenia wodoru w hel. Kiedy chmura gazu zapada się, aby potencjalnie utworzyć nową gwiazdę, ma ona dużo grawitacyjnej energii potencjalnej w stanie rozproszonym, która zostaje przekształcona w energię kinetyczną (termiczną), gdy się zapada. To załamanie nagrzewa materię, a jeśli zrobi się wystarczająco gorąco i gęsto, rozpocznie się fuzja jądrowa.
Po wielu pokoleniach badających gwiazdy, w tym te, w których się tworzą, wiemy, że muszą osiągnąć temperaturę wewnętrzną około 4 milionów K, aby rozpocząć łączenie wodoru w hel, a to wymaga co najmniej ~8% masy naszego Słońca, czyli około 70 razy masy Jowisza. Bycie co najmniej tak masywnym jest minimalnym wymogiem, aby stać się gwiazdą w ogóle.
ten wycinek prezentuje różne obszary powierzchni i wnętrza Słońca, w tym.. rdzeń, czyli miejsce, w którym zachodzi fuzja jądrowa. W miarę upływu czasu, obszar zawierający Hel w jądrze rozszerza się i maksymalna temperatura wzrasta, powodując wzrost energii słonecznej. Kiedy nasze Słońce skończy się wodorem w rdzeniu, kurczy się i nagrzewa do wystarczającego stopnia, że może rozpocząć się synteza helu.
użytkownik Wikimedia Commons Kelvinsong
Po przekroczeniu tego progu masy / temperatury gwiazda zaczyna łączyć wodór w hel i napotyka jeden z trzech różnych losów. O losach tych decyduje wyłącznie masa gwiazdy, która z kolei określa maksymalną temperaturę, jaka zostanie osiągnięta w jądrze. Wszystkie gwiazdy zaczynają łączyć wodór w hel, ale to, co nastąpi później, zależy od temperatury. W szczególności:
- jeśli twoja gwiazda ma zbyt małą masę, spowoduje to stopienie wodoru tylko w hel i nigdy nie będzie wystarczająco gorąca, aby stopić Hel w węgiel. Skład czysto helowy to Los wszystkich gwiazd klasy M (czerwonego karła), poniżej około 40% masy Słońca. Opisuje to większość gwiazd we wszechświecie (według liczby).
- jeśli twoja gwiazda jest podobna do Słońca, skurczy się do wyższych temperatur, gdy jądro skończy się Wodorem, rozpoczynając fuzję helu (w węgiel), gdy gwiazda zamieni się w czerwonego olbrzyma. Zakończy się złożeniem węgla i tlenu, z lżejszymi (zewnętrznymi) warstwami wodoru i helu. Występuje ona dla wszystkich gwiazd o masie od około 40% do 800% masy Słońca.
- jeśli twoja gwiazda jest więcej niż 8 razy masą słońca, nie tylko połączy wodór w hel i hel w węgiel, ale zainicjuje później fuzję węgla, prowadząc do fuzji tlenu, fuzji krzemu i ostatecznie spektakularnej śmierci w wyniku supernowej.
kiedy giną najbardziej masywne gwiazdy, ich zewnętrzne warstwy, wzbogacone ciężkimi pierwiastkami z wyniku… fuzja jądrowa i wychwytywanie neutronów są wyrzucane do ośrodka międzygwiezdnego, gdzie mogą pomóc przyszłym pokoleniom gwiazd, dostarczając im surowców do planet skalistych i, potencjalnie, życia. Nasze Słońce musiałoby być około osiem razy masywniejsze, żeby mieć szansę na ten los, co jest poza sferą rozsądnych możliwości.
NASA, ESA, J. Hester, A. Loll (ASU)
to najbardziej konwencjonalne losy gwiazd i zdecydowanie trzy najczęściej spotykane. Gwiazdy, które są wystarczająco masywne, aby przejść w supernową, są rzadkie: tylko około 0,1-0.2% wszystkich gwiazd jest tak masywnych i pozostawiają po sobie pozostałości gwiazdy neutronowej lub czarnej dziury.
