Что будет, когда наше солнце умрёт?
Учёные едины во мнении, что солнце умрёт примерно через пять миллиардов лет, но они расходятся в предположениях, что произойдёт дальше. Команда международных астрономов прогнозирует, что солнце превратится в массивное кольцо светящегося, межзвёздного газа и пыли, известное как планетарная туманность.
Abell 39 (39-я запись в каталоге больших туманностей), обнаруженная Джорджем Абеллом в 1966 году, является прекрасным примером планетарной туманности. Она была выбрана для изучения Джорджем Якоби (Обсерватория WIYN), Гэри Ферландом (Университет Кентукки) и Кирком Користа (Западный Мичиганский университет) из-за своей красивой и редкой сферической симметрии.
Эта фотография была сделана в 3,5-м телескоп WIYN Национальной обсерватории Кит-Пика (Тусон, Аризона) в 1997 году через сине-зелёный фильтр, который изолирует свет, испускаемый атомами кислорода в туманности на длине волны 500,7 нанометров. Туманность имеет диаметр около пяти световых лет, а толщина сферической оболочки составляет около трети светового года. Сама туманность удалена примерно на 7000 световых лет от Земли, и находится в созвездии Геркулеса.
Планетарная туманность — это конец 90% всех активных жизней звёзд: переход звезды от красного гиганта к вырожденному белому карлику. Но учёные не уверены, что солнце в нашей галактике последует той же судьбе: солнце слишком мало, чтобы создать видимую планетарную туманность.
Астрономы разработали новую модель жизненного цикла звёзд. Модель использовалась для предсказания яркости (светимости) выброшенной оболочки, для звёзд разной массы и возраста. Результаты исследования публикуются в Nature Astronomy.
Профессор Альберт Зильстра из Школы физики и астрономии, объясняет: «Когда звезда умирает, она выбрасывает массу газа и пыли, как оболочку, в космос. Огибающая оболочка может достигать половины массы звезды, и показать своё ядро. К этому моменту жизни у звезды заканчивается топливо. В конечном итоге звезда выключается и окончательно умирает».
Яркость выброшенной огибающей туманности длится около 10 000 лет — кратковременный период для астрономии. Но это то, что делает планетарную туманность видимой. Некоторые из них настолько яркие, что их можно увидеть с чрезвычайно больших расстояний, измеряющихся десятками миллионами световых лет, хотя сама звезда была слишком слабой, чтобы её можно было увидеть при жизни.
Примерно 25 лет назад астрономы обнаружили, что если смотреть на планетарные туманности других галактик, то самые яркие всегда имеют одинаковую яркость. Теоретически модель работает для галактик любого типа.
Старые звёзды с низкой массой должны были бы создавать гораздо более слабые планетарные туманности, чем молодые, более массивные звёзды. Но это не так. И это было причиной конфликтов все последние 25 лет.
Вы можете получить яркие планетарные туманности от звёзд с низкой массой, таких как солнце: что-то, что примерно в два раза больше массы Солнца, дало бы планетарную туманность, слишком слабую, чтобы её видеть.
Новые модели показывают, что после выброса газа, звёзды нагреваются в три раза быстрее. Для звезды с малой массой, например солнцу, намного легче сформировать яркую планетарную туманность. Солнце имеет почти самую низкую звёздную массу.
Звёзды с массой в 1,1 раза больше массы солнца и звёзды более массивные, в 3 солнечных массы, создают туманности одинаковой яркости, но для остальных звёзд предсказать их яркость очень трудно. Проблема разрешилась через 25 лет!
Появился способ обнаружить присутствие звёзд в возрасте в несколько миллиардов лет в далёких галактиках, и даже выяснить, что будет с солнцем, когда оно умрёт!
________________________________________
Материалы предоставлены Манчестерским университетом