Hola amigos: A VUELO DE UN QUINDE EL BLOG., el observatorio GAIA, de la Agencia Espacial Europea - ESA, nos entrega la información que ellos han efectuado del pasado, presente y futuro de El Sol, que estamos en la etapa media de su existencia de 4,500 millones de años, y llegará hasta los 11,800 millones de años que dejará de existir. ... ..siga leyendo.....
https://www.esa.int/Science_Exploration/Space_Science/Gaia/Gaia_reveals_the_past_and_future_of_the_Sun
Todos deseamos poder ver en algún momento el futuro. Ahora, gracias a los datos más recientes de la misión Gaia de cartografía estelar de la ESA, los astrónomos pueden hacer precisamente eso por el Sol. Al identificar con precisión estrellas de masa y composición similares, pueden ver cómo evolucionará nuestro Sol en el futuro. Y este trabajo se extiende mucho más allá de un poco de clarividencia astrofísica.
El tercer lanzamiento importante de datos de Gaia ( DR3 ) se hizo público el 13 de junio de 2022. Uno de los principales productos que surgieron de este lanzamiento fue una base de datos de las propiedades intrínsecas de cientos de millones de estrellas. Estos parámetros incluyen qué tan calientes están, qué tan grandes son y qué masas contienen.
Impresión artística de algunos posibles caminos evolutivos para estrellas de diferentes masas iniciales.
Algunas protoestrellas, las enanas marrones, en realidad nunca se calientan lo suficiente como para encenderse y convertirse en estrellas de pleno derecho, y simplemente se enfrían y se desvanecen.
Las enanas rojas, el tipo de estrella más común, siguen ardiendo hasta que han transformado todo su hidrógeno en helio, convirtiéndose en una enana blanca.
Las estrellas similares al Sol se hinchan hasta convertirse en gigantes rojas antes de inflar sus capas exteriores en una colorida nebulosa mientras sus núcleos se colapsan en una enana blanca.
Las estrellas más masivas colapsan abruptamente una vez que han quemado su combustible, provocando una explosión de supernova o un estallido de rayos gamma, y dejando atrás una estrella de neutrones o un agujero negro.
Gaia toma lecturas excepcionalmente precisas del brillo aparente de una estrella, vista desde la Tierra, y su color. Convertir esas características básicas de observación en las propiedades intrínsecas de una estrella es un trabajo minucioso.
Orlagh Creevey, Observatoire de la Côte d'Azur, Francia, y colaboradores de la Unidad de Coordinación 8 de Gaia, son responsables de extraer dichos parámetros astrofísicos de las observaciones de Gaia. Al hacer esto, el equipo se basa en el trabajo pionero de los astrónomos que trabajaron en el Observatorio de la Universidad de Harvard, Massachusetts, a fines del siglo XIX y principios del XX.
En ese momento, los esfuerzos de los astrónomos se centraron en clasificar la aparición de 'líneas espectrales'. Estas son líneas oscuras que aparecen en el arco iris de colores que se produce cuando la luz de una estrella se divide con un prisma. Annie Jump Cannon ideó una secuencia de clasificación espectral que ordenaba las estrellas según la fuerza de estas líneas espectrales. Posteriormente se descubrió que este orden estaba directamente relacionado con la temperatura de las estrellas. Antonia Maury hizo una clasificación separada basada en el ancho de ciertas líneas espectrales. Más tarde se descubrió que esto estaba relacionado con la luminosidad y la edad de una estrella.
Espectros de absorción : cuando la luz pasa a través de un gas, los átomos y las moléculas del gas absorben ciertos colores o longitudes de onda de esa luz. El resultado es un espectro de absorción: un arco iris con líneas de absorción oscuras .
Espectros de emisión : el mismo gas puede brillar, emitiendo colores muy específicos para formar un espectro de emisión con líneas brillantes conocidas como líneas de emisión.
Cada elemento tiene un conjunto único de líneas de absorción y emisión. El patrón de líneas se conoce como firma espectral. Los espectros de absorción y emisión de cada elemento son inversos entre sí: las longitudes de onda de las líneas de absorción de un elemento en particular son las mismas que las longitudes de onda de sus líneas de emisión. Los astrónomos pueden comparar el espectro de un objeto o material celeste con los espectros de elementos y moléculas conocidos para averiguar de qué está hecho el objeto o material.
La correlación de estas dos propiedades permite trazar cada estrella del Universo en un solo diagrama. Conocido como el diagrama de Hertzsprung-Russell (HR), se ha convertido en una de las piedras angulares de la astrofísica. Diseñado de forma independiente en 1911 por Ejnar Hertzsprung y en 1913 por Henry Norris Russell, un diagrama HR representa la luminosidad intrínseca de una estrella frente a su temperatura superficial efectiva. Al hacerlo, revela cómo evolucionan las estrellas a lo largo de sus largos ciclos de vida.
