Aurinkomme elinkaari alkoi noin 4,6 miljardia vuotta sitten. Noin 4,5 - 5,5 miljardin vuoden kuluttua, kun se tyhjentää vedyn ja heliumin tarjontaa, se siirtyy Punaisen jättiläishaaran (RGB) vaiheeseensa, jossa se laajenee useita kertoja nykyiseen kokoonsa ja ehkä jopa kuluttaa maata! Ja sitten, kun se on saavuttanut elinkaarensa lopun, uskotaan, että se räjähtää ulkopinnoistaan ja tulee valkoiseksi kääpiöksi.
Viime aikoihin asti tähtitieteilijät eivät olleet varmoja siitä, miten tämä tapahtuu ja päätyekö aurinkoamme planeettasumuksi (kuten useimmat muut maailmankaikkeuden tähdet tekevät). Mutta kansainvälisen tähtitieteilijäryhmän uuden tutkimuksen ansiosta nyt ymmärretään, että aurinkomme päättää elinkaarensa muuttamalla massiiviseksi valoisana olevaan tähtienvälisen kaasun ja pölyn renkaaseen - joka tunnetaan nimellä planetaarinen sumu.
Heidän tutkimuksensa, jonka otsikkona on "Planetaarisen sumujen valoisuusfunktion raja-arvon salaperäinen ikävarianssi", julkaistiin äskettäin tieteellisessä lehdessä Nature. Tutkimusta johti Krzysztof Gesicki, astrofysiikka Nicolaus Copernicuksen yliopistosta, Puola; ja mukaan lukien Albert Zijlstra ja M Miller Bertolami - Manchesterin yliopiston professori ja Argentiinan instituutin de Astrofísica de La Plata (IALP) tähtitieteilijä.
Noin 90% kaikista tähdistä päätyy planeettasumuksi, joka jäljittää niiden läpi tapahtuvan siirtymisen punaisen jättiläisen ja valkoisen kääpiön välillä. Tutkijat olivat kuitenkin aiemmin epävarmoja siitä, kulkeisiko aurinkomme seuraamaan samaa polkua, koska sen ei uskottu olevan riittävän massiivinen luotavan näkyvän planeettakeskuksen luomiseksi. Ryhmä kehitti uuden tähtimallin, datamallin, joka ennustaa tähtien elinkaaren selvittääkseen, olisiko näin.
Tätä mallia - jota he viittaavat planeettakammion vaaleusfunktioksi (PNLF) - käytettiin ennustamaan poistettavan kirjekuoren kirkkautta eri massojen ja ikäisten tähtiä varten. He löysivät, että aurinko oli vain tarpeeksi massiivinen loppuakseen heikkona sumuna. Kuten professori Zijlstra selitti Manchesterin yliopiston lehdistötiedotteessa:
”Tähden kuollessa se työntää avaruuteen massa- ja pölymassan, joka tunnetaan sen kirjekuorena. Kirjekuori voi olla jopa puolet tähden massasta. Tämä paljastaa tähden ytimen, jonka tähtien elämän vaiheessa polttoaine loppuu, lopulta sammuu ja ennen lopullista kuolemaa. Vasta silloin kuuma ydin saa poistetun kirjekuoren loistamaan kirkkaasti noin 10 000 vuotta - lyhyen ajan tähtitiedessä. Tämä tekee planeetan sumun näkyväksi. Jotkut ovat niin kirkkaita, että niitä voidaan nähdä erittäin suurilta etäisyyksiltä, jotka mittaavat kymmeniä miljoonia valovuosia, missä tähti itse olisi ollut aivan liian heikko nähdäkseen. "
Tämä malli osoitti myös tähtitieteen pysyvää mysteeriä, minkä vuoksi kaukoissa olevien galaksien kirkkaimmissa sumuissa näyttää olevan sama valoisuus. Noin 25 vuotta sitten, tähtitieteilijät alkoivat tarkkailla tätä, ja huomasivat voivansa mitata etäisyys muihin galakseihin (teoriassa) tutkimalla heidän kirkkaimpia planeettasumuaan. Gesickin ja hänen kollegoidensa luoma malli oli kuitenkin ristiriidassa tämän teorian kanssa.
Lyhyesti sanottuna, planeetta-sumun valoisuus on ei tulevat alas sitä luovan tähtimassan, kuten aiemmin oletettiin. "Vanhojen, pienmassatähteiden tulisi tehdä paljon haaleampia planeettakeskuksia kuin nuorten, massiivisempien tähtien", sanoi prof. Zijlstra. ”Tästä on tullut konfliktin lähde viimeisen 25 vuoden ajan. Tietojen mukaan voisit saada kirkkaita planeettasumua pienen massan tähdeltä kuten Auringosta, mallit sanoivat, että se ei ollut mahdollista, mikä vain vähemmän kuin noin kaksinkertainen auringon massa antaisi planeettakeskuksen, joka on liian heikko nähdäkseen. "
Pohjimmiltaan uudet mallit osoittivat, että sen jälkeen kun tähti irroittaa kirjekuorensa, se lämpenee kolme kertaa nopeammin kuin mitä vanhemmat mallit osoittivat - mikä helpottaa pienmassatähteiden muodostumista kirkkaasta planetaarisesta sumusta. Uudet mallit osoittivat myös, että aurinko on melkein tarkalleen alarajassa pienmassatähteille, jotka tuottavat silti näkyvän, vaikkakin heikon, planetaarisen sumun. Mikään pienempi, professori Zijlstra lisäsi, ei tuota sumua:
”Havaitsimme, että tähdet, joiden massa on alle 1,1-kertainen auringon massaan nähden, tuottavat vaaleamman nebulan, ja tähdet, jotka ovat massiivisempia kuin 3 auringon massaa, ovat kirkkaampia nebulaja, mutta muualla ennustettu kirkkaus on hyvin lähellä havaittua. Ongelma ratkaistu 25 vuoden kuluttua! ”
Loppujen lopuksi tällä tutkimuksella ja ryhmän tuottamalla mallilla on joitain todella hyödyllisiä vaikutuksia tähtitieteilijöihin. He eivät ole vain osoittaneet tieteellisellä varmuudella, mitä aurinkoomme tapahtuu sen kuollessa (ensimmäistä kertaa), vaan he ovat myös toimittaneet tehokkaan diagnostiikkatyökalun keskiaikaisten (muutama miljardia vuotta vanhojen) tähtiä muodostavan historian määrittämiseen ) kaukaisissa galakseissa.
On myös hyvä tietää, että kun aurinko saavuttaa elinkaarensa lopun, miljardeja vuosia siitä lähtien, riippumatta jälkeläisistä, jotka jättämme jälkikäteen, pystymme arvostamaan sitä - vaikka he etsivätkin valtavia avaruusetäisyyksiä.
