Astronomiya

Qırmızı nəhəng olacağı zaman Günəşə bənzər bir ulduz bilirikmi?

Qırmızı nəhəng olacağı zaman Günəşə bənzər bir ulduz bilirikmi?

Təxminən 5 milyard ildə Günəşin qırmızı bir nəhəng hala gələcəyi və mövcud ölçüsündən 200 dəfədən çox olacağı və böyüdükdə təxminən 5 AU radiusa çatacağı təxmin edilir.

Maraqlıdır, Günəş o zaman hansı spektral sinfə sahib olardı, məncə M1III-dən M5III-ə qədər. Günəşin olacağı proqnozlaşdırılana bənzər bir qırmızı nəhəng ulduz bilirikmi?


Günəşin gələcək davranışı üçün modellər, əsasən qırmızı nəhəng (H qabığının yanması) və asimptotik qırmızı nəhəng (H + He qabığının yanması) mərhələləri zamanı kütləvi itkinin qeyri-müəyyənliyi nəticəsində dəyişir.

Schroeder & Smith 2008-in çox istinad etdiyi bir sənəd Günəşin təxminən maksimum ölçüsünə çatacağını iddia edir $ 256 R _ { odot} $ (1.18 au) qırmızı nəhəng budağın ən ucunda (və bəzi digər modellərin təklif etdiyi asimptotik nəhəng budaq mərhələsinin sonunda deyil). Bu maksimum ölçü, Günəşin kütləsi təxminən 5,6 milyard ilədək azaldılacağı zaman gələcəkdə (5 milyard illik populyar ədəbiyyat deyil) meydana gələcək. $ 0.7M _ { odot} $ və səth istiliyi 2600 K (və ya təxminən 2300 Selsi) olmalıdır. Bunun spektral bir növü M6III və ya hətta M6I olardı.

Buna bənzər bir ulduz bilirikmi? Bənzər dediklərinizdən asılıdır, lakin Galaxy-da belə bir ulduzun olması ehtimalı yoxdur. Bunun səbəbi ulduz meydana gəlməsinin Galaxy-də təxminən 12 milyard il əvvəl başlamasıdır. Ancaq Günəş kimi 1 günəş kütləsi ulduzunun qırmızı nəhəng budağın ucuna çatması üçün təxminən 12 milyard il (və ya bir az daha çox) vaxt lazımdır. Hətta bu zamanla mümkün idi və təxminən qırmızı (super) nəhəng bir ulduz tapmalıydıq $ 0.7 M _ { odot} $, ulduzun Günəşə bənzər bir kimyəvi tərkibə sahib olması ehtimalı çox azdır. Qalaktikamızın həyatında erkən doğan ulduzların yalnız ulduzların içərisində istehsal olunan və yalnız bir ulduz nəsli yaşayıb öldükdə ulduzlararası mühitdə olan dəmir və nikel kimi metalların çox aşağı konsentrasiyasına sahib olmasıdır.

Beləliklə, bəlkə də pedantik bir cavabım budur ki, həyatı 1 günəş kütləsi ulduz kimi başlayan və Günəşə bənzər kimyəvi tərkibə sahib olan indi görə biləcəyimiz böyük bir qırmızı nəhəng yoxdur.


Arcturus, RGB ulduzudur, ehtimal ki, günəş qırmızı nəhəng olduqda necə görünəcək. Arcturus günəşdən biraz daha kütləlidir ($ m _ { rm Arc} = 1.08 m _ { odot} $), lakin əsas fərq aşağı metallikdir $ [Fe / H] təqribən-0,5 $.
Bu aşağı metallik, ulduz radiasiya zonasındakı qeyri-şəffaflığı azaldır (RGB mərhələsində də həcminin əhəmiyyətli bir hissəsini doldurur). Azaldılmış qeyri-şəffaflıq, nüvədən radiasiya enerjisi qaçışının səmərəliliyini artırır ki, bu da Arcturus'u günəşin olacağından daha kiçik və daha parlaq edir. Mənə elə gəlir ki, günəş RGB ömrünün çox hissəsi üçün erkən tip bir K ulduzu olmalıdır. M tipi nəhənglərə çevrilən ulduzlar, Betelgeuse kimi daha kütləvi olacaqlar.

Qırmızı nəhəngin kəskin genişlənməsi, nisbətən qısa AGB fazasına keçdikdən sonra meydana çıxır, buraya da baxın. Bu, ömrünün son mərhələsidir və dumanlıq yaradan əhəmiyyətli bir kütlə itkisi ilə müşayiət olunur. Gördüyünüz kimi, günəş temperaturu, son fazalı qaz təbəqələrini tökərkən və sonda mərkəzdəki ağ cırtdanı ifşa edərkən bluewards hərəkət etmədən əvvəl, o mərhələdə K tipi aralığında qalacaq.