Gwiazdy o najniższej masie są najczęściej występującą gwiazdą we wszechświecie, stanowiącą około 75-80% wszystkich gwiazd, a także najdłużej żyjącą. Przy życiach, które wahają się od 150 miliardów do ponad 100 bilionów lat, w naszym wszechświecie liczącym 13,8 miliardów lat, ani jednemu nie zabrakło paliwa. Kiedy to zrobią, utworzą białe karły zbudowane w całości z Helu.
ale Gwiazdy podobne do Słońca, które stanowią około jednej czwartej wszystkich gwiazd, doświadczają fascynującego cyklu śmierci, gdy w ich jądrze zabraknie helu. Przekształcają się w duet mgławica planetarna / biały karzeł w spektakularnym, ale powolnym procesie śmierci.
niebiesko-zielony pierścień mgławicy planetarnej NGC 6369 oznacza miejsce, w którym znajduje się energiczne światło ultrafioletowe… pozbawił elektrony atomów tlenu w gazie. Nasze Słońce, będąc pojedynczą gwiazdą, która obraca się na wolnym końcu gwiazd, jest bardzo prawdopodobne, że skończy wyglądać podobnie do tej mgławicy po być może kolejnych 7 miliardach lat.
NASA i zespół Hubble Heritage (STScI/AURA)
podczas fazy czerwonego olbrzyma Merkury i Wenus z pewnością zostaną pochłonięte przez słońce, podczas gdy ziemia może, ale nie musi, w zależności od pewnych procesów, które nie zostały jeszcze w pełni wypracowane. Lodowe światy za Neptunem prawdopodobnie stopią się i sublimują i są mało prawdopodobne, aby przetrwać śmierć naszej Gwiazdy.
gdy zewnętrzne warstwy słońca powrócą do ośrodka międzygwiezdnego, pozostanie tylko kilka zwęglonych ciał światów krążących wokół pozostałości białego karła naszego Słońca. Jądro, składające się w dużej mierze z węgla i tlenu, będzie w sumie około 50% masy naszego obecnego Słońca, ale będzie tylko w przybliżeniu wielkości fizycznej Ziemi.
gdy gwiazdy o mniejszej masie, podobne do Słońca, kończą się paliwem, wysadzają swoje zewnętrzne warstwy na planecie… mgławica, ale centrum kurczy się, tworząc białego karła, który trwa bardzo długo, aby zniknąć w ciemności. Mgławica planetarna, którą wygeneruje nasze Słońce, powinna całkowicie zniknąć, z wyjątkiem białego karła i planet resztkowych, po około 9,5 miliarda lat. Czasami obiekty zostaną rozerwane na strzępy, dodając zakurzone pierścienie do pozostałości naszego Układu Słonecznego, ale będą one przejściowe.
Mark Garlick / University of Warwick
Ten biały karzeł pozostanie gorący przez bardzo długi czas. Ciepło to ilość energii, która zostaje uwięziona wewnątrz dowolnego obiektu, ale może być wypromieniowana tylko przez jego powierzchnię. Wyobraź sobie, że bierzesz połowę energii w gwieździe takiej jak nasze Słońce, a następnie kompresujesz ją do jeszcze mniejszej objętości. Co się stanie?
to się nagrzeje. Jeśli weźmiesz gaz do butli i szybko go skompresujesz, nagrzewa się: tak działa tłok w Twoim silniku spalinowym. Czerwone olbrzymy, które dają początek białym karłom, są w rzeczywistości znacznie chłodniejsze od samego karła. Podczas fazy skurczu temperatura wzrasta z zaledwie 3000 K (dla czerwonego olbrzyma) do około 20 000 K (dla białego karła). Ten rodzaj ogrzewania wynika z kompresji adiabatycznej i wyjaśnia, dlaczego te gwiazdy karłowate są tak gorące.
Kiedy naszemu słońcu skończy się paliwo, stanie się czerwonym olbrzymem, a następnie mgławicą planetarną z.. biały karzeł w środku. Mgławica kocie oko jest wizualnie spektakularnym przykładem tego potencjalnego losu, a skomplikowany, warstwowy, asymetryczny kształt tej konkretnej mgławicy sugeruje binarnego towarzysza. W centrum, młody biały karzeł nagrzewa się, gdy kurczy się, osiągając temperaturę dziesiątki tysięcy kelwinów gorętszą niż czerwony olbrzym, który go spłodził.
NASA, ESA, HEIC, and the Hubble Heritage Team (STScI / AURA); podziękowania: R. Corradi (Isaac Newton Group of Telescopes, Hiszpania) i Z. Tsvetanov (NASA)
ale teraz musi się ochłodzić i może promieniować tylko przez swoją małą, maleńką powierzchnię wielkości Ziemi. Jeśli uformowalibyśmy białego karła w tej chwili, w temperaturze 20 000 K, i dalibyśmy mu 13,8 miliarda lat na ochłodzenie (obecny wiek Wszechświata), ochłodziłby się on o aż 40 K: do 19 960 K.
