Skąd wiemy jaka będzie przyszłość Słońca? Własnej przecież nie potrafimy przewidzieć

Niedawno sonda Solar Orbiter wykonała najlepsze w historii zdjęcie całej tarczy słonecznej i korony. Jego wycinek widać na fotografii wejściowej do tego tekstu. Poniżej inny fragment tego zdjęcia porównuje rozmiar Ziemi i naszej dziennej gwiazdy. Oryginalna fotografia ma 83 Mpix rozdzielczości i wykonana została w dalekim ultrafiolecie. Odpowiada on promieniowaniu elektromagnetycznemu o długości fali 17 nm, które jest daleko poza możliwościami teleskopu kosmicznego Webb, a nawet Hubble’a, który potrafi obserwować w bliższych światłu widzialnemu pasmach UV.

To jednak żadna różnica, bo Webb, ani Hubble, nie byłyby w stanie obserwować Słońca. Dla tych teleskopów jest ono po prostu zbyt jasne. Tym zadaniem zajmuje się z kolei europejska sonda Solar Orbiter, czyli wyspecjalizowane obserwatorium słoneczne, które obiegając Słońce obserwuje jego różne części, ze szczególnym naciskiem na okolice podbiegunowe.

Obserwacje Słońca prowadzone są także z Ziemi przez teleskopy słoneczne. Potrafimy wywoływać sztuczne zaćmienia Słońca, analizować jego skład, astronomowie parają się nawet taką dziedziną jak słoneczna sejsmologia. Jednak z samych obserwacji Słońca nie bylibyśmy w stanie powiedzieć nic o jego wieku, jego przyszłości. Potrzebny do tego był przełom naukowy jakiego doświadczyliśmy w początkach XX wieku, gdy poznaliśmy świat w skali atomowej i subatomowej. A także bardzo dokładne obserwacje podobnych Słońcu gwiazd, które rozsiane są po Galaktyce, co czynimy po dziś dzień.

Gwiazdy mają bardzo ciekawą własność. Są przewidywalne, o ile dobrze znamy ich skład chemiczny, masę. Możemy przewidzieć jak długo taka gwiazda będzie świecić i co się z nią stanie u schyłku jej istnienia jako zwykłej gwiazdy. Kompletnie inaczej jest w przypadku człowieka. Nawet jeśli w szkolnej klasie znalazłyby się dzieci o takiej samej wadze i wzroście, umiejętnościach fizycznych i intelektualnych, odżywiające się zgodnie z tą samą dietą, to przyszłość każdego z nich nakreślona może być odmiennie. Owszem można założyć, że zgodnie z zainteresowaniami dana osoba będzie kontynuować edukację w danym kierunku, ale to co wydarzy się potem nie jest wiadome dopóki nie nastąpi.

W ewolucji gwiazdy też mogą co prawda wystąpić epizody nieprzewidywalnych zjawisk, ale wciąż jesteśmy w stanie takie zmiany uwzględnić opisując dzieje gwiazdy.

Gwiazdy żyją dokładnie tyle na ile pozwalają im prawa natury przy danej masie i składzie chemicznym. O ile nie wydarzy się nic nieprzewidywalnego, identyczne gwiazdy mają taką samą przyszłość

Podstawowa wiedza o tym jak gwiazdy się formują i jak zależnie od masy ewoluują, to nie jest oczywiście żadna nowość. Taką wiedzę można wynieść nawet ze szkoły, o ile nauczyciel znajdzie czas na kurs podstaw astronomii.

Jednak samo modelowanie ewolucji gwiazd to wciąż tylko teoretyczne rozważania, dlatego nie ma to jak porównanie ich z realnymi danymi. A te zapewniają nam miliony gwiazd na naszym niebie. Im dokładniejsze są pomiary tym lepiej. Obecnie najbogatszym zestawem takich danych jest katalog tworzony na podstawie obserwacji teleskopu kosmicznego Gaia. Dysponujemy już trzecią wersją katalogu, w którym znajdują się te istotne dla opisu ewolucji gwiazdy dane o masie, składzie chemicznym, odległości, jasności.

Teleskop kosmiczny Gaia zawiera bazę 1,8 miliarda gwiazd, z których kilkaset milionów ma dokładnie określoną temperaturę, masę, wiek, barwę i metaliczność, a kilka milionów dodatkowo dokładną analizę składu chemicznego

Te dane astronomowie umieszczają na tak zwanym diagramie Hertzsprunga-Russella (HR). Każda gwiazda ma na nim ściśle określoną pozycję. Diagram łączy takie własności gwiazd jak temperatura, kolor, jasność obserwowana i rzeczywista. Te dane można powiązać z typem widmowym (wynika on z obserwacji spektroskopowych gwiazd), masą i rozmiarem gwiazdy, a także jej wiekiem. Odpowiadające im linie można nanieść na wspomniany wykres.

