Υπάρχει μία συναίνεση της επιστημονικής κοινότητας πως ο Ήλιος μας θα πεθάνει σε περίπου πέντε δισεκατομμύρια χρόνια, αλλά ο τρόπος που θα γίνει αυτό δεν ήταν εντελώς ξεκάθαρο. Μία διεθνής ομάδα αστρονόμων λοιπόν, κατέληξε στο συμπέρασμα πως θα μεταμορφωθεί σε έναν τεράστιο δακτύλιο φωτεινών, διαστρικών αερίων και σκόνης, ένα πλανητικό νεφέλωμα δηλαδή.

Αυτός ο τρόπος θανάτου λαμβάνει χώρα στο 90% των άστρων, ενώ προηγείται η μετάβαση του άστρου από έναν ερυθρό γίγαντα σε έναν λευκό νάνο. Επί χρόνια, οι επιστήμονες δεν ήταν σίγουροι αν το ίδιο θα συμβεί και στο δικό μας Ήλιο, καθώς θεωρούσαν πως έχει πολύ μικρή μάζα για να δημιουργήσει ένα ορατό πλανητικό νεφέλωμα. Για να το διαπιστώσουν, ανέπτυξαν ένα νέο αστρικό μοντέλο που προβλέπει τον κύκλο ζωής των άστρων.

Όταν ένα άστρο πεθαίνει, εκτοξεύει μία μάζα αερίων και σκόνης στο διάστημα. Αυτά μπορούν να αποτελούν έως και το μισό της μάζας του άστρου. Η διαδικασία αποκαλύπτει τον πυρήνα του άστρου και μέχρι αυτό το στάδιο το άστρο έχει εξαντλήσει τα αποθέματα ενέργειάς του, σβήνει και πεθαίνει. Μόνο τότε ο καυτός πυρήνας κάνει τα εκτοξευόμενα υλικά να λάμπουν για περίπου 10.000 χρόνια – μία σύντομη περίοδος για την αστρονομία. Αυτό είναι που κάνει ορατό το πλανητικό νεφέλωμα. Κάποια είναι τόσο φωτεινά που μπορούμε να τα δούμε από τεράστιες αποστάσεις δεκάδων εκατομμυρίων ετών φωτός, ενώ το ίδιο το άστρο είναι πολύ αχνό για να φανεί.

Πριν 25 χρόνια οι αστρονόμοι ανακάλυψαν πως αν δούμε ένα πλανητικό νεφέλωμα σε έναν άλλο γαλαξία, οι φωτεινότεροι έχουν πάντα την ίδια φωτεινότητα. Βρήκαν λοιπόν πως μπορούσαμε να δούμε πόσο μακριά ήταν ένας γαλαξίας απλά από την εμφάνιση του φωτεινότερού του πλανητικού νεφελώματος. Θεωρητικά λοιπόν, αυτό θα λειτουργούσε για κάθε τύπο γαλαξιών. Παρόλο που τα δεδομένα ήταν σωστά, τα επιστημονικά μοντέλα διαφωνούσαν.

Αρχαία άστρα με μικρή μάζα δημιουργούν ένα πολύ πιο αχνό πλανητικό νεφέλωμα από τα πιο νεαρά, μεγαλύτερα άστρα. Τα δεδομένα έλεγαν πως μπορούσαμε να έχουμε φωτεινά πλανητικά νεφελώματα από άστρα με μικρή μάζα όπως ο Ήλιος μας, αλλά τα μοντέλα έλεγαν πως ήταν αδύνατο. Οτιδήποτε μικρότερο από τη διπλάσια μάζα του Ήλιου μας θα έπρεπε να παράγει ένα πλανητικό νεφέλωμα το οποίο θα ήταν υπερβολικά αχνό για να το δούμε.

Τα νέα μοντέλα έδειξαν όμως πως αμέσως μετά από την εκτόξευση των αερίων και της σκόνης, το άστρο θερμαίνεται τρεις φορές περισσότερο από αυτό που έδειχναν τα παλαιότερα μοντέλα. Έτσι, είναι πολύ ευκολότερο για ένα άστρο με χαμηλή μάζα όπως η Ήλιος, να σχηματίσει ένα φωτεινό πλανητικό νεφέλωμα. Η ομάδα βρήκε πως με τα νέα μοντέλα, ο Ήλιος έχει ακριβώς τη χαμηλότερη μάζα που απαιτείται για να παράγει ένα ορατό, αν και αχνό, πλανητικό νεφέλωμα. Άστρα ακόμα και ελάχιστα μικρότερα, δεν μπορούν.

Βρήκαμε πως άστρα με μάζα μικρότερη από 1.1 φορές τη μάζα του Ήλιου παράγουν πιο αχνά νεφελώματα και άστρα μεγαλύτερα από 3 φορές τη μάζα του Ήλιου παράγουν φωτεινότερα νεφελώματα, αλλά για τα υπόλοιπα η προβλεπόμενη φωτεινότητα είναι πολύ κοντά σε αυτό που έχει παρατηρηθεί. Το πρόβλημα λύθηκε μετά από 25 χρόνια. Αυτό είναι πολύ καλό αποτέλεσμα. Όχι μόνο έχουμε τώρα ένα τρόπο να μετράμε την παρουσία άστρων ηλικίας μερικών δισεκατομμυρίων ετών σε μακρινούς γαλαξίες – κάτι το οποίο είναι εξαιρετικά δύσκολο να μετρήσουμε – αλλά βρήκαμε τι θα κάνει και ο δικός μας Ήλιος όταν πεθάνει.

ΠΗΓΗ