mamy strasznie długi czas oczekiwania, jeśli chcemy, aby nasze Słońce ochłodziło się do punktu, w którym stanie się niewidoczne. Jednakże, gdy nasze Słońce skończy się z paliwem, Wszechświat szczęśliwie zapewni wystarczającą ilość czasu. Oczywiście, wszystkie galaktyki w Grupie Lokalnej połączą się ze sobą; wszystkie galaktyki poza nią przyspieszą z powodu ciemnej energii; tworzenie się gwiazd spowolni do strugania, a czerwone karły o najniższej masie spalą swoje paliwo. Mimo to, nasz biały karzeł będzie nadal ostygał.
dokładne porównanie wielkości i koloru białego karła (L), Ziemi odbijającej światło naszego Słońca (środek),… i czarny Karzeł (R). Kiedy białe karły w końcu wypromieniują swoją ostatnią energię, w końcu staną się czarnymi karłami. Ciśnienie degeneracyjne między elektronami w białym/czarnym Karle zawsze będzie jednak wystarczająco duże, o ile nie przybiera zbyt dużej masy, aby zapobiec dalszemu zapadaniu się elektronów. Taki jest los naszego Słońca po około 10^15 latach.
BBC / GCSE (L) /SunflowerCosmos (R)
w końcu, po upłynięciu pomiędzy 100 bilionów a 1 kwadrylionów lat (1014-1015 lat), biały karzeł, którym stanie się nasze Słońce, zniknie z widocznej części widma i ostygnie do zaledwie kilku stopni powyżej zera absolutnego. Teraz znany jako czarny Karzeł, ta kula węgla i tlenu w kosmosie po prostu prześlizgnie się przez to, co stanie się z naszej galaktyki, wraz z ponad bilionem innych gwiazd i ciał Gwiezdnych pozostałych po naszej lokalnej grupie.
ale to też nie jest koniec naszego Słońca. Istnieją trzy możliwe losy, które czekają, w zależności od tego, jak szczęście (lub pecha) mamy.
gdy zachodzi duża liczba oddziaływań grawitacyjnych między układami gwiazdowymi, jedna gwiazda może otrzymać a… wystarczająco duże kopnięcie, by zostać wyrzuconym z jakiejkolwiek struktury, której jest częścią. Nawet dzisiaj obserwujemy uciekające Gwiazdy W Drodze Mlecznej; kiedy już znikną, nigdy nie powrócą. Szacuje się, że nastąpi to dla naszego Słońca w pewnym momencie między 10^17 a 10^19 lat od teraz, w zależności od gęstości ciał gwiezdnych w naszej lokalnej grupie.
J. Walsh i Z. Levay, ESA/NASA
1.) Całkowicie pechowy. Około połowa wszystkich ciał gwiezdnych w galaktyce — w większości galaktyk-powstaje jako pojedyncze układy Gwiezdne, podobnie jak nasze własne słońce. Podczas gdy układy wielogwiazdowe są powszechne, a około 50% wszystkich znanych gwiazd znajduje się w układach podwójnych lub potrójnych (lub nawet bogatszych), nasze Słońce jest jedyną gwiazdą w naszym Układzie Słonecznym.
jest to niezwykle ważne dla przyszłości, ponieważ sprawia, że jest niezwykle mało prawdopodobne, że nasze Słońce połączy się z towarzyszem, lub połknie towarzysza lub zostanie połknięte przez innego towarzysza. Zaprzeczalibyśmy szansom, gdybyśmy połączyli się z inną gwiazdą lub gwiezdnymi zwłokami. Zakładając, że nam się nie poszczęści, ciało naszego Słońca zobaczy w przyszłości niezliczoną ilość oddziaływań grawitacyjnych z innymi masami, które powinny doprowadzić do tego, że to, co pozostało z naszego Układu Słonecznego zostanie wyrzucone z galaktyki po około 1017-1019 latach.
dwa różne sposoby tworzenia supernowej typu Ia: scenariusz akrecji (L) i scenariusz połączenia… R). Bez binarnego towarzysza nasze słońce nigdy nie byłoby supernową przez akrecję materii, ale moglibyśmy potencjalnie połączyć się z innym białym karłem w galaktyce, co mogłoby doprowadzić nas do ożywienia w eksplozji supernowej typu Ia.