Bəli, bu axşam birini görə bilərsiniz.

Arctaurus, kütləsi günəş kütləsindən təqribən 1,1 dəfə çox olan qırmızı nəhəng bir ulduzdur. Hal-hazırda K0 III spektral növü var. Qırmızı nəhəng dalda qalxır, buna görə parlaqlıq və spektr daha uzun müddətdə sabit deyil.

Günəş bu fazadan keçəcək və hidrogen parıltısından sonra asimptotik nəhəng budağa çatacaq və Chi Pegasi kimi bir şey görünəcək, M2 III ulduzu


5 milyard ildə Yerə nə olur?

Sənətkarın Günəşin qırmızı nəhənginə çevrildiyi təqribən 5 milyard il sonra Yer kürəsi konsepsiyası. Fsgregs / Wikimedia Commons vasitəsilə şəkil.

İndiki dövrdə Yer kürəsinin günəşin əbədi qalmayacağı ümumi məlumatdır. Günəşimiz orta yaşlı bir ulduz kimi şən yanır, amma 5 milyard ildə, günəş yaşlandıqca qırmızı bir nəhəng olmaq üçün şişir. Günəşimiz bugünkü gündən 100 qat daha böyük olduğunda Dünyaya nə olacaq? Beynəlxalq bir astronom qrupu, uzaq ulduz L 2 Puppisdə gələcək Yer / günəş sisteminə bənzər bir şey tapdıqlarını söylədi. Beş milyard il əvvəl bu ulduz günümüzdə bildiyimiz kimi günəşimizə çox oxşayırdı. İndi L 2 Puppis qırmızı bir nəhəngdir. Bundan əlavə, komanda qırmızı nəhəngin Yerdən və Günəşimizin ətrafında çox ciddi olmayan bir məsafədə dövr edən bir cisim tapdı. Bu astronomlar & # 8217 əsərləri 8 dekabr 2016-cı il tarixində onlayn nəzərdən keçirilmiş jurnalda yayımlandı Astronomiya & # 038 Astrofizika.

KU Leuven Astronomiya İnstitutundan Leen Decin tədqiqat qrupunun üzvü idi. Şərh etdi:

& # 8230 Yerin taleyi hələ də qeyri-müəyyəndir. Onsuz da bilirik ki, günəşimiz daha böyük və parlaq olacaq, beləliklə planetimizdəki hər hansı bir həyat formasını məhv edəcək.

Bundan beş milyard il sonra günəş mövcud ölçüsündən 100 dəfədən çox qırmızı nəhəng bir ulduza çevriləcəkdir.

Həm də çox güclü bir ulduz küləyi ilə sıx bir kütləvi itki yaşayacaqdır. 7 milyard il sonra təkamülünün son məhsulu kiçik bir ağ cırtdan ulduz olacaq. Bu, Yer kürəsinin ölçüsünə bərabər olacaq, lakin daha ağır olacaq: bir çay qaşığı ağ cırtdan material təxminən 5 ton ağırlığında.

Adi ulduzdan qırmızı nəhəngdən ağ cırtdana qədər olan günəş metamorfozumuzda həm Merkuri, həm də Venera və Yer kürəsinin içindəki dünyalar bürünəcək və məhv ediləcəkdir. Dünya bürünməyəcək & # 8217. Nə olacaq?

L 2 Puppis və planetin namizədinin görünən işıqda kompozit görünüşü P. Kervella et al / Kuleuven vasitəsilə görüntü.

Astronomlar cavab üçün L 2 Puppis axtarır. Bu ulduz Canopus və Sirius parlaq ulduzları arasında səmamızda yerləşən gözə görünür, lakin çox zəifdir. 208 işıq ili məsafədədir. L 2 Puppis ətrafında dövr edən yeni tapılan obyekt ulduzundan 200 milyon mil (300 milyon km) məsafədədir. Bu, Dünyamızla günəş arasında 93 milyon mil (150 milyon km) fərqli olaraq. Yəni sistem bizim üçün tam bir əkiz deyil, ancaq bu astronomlar bunun oxşar olduğunu və bunları söyləyirlər:

& # 8230, 5 milyard ildən sonra dünyamızın bənzərsiz bir baxışını təqdim edir.

