Ο κύκλος ζωής του Ήλιου μας ξεκίνησε περίπου 4,6 δισεκατομμύρια χρόνια πριν. Σε περίπου 4,5 έως 5,5 δισεκατομμύρια χρόνια, όταν εξαντλεί την παροχή υδρογόνου και ηλίου, θα εισέλθει στη φάση του Red Giant Branch (RGB), όπου θα επεκταθεί σε αρκετές φορές το τρέχον μέγεθός του και ίσως ακόμη και να καταναλώσει τη Γη! Και τότε, όταν φτάσει στο τέλος του κύκλου ζωής του, πιστεύεται ότι θα εκραγεί τα εξωτερικά του στρώματα και θα γίνει λευκός νάνος.
Μέχρι πρόσφατα, οι αστρονόμοι δεν ήταν σίγουροι πώς θα συνέβαινε αυτό και αν ο Ήλιος μας θα κατέληγε ως πλανητικό νεφέλωμα (όπως κάνουν τα περισσότερα άλλα αστέρια στο Σύμπαν μας). Αλλά χάρη σε μια νέα μελέτη μιας διεθνούς ομάδας αστρονόμων, είναι πλέον κατανοητό ότι ο Ήλιος μας θα τερματίσει τον κύκλο ζωής του μετατρέποντας σε έναν τεράστιο δακτύλιο φωτεινού διαστρικού αερίου και σκόνης - γνωστό ως πλανητικό νεφέλωμα.
Η μελέτη τους, με τίτλο «Η μυστηριώδης αναλλοίωτη ηλικία της αποκοπής της Λειτουργίας Φωτεινότητας του Πλανητικού Νεφέλου», δημοσιεύθηκε πρόσφατα στο επιστημονικό περιοδικό Φύση. Η μελέτη διεξήχθη από τον Krzysztof Gesicki, έναν αστροφυσικό από το Πανεπιστήμιο Nicolaus Copernicus της Πολωνίας. και περιελάμβαναν τον Albert Zijlstra και τον M Miller Bertolami - καθηγητή από το Πανεπιστήμιο του Μάντσεστερ και αστρονόμο το Instituto de Astrofísica de La Plata (IALP), Αργεντινή, αντίστοιχα.
Περίπου το 90% όλων των αστεριών καταλήγουν ως πλανητικό νεφέλωμα, το οποίο εντοπίζει τη μετάβαση που περνούν μεταξύ ενός κόκκινου γίγαντα και ενός λευκού νάνου. Ωστόσο, οι επιστήμονες προηγουμένως δεν ήταν σίγουροι αν ο Ήλιος μας θα ακολουθούσε το ίδιο μονοπάτι, καθώς θεωρήθηκε ότι δεν ήταν αρκετά τεράστιος για να δημιουργήσει ένα ορατό πλανητικό νεφέλωμα. Για να προσδιορίσει εάν αυτό θα συνέβαινε, η ομάδα ανέπτυξε ένα νέο αστρικό μοντέλο, το οποίο προβλέπει τον κύκλο ζωής των αστεριών.
Αυτό το μοντέλο - στο οποίο αναφέρονται ως Λειτουργία Φωτεινότητας Νεφελώματος Πλανητικού (PNLF) - χρησιμοποιήθηκε για την πρόβλεψη της φωτεινότητας του περιβαλλόμενου περιβλήματος για αστέρια διαφορετικών μαζών και ηλικιών. Αυτό που βρήκαν ήταν ότι ο Ήλιος μας ήταν αρκετά τεράστιος για να καταλήξει ως εξασθενημένο νεφέλωμα. Όπως εξήγησε ο καθηγητής Zijlstra σε δελτίο τύπου του Πανεπιστημίου του Μάντσεστερ:
«Όταν ένα αστέρι πεθαίνει, εκτοξεύει μια μάζα αερίου και σκόνης - γνωστή ως φάκελος - στο διάστημα. Ο φάκελος μπορεί να έχει το ήμισυ της μάζας του αστεριού. Αυτό αποκαλύπτει τον πυρήνα του αστεριού, ο οποίος από αυτό το σημείο στη ζωή του αστεριού εξαντλείται από καύσιμα, τελικά σβήνει και πριν τελικά πεθάνει. Μόνο τότε ο θερμός πυρήνας κάνει τον εξαγόμενο φάκελο να λάμπει έντονα για περίπου 10.000 χρόνια - μια σύντομη περίοδος στην αστρονομία. Αυτό είναι που κάνει το πλανητικό νεφέλωμα ορατό. Μερικά είναι τόσο φωτεινά που μπορούν να φανούν από εξαιρετικά μεγάλες αποστάσεις που έχουν μέγεθος δεκάδων εκατομμυρίων ετών φωτός, όπου το ίδιο το αστέρι θα ήταν πολύ αχνό για να το δει. "
Αυτό το μοντέλο αντιμετώπισε επίσης ένα διαρκές μυστήριο στην αστρονομία, και γι 'αυτό τα πιο φωτεινά νεφελώματα στους απομακρυσμένους γαλαξίες φαίνεται να έχουν την ίδια φωτεινότητα. Πριν από περίπου 25 χρόνια, οι αστρονόμοι άρχισαν να το παρατηρούν και διαπίστωσαν ότι θα μπορούσαν να μετρήσουν την απόσταση από άλλους γαλαξίες (θεωρητικά) εξετάζοντας τα φωτεινότερα πλανητικά νεφελώματά τους. Ωστόσο, το μοντέλο που δημιούργησε ο Gesicki και οι συνάδελφοί του έρχονταν σε αντίθεση με αυτήν τη θεωρία.