Si bien la masa de la estrella cambia relativamente poco durante su vida, la temperatura y el tamaño de la estrella varían mucho a medida que envejece. Estos cambios son impulsados por el tipo de reacciones de fusión nuclear que tienen lugar dentro de la estrella en ese momento.
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Más de cuatro millones de estrellas dentro de los cinco mil años luz del Sol se trazan en este diagrama utilizando información sobre su brillo, color y distancia de la segunda publicación de datos del satélite Gaia de la ESA. Se conoce como diagrama de Hertzsprung-Russell en honor a los astrónomos que lo idearon a principios del siglo XX, y es una herramienta fundamental para estudiar las poblaciones de estrellas y su evolución.
Este diagrama de Hertzsprung-Russell, obtenido de una selección de estrellas en el catálogo de la segunda versión de Gaia, es el más detallado hasta la fecha realizado mediante el mapeo de estrellas en todo el cielo, que contiene aproximadamente cien veces más estrellas que el obtenido con datos de la misión Hipparcos de la ESA., el predecesor de Gaia, en la década de 1990. Este nuevo diagrama contiene tanta información altamente precisa que los astrónomos han podido identificar detalles finos que nunca antes se habían visto.
El diagrama de Hertzsprung-Russell se puede imaginar como un retrato de familia estelar: las estrellas se trazan según su color (en el eje horizontal) y brillo (en el eje vertical) y se agrupan en diferentes regiones del diagrama dependiendo principalmente de sus masas, composición química, edades y etapas del ciclo de vida estelar. La información sobre las distancias estelares es fundamental para calcular el verdadero brillo, o magnitud absoluta, de las estrellas.
Las estrellas más brillantes se muestran en la parte superior del diagrama, mientras que las estrellas más débiles se muestran en la parte inferior. Las estrellas más azules, que tienen superficies más calientes, están a la izquierda y las estrellas más rojas, con superficies más frías, a la derecha. La escala de colores de esta imagen no representa el color de las estrellas, pero es una representación de cuántas estrellas se trazan en cada parte del diagrama: el negro representa un número menor de estrellas, mientras que el rojo, el naranja y el amarillo corresponden a un número cada vez mayor de estrellas. .
La franja diagonal grande que cruza el centro del gráfico se conoce como la secuencia principal. Aquí es donde se encuentran las estrellas de pleno derecho que generan energía fusionando hidrógeno en helio. Las estrellas masivas, que tienen colores más azules o más blancos, se encuentran en el extremo superior izquierdo de la secuencia principal, mientras que las estrellas de masa intermedia como nuestro Sol, caracterizadas por colores amarillos, se ubican en el medio. Las estrellas más rojas y de baja masa se encuentran hacia la parte inferior derecha.
A medida que las estrellas envejecen, se hinchan y se vuelven más brillantes y rojas. Las estrellas que experimentan esto se muestran en el diagrama como el brazo vertical que sale de la secuencia principal y gira hacia la derecha. Esto se conoce como la rama gigante roja.
Mientras que las estrellas más masivas se hinchan hasta convertirse en gigantes rojas y explotan como poderosas supernovas, estrellas como nuestro Sol terminan sus días de una manera menos espectacular, convirtiéndose finalmente en enanas blancas, los núcleos calientes de estrellas muertas. Estos se encuentran en la parte inferior izquierda del diagrama.
El gran salto adelante de Hipparcos a Gaia es especialmente visible en la región de la enana blanca del diagrama . Si bien Hipparcos había obtenido mediciones de distancia confiables a solo un puñado de enanas blancas, más de 35 000 de estos objetos se incluyen en este diagrama basado en datos de Gaia. Esto permite a los astrónomos ver la firma de diferentes tipos de enanas blancas, de modo que se puede hacer una diferenciación entre aquellas con núcleos ricos en hidrógeno y aquellas dominadas por helio.
Reconocimiento: Consorcio de análisis y procesamiento de datos de Gaia (DPAC); Carine Babusiaux, IPAG – Université Grenoble Alpes, GEPI – Observatoire de Paris, Francia.
Con una edad de alrededor de 4570 millones de años, nuestro Sol se encuentra actualmente en su cómoda edad media, fusionando hidrógeno en helio y, en general, siendo bastante estable; incluso serio. Ese no será siempre el caso. A medida que el combustible de hidrógeno se agota en su núcleo y comienzan los cambios en el proceso de fusión, esperamos que se hinche hasta convertirse en una estrella gigante roja, bajando la temperatura de su superficie en el proceso. Exactamente cómo sucede esto depende de la cantidad de masa que contiene una estrella y su composición química. Aquí es donde entra DR3.