L 2 Puppis ilə planetinin qarşılıqlı əlaqələrini daha dərindən başa düşmək günəşin son təkamülü və günəş sistemimizdəki planetlərə təsiri barədə dəyərli məlumatlar əldə edəcəkdir. Bu elm adamları, dünyanın nəhayət günəşdən sağ çıxacağını və ya məhv ediləcəyini hələ müəyyənləşdirmədiyini söyləyirlər. L 2 Puppisin bu suala cavab verməyin açarı ola biləcəyini düşünürlər.

Bu arada, günəşimiz qırmızı nəhəng fazasına qədər şişəndə ​​Yer kürəsinin son taleyi barədə başqa necə düşünə bilərik? Yuxarıdakı astronom Leen Decinin Yer üzündəki bütün canlıların məhv olması barədə söylədikləri barədə nə deyə bilərsiniz? Bu dəqiqdir? ASAPScience-dəki uşaqlar bunu düşünmürlər. Suala bir başqa cavab vermək üçün aşağıdakı videonu yaratdılar hərəkətli yer kürəsi!

Xülasə: Astronomlar qırmızı nəhəng ulduz L 2 Puppis ətrafında dövr edən bir cisim tapdılar ki, dedikləri bu, yaşlandıqca Yer / günəş sistemimiz haqqında fikirlər verə bilər.


Astronomlar qırmızı fövqəladə ulduzların temperaturunu dəqiq ölçürlər

Qırmızı supergians həyatlarını supernova partlamaları ilə bitirən bir ulduz sinifidir. Həyat dövrləri qismən istiliyinin ölçülməsindəki çətinliklərdən dolayı tam başa düşülmür. Astronomlar ilk dəfə qırmızı supergigantların səth istiliyini təyin etmək üçün dəqiq bir metod inkişaf etdirirlər.

Ulduzlar müxtəlif ölçülərdə, kütlələrdə və kompozisiyalarda olur. Günəşimiz, xüsusən Betelgeuse kimi qırmızı bir supergiant kimi tanınan bir şeylə müqayisədə nisbətən kiçik bir nümunə sayılır. Qırmızı supergigents günəşimizin kütləsindən doqquz dəfə çox olan bir ulduzdur və bütün bu kütlə, öldükləri zaman, bir supernova, xüsusən Type-II supernova olaraq da bilinən nəhəng bir partlayışda həddindən artıq şiddətlə bunu etdikləri anlamına gəlir.

II tip supernova toxumu, həyatı üçün vacib olan elementləri olan kosmos, tədqiqatçılar bunlar haqqında daha çox şey öyrənməyə can atırlar. Hazırda supernova partlayışlarını dəqiq proqnozlaşdırmağın bir yolu yoxdur. Bu tapmacanın bir parçası, fövqəlnövlərdən əvvəlki qırmızı supergigantların təbiətini dərk etməkdədir.

Qırmızı fövqəlgəclərin son dərəcə parlaq və uzaq məsafələrdə görünməsinə baxmayaraq, istilikləri də daxil olmaqla, onlar haqqında vacib xüsusiyyətləri müəyyənləşdirmək çətindir. Bu, onların üst atmosferlərinin mürəkkəb quruluşlarından və digər ulduzlarla işləyə biləcək temperatur ölçmələrinin uyğunsuzluğuna səbəb olur.

Tokyo Universitetinin Astronomiya Bölməsindən məzun olan tələbə Daisuke Taniguchi, "Qırmızı supergiansın temperaturunu ölçmək üçün, görünən və ya spektral bir xüsusiyyət tapmalıyıq, bunların mürəkkəb üst atmosferlərindən təsirlənmədik" dedi. "Absorbsiya xətləri kimi tanınan kimyəvi imzalar ideal namizədlər idi, ancaq təkcə temperaturu ortaya qoyan tək bir xətt yox idi. Ancaq iki fərqli, ancaq əlaqəli - dəmir xəttlərin nisbətinə baxaraq nisbətin özünü əlaqəli tapdıq. istiliyinə qədər. Və bunu tutarlı və proqnozlaşdırılan bir şəkildə etdi. "

Taniguchi və qrupu, uzaq cisimlərin spektral xüsusiyyətlərini ölçmək üçün teleskoplara yapışan WINERED adlı bir alətlə namizəd ulduzları müşahidə etdilər. Dəmirin udma xəttlərini ölçdülər və ulduzların müvafiq temperaturlarını qiymətləndirmək üçün nisbətləri hesabladılar. Bu temperaturları Avropa Kosmik Agentliyinin Gaia kosmik rəsədxanasının əldə etdiyi dəqiq məsafə ölçmələri ilə birləşdirərək tədqiqatçılar ulduzların parlaqlığını və ya gücünü hesabladılar və nəticələrini nəzəriyyəyə uyğun tapdılar.