Εν ολίγοις, η φωτεινότητα ενός πλανητικού νεφελώματος δεν κατεβείτε στη μάζα του αστεριού που το δημιουργεί, όπως είχε υποτεθεί προηγουμένως. «Τα παλιά αστέρια χαμηλής μάζας θα πρέπει να κάνουν πολύ πιο αδύναμα πλανητικά νεφελώματα από τα νεαρά, πιο ογκώδη αστέρια», δήλωσε ο καθηγητής Zijlstra. «Αυτό έχει γίνει πηγή σύγκρουσης εδώ και 25 χρόνια. Τα δεδομένα ανέφεραν ότι θα μπορούσατε να πάρετε φωτεινά πλανητικά νεφελώματα από αστέρια χαμηλής μάζας όπως ο Ήλιος, τα μοντέλα είπαν ότι δεν ήταν δυνατόν, κάτι λιγότερο από περίπου διπλάσια από τη μάζα του ήλιου θα έδινε ένα πλανητικό νεφέλωμα πολύ αχνό για να το δει. "
Ουσιαστικά, τα νέα μοντέλα έδειξαν ότι αφού ένα αστέρι αφαιρέσει το φάκελό του, θα θερμανθεί τρεις φορές πιο γρήγορα από ό, τι έδειξαν τα παλαιότερα μοντέλα - γεγονός που καθιστά πολύ πιο εύκολο για τα αστέρια χαμηλής μάζας να σχηματίσουν ένα φωτεινό πλανητικό νεφέλωμα. Τα νέα μοντέλα έδειξαν επίσης ότι ο Ήλιος βρίσκεται σχεδόν ακριβώς στο χαμηλότερο σημείο για αστέρια χαμηλής μάζας που θα εξακολουθούν να παράγουν ένα ορατό, αν και εξασθενημένο, πλανητικό νεφέλωμα. Οτιδήποτε μικρότερο, πρόσθεσε ο καθηγητής Zijlstra, δεν θα παράγει νεφέλωμα:
«Βρήκαμε ότι τα αστέρια με μάζα μικρότερη από 1,1 φορές η μάζα του ήλιου παράγουν πιο αμυδρά νεφέλωμα και τα αστέρια πιο μαζικά από 3 ηλιακές μάζες φωτεινότερα νεφελώματα, αλλά για τα υπόλοιπα η προβλεπόμενη φωτεινότητα είναι πολύ κοντά σε αυτό που είχε παρατηρηθεί. Το πρόβλημα λύθηκε, μετά από 25 χρόνια! "
Στο τέλος, αυτή η μελέτη και το μοντέλο που παρήγαγε η ομάδα έχει μερικές πραγματικά ευεργετικές επιπτώσεις για τους αστρονόμους. Όχι μόνο έχουν δείξει με επιστημονική εμπιστοσύνη τι θα συμβεί στον Ήλιο μας όταν πεθάνει (για πρώτη φορά), αλλά επίσης παρείχαν ένα ισχυρό διαγνωστικό εργαλείο για τον προσδιορισμό της ιστορίας του σχηματισμού άστρων για αστέρια μέσης ηλικίας (λίγα δισεκατομμύρια χρόνια ) σε απομακρυσμένους γαλαξίες.
Είναι επίσης καλό να γνωρίζουμε ότι όταν ο Ήλιος μας φτάσει στο τέλος της διάρκειας ζωής του, δισεκατομμύρια χρόνια από τώρα, όποιοι απόγονοι αφήνουμε θα είναι σε θέση να το εκτιμήσουν - ακόμα κι αν κοιτάζουν πέρα από τις απέραντες αποστάσεις του χώρου.