NASA / CXC/M. Weiss
2.) Na tyle szczęścia, by ożywić. Można by pomyśleć, nie bez powodu, że gdy biały karzeł, którego nasze Słońce stygnie, nie ma szans, by już nigdy nie świecił. Ale jest wiele sposobów na to, aby nasze Słońce dostało nową dzierżawę życia i ponownie wyemitowało własne potężne promieniowanie. Aby to zrobić, potrzebuje jedynie nowego źródła materii. Jeśli nawet w odległej przyszłości nasze Słońce:
- połączy się z czerwonym karłem lub brązowym karłem,
- gromadzi wodór z obłoku molekularnego lub gazowej planety,
- lub wpadnie na inne ciało Gwiazdy,
może ponownie zapalić fuzję jądrową. Pierwszy scenariusz doprowadzi do co najmniej wielu milionów lat spalania wodoru; drugi doprowadzi do wybuchu fuzji znanej jako nova; ostatni doprowadzi do wybuchu supernowej, niszcząc oba ciała Gwiezdne. Jeśli doświadczymy takiego zdarzenia zanim zostaniemy wyrzuceni, nasze kosmiczne szczęście będzie widoczne dla wszystkich pozostających w naszej galaktyce.
nowa gwiazda GK Persei, pokazana tutaj w rentgenowskim (niebieskim), radiowym (różowym) i optycznym (żółtym)… composite, jest doskonałym przykładem tego, co możemy zobaczyć za pomocą najlepszych teleskopów naszej obecnej generacji. Kiedy biały karzeł zgromadzi wystarczającą ilość materii, fuzja jądrowa może skoczyć na jego powierzchnię, tworząc tymczasowy błysk znany jako nova. Jeśli ciało naszego Słońca zderzy się z chmurą gazu lub kępą wodoru (np. z planetą Rouge gas giant), może przejść w stan nova nawet po tym, jak stanie się czarnym karłem.
rentgen: NASA/CXC/RIKEN/D. Takei et al; optyczny: NASA/STScI; Radio: NRAO/VLA
3.) Super szczęście, gdzie zostaniemy pożarci przez czarną dziurę. Na obrzeżach naszej galaktyki, około 25 000 lat świetlnych od supermasywnej czarnej dziury zajmującej nasze centrum galaktyki, istnieją tylko małe czarne dziury utworzone z pojedynczych gwiazd. Mają najmniejszą powierzchnię przekroju dowolnego masywnego obiektu we wszechświecie. Jeśli chodzi o galaktyczne cele, te czarne dziury o masie gwiazdowej są jednymi z najtrudniejszych do trafienia obiektów.
ale od czasu do czasu trafiają. Małe czarne dziury, kiedy napotykają materię, przyspieszają i kierują ją do przepływu akrecyjnego, gdzie pewna część materii zostaje pożarta i dodana do masy czarnej dziury, ale większość zostaje wyrzucona w postaci dżetów i innych zanieczyszczeń. Te aktywne, o niskiej masie czarne dziury są znane jako mikrokwazary, kiedy się rozbłyskują i są bardzo realnymi zjawiskami.
chociaż jest to niezmiernie mało prawdopodobne, aby nam się to przytrafiło, ktoś musi wygrać Kosmiczną loterię, a ci, którzy to zrobią, staną się karmą dla czarnych dziur.
Kiedy gwiazda lub ciało Gwiezdne przechodzi zbyt blisko czarnej dziury, siły pływowe z tego… skoncentrowana masa jest w stanie całkowicie zniszczyć obiekt, rozrywając go na strzępy. Chociaż niewielka część materii zostanie pożarta przez czarną dziurę, większość z nich po prostu przyspieszy i zostanie wyrzucona z powrotem w Przestrzeń Kosmiczną.
Ilustracja: NASA/CXC / M. Weiss; rentgen (Góra): NASA / CXC / MPE / S. Komossa et al. L); Optyczny: ESO/MPE / S. Komossa (R)
prawie każdy obiekt we wszechświecie ma duży zestaw możliwości, jeśli chodzi o to, co stanie się z nim w dalekiej przyszłości, a niezwykle trudno jest określić los pojedynczego obiektu, biorąc pod uwagę chaotyczne środowisko naszego zakątka kosmosu. Ale znając fizykę kryjącą się za obiektami, które mamy, i rozumiejąc, jakie są prawdopodobieństwa i skale czasowe dla każdego typu obiektu, możemy lepiej oszacować, jaki powinien być los każdego człowieka.
dla naszego Słońca staniemy się białym karłem po mniej niż 10 miliardach lat, znikniemy do czarnego karła po ~1014-1015 latach i zostaniemy wyrzuceni z galaktyki po 1017-1019 latach. Przynajmniej to najbardziej prawdopodobna ścieżka. Ale Fuzje, nagromadzenie gazu, kolizje, a nawet pożarcie to też wszystkie możliwości i przydarzą się komuś, nawet jeśli to nie my. Nasza przyszłość może nie jest jeszcze napisana, ale mądrze byłoby postawić na Jasną przez biliony lat!