Taniguchi, "supernovalar və əlaqəli cisimlər və hadisələr haqqında hələ çox şey öyrənməliyik, amma düşünürəm ki, bu tədqiqat astronomların bəzi boşluqları doldurmasına kömək edəcək" dedi. "Nəhəng ulduz Betelgeuse (Orionun çiynində) 2019 və 2020-ci illərdə ömrümüzdə supernovaya girə bilər, gözlənilmədən qaranlıq qalır. Supernovanın nə vaxt və nə vaxt gedə biləcəyini təxmin edə bilsəydik, çox maraqlı olardı. Ümid edirəm yeni texnikamız buna kömək edir səy və daha çox. "


Ulduzların həyat dövrlərini necə təyin edib bəzilərini & quotyoung & quot, bəzilərini & quotold kimi etiketləyirik?

Bu, astronomiyanın ən vacib və maraqlı problemlərindən biridir. Əsasən, fərdi bir ulduzun yaşını dəqiqləşdirmək çox çətindir. Bu əsrin çox hissəsini astronomlardan ulduzların həyat dövrlərini bir araya gətirmək tələb etdi, çünki sadəcə bir ulduzun ömrü boyu izləmək üçün kifayət qədər uzun yaşaya bilmərik. Bir neçə nadir hal istisna olmaqla, insanların çoxu göyə baxmağa başlamazdan əvvəl əksər ulduzlar indiki kimi görünürdü.

Hələ ulduzlar fiziki xüsusiyyətlərinə görə olduqca fərqlənir. Bəziləri Günəşdən milyon dəfə daha işıqlıdır, digərləri isə milyon qat daha az işıq saçır. Pistol ulduzu kimi bəziləri Yerin orbiti qədər böyükdür, digərləri bir şəhər qədər kiçikdir.

Ulduzlar fərqli yaşa, kütlələrə, kompozisiyalara, məsafələrə və ya başqa bir əsas xüsusiyyətə görə bir-birlərindən fərqli görünürlər? Əsas odur ki, yaşı və tərkibi eyni olmalıdır ki, bir qrup ulduz tapmaqdır. Əslində yüzlərlə ulduz qrupu məlumdur. (Yaxınlıqdakı çoxluq, Pleiades çılpaq gözlə görünür.)

Bir dəstədəki ulduzların təsadüfən bir araya gəlməsi ehtimalı çox az olduğu üçün eyni zamanda doğulmalıdır. Eyni anda meydana gəlmişlərsə, eyni kompozisiyaya da sahib olmalıdırlar, çünki tək bir ulduzlararası qaz və toz buludundan yoğuşmuşlar. Nəhayət, ulduz qrupunu göydə birlikdə gördüyümüz üçün hamısı bizdən də eyni məsafədə olmalıdır. Deməli, bir dəstədəki daha parlaq ulduzlar həqiqətən daha parlaqdır. Yəni bir çoxluq içərisində, ulduzları arasında gördüyümüz hər hansı bir fərq, qalan yalnız şeyə görə olmalıdır: kütlə.

Hər bir ümumi qayda üçün istisnalar mövcuddur. Belə bir diaqramdakı ulduzların bir neçə faizi həm çox işıqlı, həm də sərin olduğunu sübut edən Qırmızı Nəhənglərdir. Yüzdə birinin təxminən on dərəcəsi olduqca isti olduğu və buna baxmayaraq çox zəif olduğuna bunlara Ağ Cırtdanlar deyilir.

Bir çox fərqli qrup üçün H-R diaqramlarını müqayisə etdikdə, bir çox isti parlaq ulduza sahib olan bu qrupların ümumiyyətlə bir az görünən qaza sahib olduqlarını və bu da ulduz meydana gəlməsinin sona çatmadığını göstərir. Bu qrup çox nadir hallarda Qırmızı Nəhənglərə və ya Ağ Cırtdanlara sahib deyil. Əslində tendensiya budur ki, bir dəstənin isti və parlaq ulduzları nə qədər az olsa, Qırmızı Nəhənglər və Ağ Cırtdanlar da o qədər çoxdur. Bu fərqliliklərin ən çox ehtimal olunan səbəbi müxtəlif qrupların fərqli yaşa sahib olmasıdır - buna görə də Qırmızı Dəhşətlər və Ağ Cırtdanların böyüdükcə ulduzlara çevrildiklərini çıxardıq.