Orlagh y sus colegas analizaron los datos en busca de las observaciones estelares más precisas que la nave espacial pudiera ofrecer. “Queríamos tener una muestra realmente pura de estrellas con mediciones de alta precisión”, dice Orlagh.
Concentraron sus esfuerzos en estrellas que tienen temperaturas superficiales de entre 3000K y 10 000K porque son las estrellas más longevas de la Galaxia y, por lo tanto, pueden revelar la historia de la Vía Láctea. También son candidatos prometedores para encontrar exoplanetas porque son muy similares al Sol, que tiene una temperatura superficial de 6000K.
Luego, Orlagh y sus colegas filtraron la muestra para mostrar solo aquellas estrellas que tenían la misma masa y composición química que el Sol. Dado que permitieron que la edad fuera diferente, las estrellas que seleccionaron terminaron trazando una línea en el diagrama HR que representa la evolución de nuestro Sol desde su pasado hasta su futuro. Reveló la forma en que nuestra estrella variará su temperatura y luminosidad a medida que envejece.
A partir de este trabajo, queda claro que nuestro Sol alcanzará una temperatura máxima aproximadamente a los 8 mil millones de años, luego se enfriará y aumentará de tamaño, convirtiéndose en una estrella gigante roja alrededor de los 10 a 11 mil millones de años. El Sol llegará al final de su vida después de esta fase, cuando finalmente se convierta en una enana blanca tenue.
Encontrar estrellas similares al Sol es esencial para comprender cómo encajamos en el Universo más amplio. "Si no entendemos nuestro propio Sol, y hay muchas cosas que no sabemos al respecto, ¿cómo podemos esperar comprender todas las otras estrellas que componen nuestra maravillosa galaxia", dice Orlagh.
Es una fuente de cierta ironía que el Sol sea nuestra estrella más cercana y más estudiada, pero su proximidad nos obliga a estudiarlo con telescopios e instrumentos completamente diferentes de los que usamos para observar el resto de las estrellas. Esto se debe a que el Sol es mucho más brillante que las otras estrellas. Al identificar estrellas similares al Sol, pero esta vez con edades similares, podemos cerrar esta brecha de observación.
Para identificar estos 'análogos solares' en los datos de Gaia, Orlagh y sus colegas buscaron estrellas con temperaturas, gravedades superficiales, composiciones, masas y radios similares al Sol actual. Encontraron 5863 estrellas que coincidían con sus criterios.
EL FUTURO DEL SOL :
La evolución de una estrella similar al Sol, derivada de la publicación de datos 3 de la misión Gaia de la ESA, en el llamado diagrama de Hertzsprung-Russell .
El Sol se ilustra en su edad actual de aproximadamente 4.600 millones de años, y el camino evolutivo que seguirá dado que las temperaturas y la luminosidad de una estrella varían con la edad a medida que quema su combustible. Nuestro Sol alcanzará una temperatura máxima aproximadamente a los ocho mil millones de años, luego se enfriará y se moverá a lo largo de este diagrama mientras aumenta lentamente de tamaño. Se convierte en una gigante roja alrededor de los 10-11 mil millones de años de edad, y luego aumenta rápidamente de tamaño de manera significativa. El final de la vida del Sol ocurre poco después, donde eventualmente terminará como una enana blanca tenue y fría.
Ahora que Gaia ha producido la lista de objetivos, otros pueden comenzar a investigarlos en serio. Algunas de las preguntas que quieren respuestas incluyen: ¿todos los análogos solares tienen sistemas planetarios similares al nuestro? ¿Todos los análogos solares giran a un ritmo similar al del Sol?
Con el lanzamiento de datos 3, la instrumentación supremamente precisa de Gaia ha permitido determinar los parámetros estelares de más estrellas con más precisión que nunca. Y esa precisión se extenderá a muchos otros estudios. Por ejemplo, conocer las estrellas con mayor precisión puede ayudar al estudiar galaxias, cuya luz es la fusión de miles de millones de estrellas individuales.
“La misión Gaia ha tocado todos los rincones de la astrofísica”, dice Orlagh.
Entonces, casi con certeza, no solo será el pasado y el futuro del Sol lo que este trabajo ayudará a iluminar.
Para obtener más detalles, consulte ¿Qué tan grandes, cálidas, viejas... son las estrellas? Los parámetros estelares de Gaia.
ESA
Guillermo Gonzalo Sánchez Achutegui
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