Жизненият цикъл на нашето Слънце започва преди около 4,6 милиарда години. Приблизително 4,5 до 5,5 милиарда години, когато изчерпа доставките си на водород и хелий, той ще влезе във фазата си на червено-гигантски клон (RGB), където ще се разшири до няколко пъти сегашния си размер и може би дори ще консумира Земята! И тогава, когато е достигнал края на жизнения си цикъл, се вярва, че той ще издуе външните му слоеве и ще се превърне в бяло джудже.
Доскоро астрономите не бяха сигурни как ще се случи това и дали нашето Слънце ще завърши или не като планетарна мъглявина (както правят повечето други звезди в нашата Вселена). Но благодарение на ново проучване на международен екип от астрономи, сега се разбира, че нашето Слънце ще приключи своя жизнен цикъл, превръщайки се в масивен пръстен от светещ междузвезден газ и прах - известен като планетарна мъглявина.
Тяхното изследване, озаглавено „Тайнствената възрастова инвариантност на отсечената функция на светенето на планетата мъглявина“, беше наскоро публикувано в научното списание Nature. Изследването е ръководено от Кшиштоф Гесички, астрофизик от университета Николай Коперник, Полша; и включва Albert Zijlstra и M Miller Bertolami - професор от Манчестърския университет и астроном Instituto de Astrofísica de La Plata (IALP), Аржентина, съответно.
Приблизително 90% от всички звезди завършват като планетна мъглявина, която проследява прехода, през който преминават, между червен гигант и бяло джудже. Въпреки това, учените по-рано не бяха сигурни дали нашето Слънце ще следва този същия път, тъй като се смяташе, че не е достатъчно масивно, за да създаде видима планетарна мъглявина. За да определи дали това ще е така, екипът разработи нов звезден модел за данни, който предсказва жизнения цикъл на звездите.
Този модел - който те наричат Функция за светене на планетата Мъглявина (PNLF) - беше използван за прогнозиране на яркостта на изхвърлената обвивка за звезди от различни маси и възрасти. Това, което откриха, беше, че нашето Слънце е просто достатъчно масивно, за да се превърне в слаба мъглявина. Както проф. Зилстра обясни в съобщение на пресцентъра на университета в Манчестър:
„Когато една звезда умира, тя изхвърля в космоса маса от газ и прах - известен като нейната обвивка. Пликът може да бъде колкото половината от масата на звездата. Това разкрива сърцевината на звездата, която към този момент в живота на звездата изчерпва гориво, в крайна сметка се изключва и преди да умре. Едва тогава горещото ядро кара изхвърлената обвивка да свети ярко за около 10 000 години - кратък период в астрономията. Това прави планетарната мъглявина видима. Някои от тях са толкова ярки, че могат да се видят от изключително големи разстояния, измерващи десетки милиони светлинни години, където самата звезда би била твърде слаба, за да я види. "
Този модел също се спря на трайна загадка в астрономията, поради което изглежда, че най-ярките мъглявини в далечните галактики имат еднаква светимост. Преди около 25 години астрономите започнаха да наблюдават това и откриха, че могат да преценят разстоянието до други галактики (на теория), като изследват най-ярките си планетни мъглявини. Въпреки това моделът, създаден от Гесички и неговите колеги, противоречи на тази теория.
Накратко, светимостта на планетарната мъглявина прави не слезете до масата на звездата, която я създава, както се предполагаше по-рано. „Старите звезди с ниска маса трябва да правят много по-бледи планетарни мъглявини, отколкото млади, по-масивни звезди“, казва проф. Цилстра. „Това се превърна в източник на конфликти за последните 25 години. Данните казват, че можете да получите ярки планетарни мъглявини от звезди с ниска маса като Слънцето, моделите казват, че това не е възможно, нищо по-малко от около два пъти масата на Слънцето би дало планетна мъглявина твърде слаба да се вижда. "
По същество новите модели демонстрираха, че след като звезда изхвърли обвивката си, тя ще се нагрее три пъти по-бързо от това, което посочиха по-старите модели - което улеснява много звездите с ниска маса при формирането на ярка планетарна мъглявина. Новите модели също така посочиха, че Слънцето е почти точно в долното отрязване за звезди с ниска маса, които все още ще създават видима, макар и слаба планетарна мъглявина. Всичко, което е по-малко, добави проф. Цилстра, няма да създаде мъглявина:
„Установихме, че звездите с маса по-малка от 1,1 пъти по-голяма от масата на Слънцето произвеждат по-бледи мъглявини, а звездите по-масивни от 3 слънчеви маси по-ярки мъглявини, но за останалото прогнозираната яркост е много близка до наблюдаваната. Проблемът е решен след 25 години! ”
В крайна сметка това проучване и моделът, който екипът произведе, имат някои наистина полезни последици за астрономите. Не само, че са посочили с научна увереност какво ще се случи с нашето Слънце, когато умре (за първи път), те също са предоставили мощен диагностичен инструмент за определяне на историята на образуване на звезди за звезди на средна възраст (няколко милиарда години) ) в далечни галактики.
Хубаво е също така да знаем, че когато нашето Слънце достигне края на живота си, милиарди години отсега, каквото и потомство оставим след себе си, ще можем да го оценим - дори и да гледат в огромните разстояния на космоса.
