Słońce nie jest typową gwiazdą we Wszechświecie
Od niepamiętnych czasów zastanawialiśmy się: „Czy Słońce jest tylko typową gwiazdą?”
Od swoich najwcześniejszych początków do ostatecznego rozmiaru przed zaniknięciem, gwiazdy podobne do Słońca będą rosły od swoich obecnych rozmiarów do rozmiaru czerwonego olbrzyma (~ orbita Ziemi) do średnicy do ~ 5 lat świetlnych. Największe znane mgławice planetarne mogą osiągać w przybliżeniu dwa razy większe rozmiary, do około 10 lat świetlnych średnicy, ale nic z tego nie musi oznaczać, że Słońce jest typową, przeciętną gwiazdą.
W XVII wieku Christiaan Huygens oszacował odległość do Syriusza, zakładając, że jest to odległa gwiazda podobna do Słońca.
Syriusz A i B, odpowiednio bardziej niebieska i jaśniejsza gwiazda niż nasze Słońce i biały karzeł, sfotografowane przez teleskop kosmiczny Hubble’a. Syriusz A jest najjaśniejszą gwiazdą na niebie, ale wczesne szacunki jego odległości były niskie, ponieważ nie uwzględniały faktu, że Syriusz jest około 20 razy jaśniejszy od naszego Słońca.
Jego wynik, 0,4 lat świetlnych, nie uwzględnia wewnętrznych różnic między gwiazdami.
(Nowoczesny) system klasyfikacji widmowej Morgana – Keenana, z zakresem temperatur każdej klasy gwiazd pokazanym powyżej, w kelwinach. Przytłaczająca większość (80%) dzisiejszych gwiazd to gwiazdy klasy M, przy czym tylko 1 na 800 to gwiazdy klasy O lub klasy B, wystarczająco masywne, aby mogła powstać supernowa z zapadnięciem się jądra. Nasze Słońce jest gwiazdą klasy G, niczym się nie wyróżniającą, ale jaśniejszą niż wszystkie z wyjątkiem ~5% gwiazd. Tylko około połowa wszystkich gwiazd istnieje w izolacji; druga połowa jest związana z systemami wielogwiazdkowymi.
Gwiazdy mają różne właściwości: masę, kolor, temperaturę, jonizację, metaliczność, wiek itp.
Ta część zdjęcia Arp 143 z Hubble’a pokazuje nowe gwiazdy (na niebiesko) powstałe w wyniku usuwania gazu, ogrzewania i wstrząsów w przestrzeni między dwoma głównymi członkami galaktyki. Gwiazdy formowały się we Wszechświecie przez ostatnie 13,6 miliarda lat, ale te, które przetrwały do dziś, nie powstawały równomiernie ani w tych samych warunkach w całej historii kosmosu.
Chociaż Słońce nie jest wyjątkowym kosmicznym zjawiskiem odstającym, nie jest też do końca typowe.
W ciągu 50 dni, z łącznym czasem obserwacji wynoszącym ponad 2 miliony sekund (odpowiednik 23 pełnych dni), eXtreme Deep Field (XDF) Hubble’a zostało skonstruowane z części wcześniejszego obrazu Ultra Deep Field wykonanego przez Hubble’a. Łącząc światło od ultrafioletu, poprzez światło widzialne, aż do bliskiej podczerwieni Hubble’a, XDF reprezentował najgłębszy pogląd ludzkości na kosmos: rekord, który przetrwał, dopóki nie został pobity przez JWST. W czerwonym polu, w którym Hubble nie widzi żadnych galaktyk, przegląd JADES wykonany przez JWST ujawnił najdalszą dotychczas galaktykę: JADES-GS-z13-0. Ekstrapolując poza to, co widzimy, na to, co wiemy i oczekujemy, że musi istnieć, wnioskujemy, że w obserwowalnym Wszechświecie jest łącznie około 2 sektylionów gwiazd.
Z około dwoma sekstylionami (~ 2 × 1021) gwiazd w obserwowalnym Wszechświecie, jak je porównujemy?