Diagram Hertzsprunga Russella, opracowany w drugiej dekadzie XX wieku niezależnie przez dwóch naukowców (Ejnar Hertzsprung oraz Henry Norris Russell), w podstawowej wersji łączący jasność gwiazdy i jej efektywną temperaturę powierzchniową, to jedno z najważniejszych narzędzi do analizy danych obserwacyjnych dla gwiazd. Zarówno fotometrycznych jak i spektroskopowych. Przydatny jest między innymi w ocenie wieku populacji gwiazdowych

W teorii tworzenie diagramu HR wydaje się bardzo proste. W praktyce ostateczny komplet danych stanowią kolumny liczb, które trzeba nanieść na wykres, lecz ich uzyskanie wymaga ciężkiej pracy. Najpierw teleskopu, potem zespołu, który na podstawie obserwacji jest w stanie określić między innymi skład chemiczny gwiazd i to minimalizując błędy pomiarowe.

Gwiazdy w trakcie życia w niewielkim stopniu zmieniają masę i skład chemiczny. Za to ich temperatura i rozmiar ulegają dużym wahaniom, szczególnie w późnych etapach ewolucji. Dlatego łatwo stworzyć wykres na którym znajdą się gwiazdy podobne do Słońca, ale na różnych etapach istnienia. Jeśli takich gwiazd jest dużo, to można do punktów diagramu dopasować krzywą, która będzie wskazywała na najbardziej prawdopodobną ścieżkę rozwoju Słońca.

Analizę danych z teleskopu Gaia przeprowadziła Orlagh Creevey z Obserwatorium Lazurowego Wybrzeża we Francji we współpracy z 8 Jednostką Koordynacji Danych Gaia. Tworzone były ścieżki ewolucji dla gwiazd o różnym składzie chemicznym i masie, ale dla nas szczególnie ciekawe są wyniki dotyczące Słońca.

Wiedzę, że Słońce ma obecnie około 4,57 miliarda lat zawdzięczamy modelom ewolucji gwiazd o danej masie, a tę możemy wywnioskować z obserwacji spektroskopowych, astrometrycznych. Przydatne są także analizy składu materii, która powstała mniej więcej w tym samym czasie co Słońce. To skały znajdowane na Ziemi, ale także te przywiezione z Księżyca.

Po uwzględnieniu opisanej wyżej analizy danych z teleskopu Gaia wiemy, że to mniej więcej połowa życia Słońca. To w zasadzie przewidywano już dawno temu, ale jak wspomniałem obecnie mamy najprecyzyjniejszy zestaw danych, który to potwierdza.

Wynika z niego także, że Słońce jeszcze długo będzie stabilnie spalać wodór w swoim wnętrzu. Pod koniec swojego życia jako zwykłej gwiazdy, w wieku 8 miliardów lat, stopniowo jaśniejące Słońce osiągnie swoją maksymalną temperaturę powierzchni. Potem będzie się rozszerzać, wciąż spalając wodór, ale już w otoczce wokół jądra, a nie w samym jądrze. Jednocześnie jego temperatura powierzchniowa będzie spadać. Po około 10-11 miliardów lat od swoich narodzin, Słońce osiągnie fazę czerwonego olbrzyma.

To także wiedza powszechna, ale, ponownie podkreślam, coraz lepiej weryfikowana przez obserwacje.

Dalsze etapy ewolucji Słońca nie są dokładnie opisane na podstawie danych Gaia, ale wedle naszej wiedzy, Słońce przejdzie jeszcze etap skurczenia się i ponownej ekspansji, gdy rozpoczną się kolejne procesy spalania, a w końcu po odrzuceniu zewnętrznych warstw przejdzie w fazę ciemnego, choć gorącego białego karła, który z czasem będzie stygł. Powyższe wideo pokazuje zmianę pozycji Słońca na diagramie HR w połączeniu z informacją o wieku (wyrażony w miliardach lat) i animacją rozmiaru (zmiany wielkości nie odzwierciedlają jednak rzeczywistości) oraz jego koloru.

Odpowiedź jest prosta. Nie tylko z czystej ciekawości, a także po to by doprecyzować już posiadaną przez nas wiedzę na temat ewolucji gwiazd, w tym naszego Słońca. Po to by dokładniej zrozumieć procesy zachodzące w gwiazdach, których znajomość może przydać się ludzkości. Brzmi to kuriozalnie, ale przecież w poszukiwaniu najefektywniejszych źródeł energii staramy się naśladować do pewnego stopnia właśnie procesy takie jak te, które zachodzą w gwiazdach.

Precyzja danych z teleskopu Gaia i stworzonych na ich postawie diagramów będzie też przydatna przy badaniu odległych populacji gwiazd, w tym innych galaktyk. Ich obserwacje, dokładne pomiary odległości są istotne dla dokładnego nakreślenia tego jak ewoluuje nasz Wszechświat.

W danych Gaia wykryto także 5863 gwiazdy praktycznie identyczne jak Słońce. Zarówno rozmiarami jak i grawitacją powierzchniową (rozmiarem i masą), składem chemicznym oraz wiekiem. Obserwacje tych gwiazd w poszukiwaniu planet to z kolei ciekawe wyzwanie, które pomoże nam odpowiedzieć na pytanie, jak duże jest prawdopodobieństwo powstawania układów planetarnych wokół gwiazd takich jak Słońce.

Źródło: ESA, inf. własna