Ətraflı bir müqayisə ulduzların həyatlarını əsas ardıcıllıqla başladıqlarını və orada çox uzun müddət qaldıqlarını göstərir. Daha sonra Qırmızı Nəhənglərə çevrilirlər, bu mərhələ yalnız yüzdə 10 qədər davam edir - qruplardakı bu kimi ulduzların hissəsinə əsaslanaraq. Nəhayət, əksər ulduzlar Ağ Cırtdanlar olur və bu şəkildə qalırlar. Beləliklə, bir dəstə milyardlarla il ərzində Ağ Cırtdanları yığır.

Ulduz gənclik, orta yaş və ölüm sırası üçün çox şey. Bəs müəyyən bir ulduzun yaşını necə deyə bilərik? Bu daha çətindir. Əsasən, fiziki qanunlardan asılı olmalı və gördüyümüz ulduzların parlaqlığı və istiliyi ilə uyğun gələn müəyyən bir kütlə və kompozisiyanın bir ulduz modelini "qurmalıyıq". Düzgün seçməsək, model "işləməyəcək". Yəni bizə belə bir ulduzun sabit olmadığını və bu səbəbdən mövcud olmadığını izah edir.

Beləliklə, nəticədə ən yaxşı uyğun olan modelin əsas tərkibinə və bir hidrogenin heliuma çevrilməsinə lazım olan vaxta görə bir ulduz yaşı haqqında savadlı bir təxmin edə bilərik. Bu, Günəş kimi əsas seriallar üçün milyardlarla il çəkir. Helyumu karbonlu və daha ağır elementlərə çevirmək çox az vaxt tələb edir (yalnız bir neçə yüz milyondan bir milyard ilədək) və məhz bu modellər Qırmızı Nəhəng ulduzların müşahidə olunan xüsusiyyətlərinə ən uyğun gəlir. Beləliklə, Qırmızı Nəhənglərin çox ömrü qalmamış köhnə ulduzlar olduğu qənaətinə gəldik.

Günəş kimi əsas ardıcıllıqla hidrogen yandıran ulduzlar üçün bir yaşı daraltmanın başqa yolu var. Günəşin 11 illik günəş ləkəsi dövrü olduğu kimi, ulduzların da fəaliyyət dövrləri var, bəzən bir çox, digər vaxtlarında isə bir neçə "ulduz ləkəsi" var. Bu dövrlər, ümumi kalsium elementinin emissiya xətləri kimi aktiv səth bölgələrinin yaydığı spektral xüsusiyyətləri axtararaq aşkar edilə bilər. Modellər bir ulduzun aktivliyinin və bu spektral xüsusiyyətlərin parlaqlığının bir ulduz yaşlandıqca azaldığını göstərir. Beləliklə, əsas ardıcıllıq ulduzunun yaşını təyin etməyin bir yolu bu aktivliyə həssas spektral xüsusiyyətlərin nə qədər parlaq olduğunu ölçməkdir.

Ağ Cırtdan ulduzun yaşı necədir? Bu ulduzlar artıq öz enerjilərini qazanmırlar və yalnız hidrogen və helyum yanma fazlarından isti olduqları üçün parlayırlar. Onlar o qədər kiçik və o qədər isti ki, mütləq sıfırdan bir neçə dərəcə yuxarı olan ulduzlararası məkanın istiliyinə qədər soyumaları milyardlarla il çəkir.

Bir fincan qəhvə düşünün. İlk tökəndə çox isti olur, amma vaxt keçdikcə temperatur düşür. Bir fincan qəhvənin nə qədər sürətlə soyuduğunu bilirsinizsə, indiki istiliyini ölçə və töküldükdən nə qədər keçdiyini təyin edə bilərsiniz. Ağ Cırtdanın rəngini ölçmək asandır və bizə birbaşa istiliyini bildirir. Qırmızı nə qədər çox olursa, o qədər soyuq olur - buna görə də köhnədir.

Qəribədir ki, təxminən 4000 Kelvindən daha soyuq Ağ Cırtdan tapmırıq. Bu istiliyin soyuması üçün təxminən 10 milyard il bir Ağ Cırtdan lazımdır. Beləliklə, qalaktikamızda indi qalıqları Ağ Cırtdanlar olan ilk nəsil ulduzların belə 4000 Kelvinin altında soyumaq şansı olmadığı qənaətinə gəldik. Bu hesabla qalaktikanın və dolayısı ilə bütün kainatın ən az 10 milyard yaşında olması lazımdır.


Videoya baxın: Əgər Günəşə qonşu olan ulduzlar sistemimizdəki planetlərin yerində olsaydılar.. (Dekabr 2021).