מחזור החיים של השמש שלנו החל לפני כ -4.6 מיליארד שנה. בעוד כ -4.5 עד 5.5 מיליארד שנים, כאשר הוא יאזל את אספקת המימן והליום שלו, הוא ייכנס לשלב ענף הענק האדום (RGB), שם הוא יתרחב לכמה פעמים מגודלו הנוכחי ואולי אפילו יצרוך את כדור הארץ! ואז, כשהגיע לסוף מחזור חייו, מאמינים שהוא יתפוצץ מהשכבות החיצוניות שלו ויהפוך לגמד לבן.
עד לא מזמן, האסטרונומים לא היו בטוחים כיצד זה יתקיים והאם השמש שלנו תגיע כערפילית פלנטרית (כמו שרוב הכוכבים האחרים ביקום שלנו). אך הודות למחקר חדש שנערך על ידי צוות אסטרונומים בינלאומי, כעת מבינים כי השמש שלנו תסיים את מעגל החיים שלה על ידי הפיכתה לטבעת מסיבית של גז ואבק בין-כוכבי זוהרים - המכונה ערפילית פלנטרית.
המחקר שלהם, שכותרתו "חוסר ההסתגלות של הגיל המסתורי של הפסקת פונקצית הזוהר של הערפילית הפלנטרית", פורסם לאחרונה בכתב העת המדעי טבע. המחקר הובל על ידי Krzysztof Gesicki, אסטרופיזיקאי מאוניברסיטת ניקולאוס קופרניקוס, פולין; וכלל את אלברט זיילסטרה ומילר מילטר ברטולאמי - פרופסור מאוניברסיטת מנצ'סטר ואסטרונום המכון האסטרופיסיקה דה לה פלאטה (IALP), ארגנטינה, בהתאמה.
בערך 90% מכלל הכוכבים בסופו של דבר כערפילית פלנטרית, העוקבת אחר המעבר שהם עוברים בין היותם ענק אדום וגמד לבן. עם זאת, בעבר המדענים לא היו בטוחים אם השמש שלנו תלך באותה דרך, מכיוון שנחשבה שהיא לא מסיבית מספיק כדי ליצור ערפילית פלנטרית גלויה. כדי לקבוע אם זה המקרה, הצוות פיתח מודל נתונים כוכבני חדש אשר חוזה את מחזור החיים של הכוכבים.
מודל זה - שלפיו הם מכנים פונקציית הזוהר פלנטרית ערפילית (PNLF) - שימש כדי לחזות את בהירות המעטפה שנפלטה עבור כוכבים בהמונים וגילאים שונים. מה שהם מצאו היה שהשמש שלנו הייתה מסיבית מספיק כדי לסיים כערפילית קלושה. כפי שהסביר פרופ 'זיילסטרה בהודעה לעיתונות מאוניברסיטת מנצ'סטר:
"כשכוכב נפטר הוא מוציא לחלל מסה של גז ואבק - המכונה המעטפה שלו. המעטפה יכולה להיות עד מחצית המסה של הכוכב. זה חושף את גרעין הכוכב, שבשלב זה בחיי הכוכב הולך ואוזל דלק, בסופו של דבר מכבה ולבסוף מת. רק אז הגרעין החם גורם למעטפה שנפלטה להאיר בהיר במשך כ- 10,000 שנה - תקופה קצרה באסטרונומיה. זה מה שמגלה את הערפילית הפלנטרית. חלקם כה בהירים עד שניתן לראותם ממרחקים גדולים במיוחד, העומדים בעשרות מיליוני שנות אור, שם הכוכב עצמו היה קלוש מכדי לראות אותו. "
מודל זה התייחס גם לתעלומה מתמשכת באסטרונומיה, וזו הסיבה שהערפיליות הבהירות ביותר בגלקסיות רחוקות נראות שכולן יש אותה בהירות. לפני בערך 25 שנה, החלו האסטרונומים להתבונן בכך, וגילו שהם יכולים לאמוד את המרחק לגלקסיות אחרות (בתיאוריה) על ידי בחינת הערפיליות הפלנטריות המוארות ביותר שלהם. עם זאת, המודל שיצר Gesicki ועמיתיו סתר את התיאוריה הזו.
בקיצור, זוהר של ערפילית פלנטרית לא לרדת למסת הכוכב שיוצר אותו, כפי שהונח בעבר. "כוכבים ישנים, בעלי מסה נמוכה, צריכים ליצור ערפיליות פלנטריות חלשות בהרבה מכוכבים צעירים ומסיביים יותר", אמר פרופ 'זיילסטרה. "זה הפך מקור לסכסוך מזה 25 שנה. הנתונים אמרו שאפשר להשיג ערפיליות פלנטאריות בהירות מכוכבים בעלי מסה נמוכה כמו השמש. הדגמים אמרו שזה לא אפשרי, דבר שפחות מכפול מכמות השמש תתן לערפילית פלנטרית קלושה מכדי לראות. "
בעיקרו של דבר, הדגמים החדשים הדגימו כי לאחר שכוכב יפלט את המעטפה שלו, הוא יתחמם פי שלושה מהר ממה שהדגמים הישנים יותר הצביעו - מה שמקל הרבה יותר על כוכבים בעלי מסה נמוכה ליצור ערפילית פלנטרית בהירה. הדגמים החדשים גם הצביעו על כך שהשמש נמצאת כמעט בדיוק במנותק התחתון לכוכבים בעלי מסה נמוכה שעדיין תפיק ערפילית פלנטרית גלויה, אם כי קלושה. כל דבר קטן יותר, הוסיף פרופ 'זיילסטרה, לא יביא ערפילית:
"גילינו שכוכבים בעלי מסה פחות מפי 1.1 ממסת השמש מייצרים ערפילית חלשה יותר, וכוכבים מסיביים יותר משלוש המוני שמש ערפיליות בהירות יותר, אך להמשך הבהירות החזויה קרובה מאוד למה שנצפה. הבעיה נפתרה, אחרי 25 שנה! "
בסופו של דבר, למחקר זה ולמודל שהצוות הציג יש כמה השלכות מועילות באמת על אסטרונומים. לא רק שהם ציינו בביטחון מדעי מה יקרה לשמש שלנו עם מותה (לראשונה), הם גם סיפקו כלי אבחון רב עוצמה לקביעת ההיסטוריה של היווצרות הכוכבים לכוכבי גיל הביניים (בני כמה מיליארד שנים) ) בגלקסיות רחוקות.
זה גם טוב לדעת שכאשר השמש שלנו תגיע לתום תוחלת החיים, מיליארדי שנים מעכשיו, כל צאצאים שנשאיר אחרינו יוכלו להעריך את זה - גם אם הם מסתכלים על המרחקים העצומים של החלל.