Tempo powstawania gwiazd we Wszechświecie jako funkcja przesunięcia ku czerwieni, które samo w sobie jest funkcją czasu kosmicznego. Ogólny wskaźnik (po lewej) pochodzi z obserwacji zarówno w ultrafiolecie, jak iw podczerwieni i jest niezwykle spójny w czasie i przestrzeni. Należy zauważyć, że dzisiejsze formowanie się gwiazd to tylko kilka procent tego, co było u szczytu, i że przytłaczająca większość gwiazd powstała w ciągu pierwszych ~ 4-5 miliardów lat naszej kosmicznej historii. Maksymalnie tylko około ~ 15% wszystkich gwiazd powstało w ciągu ostatnich 4,6 miliarda lat.
Większość istniejących obecnie gwiazd powstało dawno temu: ~11 miliardów lat temu.
To spojrzenie na gwiazdy znalezione w najgęstszym obszarze Mgławicy Oriona, w pobliżu serca Gromady Trapez, pokazuje współczesne spojrzenie na obszar formowania się gwiazd w Drodze Mlecznej. Jednak właściwości formowania się gwiazd zmieniają się w czasie kosmicznym, od galaktyki do galaktyki, w różnych promieniach od centrum galaktyki itp. Wszystkie te i inne właściwości muszą być brane pod uwagę, aby porównać Słońce z ogólną populacją gwiazd we Wszechświecie.
Nasze Słońce, które urodziło się 4,6 miliarda lat temu, jest młodsze niż 85% wszystkich gwiazd.
Galaktyki porównywalne z dzisiejszą Drogą Mleczną są liczne w całym kosmosie, ich masa wzrosła i obecnie mają bardziej rozwiniętą strukturę. Młodsze galaktyki są z natury mniejsze, bardziej niebieskie, bardziej chaotyczne, bogatsze w gaz i mają mniejszą gęstość ciężkich pierwiastków niż ich współczesne odpowiedniki, a ich historie formowania się gwiazd ewoluują w czasie. Większość gwiazd we Wszechświecie powstała nieproporcjonalnie dawno temu, a nie stosunkowo niedawno.
Większość gwiazd to czerwone karły: chłodne, o małej masie i niezwykle długowieczne.
To zdjęcie pokazuje najbliższy Ziemi układ gwiezdny: układ Alfa Centauri. Jasna gwiazda po lewej stronie zdjęcia to zarówno Alfa Centauri A, jak i Alfa Centauri B, których większość współczesnych teleskopów nie może rozdzielić na dwie gwiazdy, podczas gdy Proxima Centauri jest bardzo słaba i zakreślona na czerwono. Jest to obecnie najbliższy Ziemi układ gwiezdny; Proxima Centauri jest czerwonym karłem, podobnie jak ~75-80% wszystkich gwiazd, ale znacznie różni się od mniej pospolitych gwiazd, takich jak Słońce czy Alfa Centauri A.
Nasze Słońce, gwiazda klasy G, jest masywniejsze niż 95% gwiazd.
Ten widok z Hubble’a gromady kulistej Terzan 5, znajdującej się zaledwie 22 000 lat świetlnych od nas w naszej własnej Drodze Mlecznej, ujawnia jej jasne jądro i gwiazdy o szerokiej gamie kolorów i mas. Jakkolwiek wspaniałe jest to zdjęcie z Hubble’a z 2022 roku, najjaśniejsze gwiazdy na nim to największe wyewoluowane olbrzymy i gwiazdy o największej masie, które przetrwały. Większość gwiazd jest słaba i mało masywna i ledwo widoczna na obrazie takim jak ten.
Większość gwiazd ma niższą metaliczność niż nasza: frakcję obecnych pierwiastków ciężkich.
Ta oznaczona kolorami mapa pokazuje obfitość pierwiastków ciężkich w ponad 6 milionach gwiazd w Drodze Mlecznej. Gwiazdy w kolorze czerwonym, pomarańczowym i żółtym są na tyle bogate w ciężkie pierwiastki, że powinny mieć planety; gwiazdy oznaczone kolorem zielonym i cyjanowym rzadko powinny mieć planety, a gwiazdy oznaczone kolorem niebieskim lub fioletowym nie powinny mieć żadnych planet wokół siebie. Należy zauważyć, że centralna płaszczyzna dysku galaktycznego, rozciągająca się aż do jądra galaktycznego, może potencjalnie zawierać skaliste planety nadające się do zamieszkania.
Nasze Słońce ma większe wzbogacenie niż ~ 93% wszystkich gwiazd.
Te wykresy pokazują szacunkową gęstość tempa formowania się gwiazd jako funkcję przesunięcia ku czerwieni i metaliczności formujących się gwiazd. Chociaż istnieje znaczna niepewność, można bezpiecznie stwierdzić, że gdzieś pomiędzy około 3% a 20% wszystkich gwiazd ma zawartość pierwiastków ciężkich większą lub równą zawartości naszego Słońca, przy czym większość szacunków mieści się w granicach zaledwie 4-10%.
Tylko połowa wszystkich gwiazd to „singlety”, takie jak nasze Słońce; druga połowa istnieje w systemach wielogwiazdkowych.
Chociaż w ostatnich latach planety znajdowano w układach trójskładnikowych, większość z nich krąży albo w pobliżu pojedynczej gwiazdy, albo na orbitach pośrednich wokół centralnego układu podwójnego, a trzecia gwiazda jest znacznie dalej. GW Orionis jest pierwszym kandydatem na system, który posiada planetę krążącą wokół wszystkich trzech gwiazd jednocześnie. Około 35% wszystkich gwiazd znajduje się w układach podwójnych, a kolejne 10% w układach trójskładnikowych; tylko około połowa gwiazd to singlety, takie jak nasze Słońce.
Zwykle też nie jesteśmy świetliści.
Kiedy obszar formowania się gwiazd staje się tak duży, że rozciąga się na całą galaktykę, galaktyka ta staje się galaktyką gwiazdotwórczą. Tutaj Henize 2-10 ewoluuje w kierunku tego stanu, z młodymi gwiazdami w wielu miejscach i aktywnymi gwiezdnymi żłobkami w wielu miejscach w całej galaktyce. Gdybyśmy zliczyli liczbę gwiazd w galaktyce i pomnożyli tę liczbę przez stosunek światła do masy Słońca, zaniżylibyśmy całkowity strumień o stosunek około 3 do 1.
Ogólny stosunek jasności do masy gwiazd jest trzykrotnie większy niż nasz.
Brązowe karły o masie około 0,013-0,080 mas Słońca będą łączyć deuter + deuter w hel-3 lub tryt, pozostając w przybliżeniu tego samego rozmiaru co Jowisz, ale osiągając znacznie większe masy. Czerwone karły są tylko nieznacznie większe, ale nawet pokazana tutaj gwiazda podobna do Słońca nie jest pokazana w skali; miałby około 7 razy większą średnicę niż gwiazda o małej masie.
Najwyraźniej normalność obejmuje ogromny zakres.
Ta gwiazda Wolfa-Rayeta, znana jako WR 31a, znajduje się około 30 000 lat świetlnych stąd, w gwiazdozbiorze Kila. Zewnętrzna mgławica wyrzuca wodór i hel, podczas gdy gwiazda centralna pali się w temperaturze ponad 100 000 K. W stosunkowo niedalekiej przyszłości gwiazda ta wybuchnie jako supernowa, wzbogacając otaczający ją ośrodek międzygwiazdowy w nowe, ciężkie pierwiastki. Z wyjątkiem gwiazd o najniższej masie, zewnętrzne, bogate w wodór warstwy gwiazd zostaną wyrzucone z powrotem do ośrodka międzygwiazdowego po ustaniu syntezy jądrowej w jądrze gwiazdy. Chociaż gwiazdy Wolfa-Rayeta są rzadkie, mieszczą się w zakresie „normalności” dla gwiazdy.
Głównie wyciszony poniedziałek opowiada astronomiczną historię za pomocą obrazów, elementów wizualnych i nie więcej niż 200 słów. Mów mniej; uśmiechaj się więcej.
