Astronomia

Come cambiano le dimensioni delle stelle durante la loro vita nella sequenza principale?

Come cambiano le dimensioni delle stelle durante la loro vita nella sequenza principale?

So che le stelle della sequenza principale aumentano di temperatura e luminosità man mano che invecchiano. Tuttavia, non so come cambino di dimensioni. Si espandono? Se sì, perché si espandono? Crescono molto? Ho provato a cercare la risposta, ma i dettagli erano limitati, quindi apprezzerei una risposta qui.


Potresti voler dare un'occhiata a un libro sulla struttura stellare e sull'evoluzione per questo, come Kippenhahn.

Ma in breve, per una stella come il sole accade quanto segue:

  1. Durante tutta la vita, H viene lentamente convertito in He nel nucleo.
  2. Questo cambia il peso molecolare medio $mu$ del nucleo con il tempo.
  3. La legge idrostatica richiede che la struttura stellare soddisfi $frac{{ m d}P}{{ m d}r} = - ho g(r)$ e $P = frac{ ho k_B T}{mu}$. Come $mu$ aumenta con il tempo nel nucleo, questo diminuisce il supporto di pressione lì e richiede che si riduca. Questo aumenta di nuovo la luminosità ed espande i gusci stellari esterni, aumentando il raggio delle stelle.

Molto approssimativamente.

La stella è in equilibrio idrostatico quindi $$ frac{dP}{dr} = - ho g$$.

Sostituzione $dP/dr$ di $P_c/R$, dove $P_c$ è la pressione centrale e $R$ il raggio, e lasciando $ ho propto M/R^3$ e $g propto M/R^2$, quindi otteniamo $$ P_cpropto frac{M^2}{R^4}$$ Ma la pressione centrale è proporzionale a $ ho T/mu$, dove $T$ è la temperatura interna e $mu$ è la massa molecolare media. Così $$ frac{ ho T}{mu} propto frac{M^2}{R^4}$$ $$ frac{MT}{R^3 mu} propto frac{M^2}{R^4}$$ $$ R propto frac{mu M}{T}$$

Ora durante la vita della sequenza principale, la massa rimane (approssimativamente) costante e $T$ rimane (approssimativamente) costante perché la sensibilità alla temperatura della combustione dell'idrogeno è elevata. Tuttavia, $mu$ aumenta perché 4 idrogeni (4 protoni + 4 elettroni) vengono trasformati in 1 elio (1 nucleo + 2 elettroni). Così $mu$ aumenta (nelle regioni centrali) da 0,5 a 4/3. Quindi il raggio aumenta.

L'aumento del raggio è infatti di circa un fattore 2 durante l'intera durata della sequenza principale.

Un modo diverso di pensarla, più appropriato per stelle di massa solare e superiori, è in termini di trasporto di energia radiativa. L'aumento di $mu$ è anche accompagnato da a diminuire nel numero di elettroni liberi per unità di massa. Ciò riduce l'opacità nelle regioni centrali e diminuisce il gradiente di temperatura. Ciò significa che la stella è più grande per circa la stessa temperatura centrale.


Come cambiano le dimensioni delle stelle durante la loro vita nella sequenza principale? - Astronomia

Una stella è una grande sfera di gas che emette sia calore che luce. Allora da dove vengono le stelle? Cosa succede loro quando invecchiano?

Una galassia contiene nuvole di polvere e gas, oltre a stelle. È nelle nuvole di polvere e gas che nascono le stelle. Man mano che sempre più gas (che è principalmente idrogeno) viene trascinato insieme dalla gravità in una nuvola, la nuvola inizia a ruotare. Gli atomi di gas iniziano a scontrarsi l'uno con l'altro sempre più velocemente. Questo crea energia termica. La nuvola diventa sempre più calda. Alla fine, all'interno della nuvola fa così caldo che accade qualcosa chiamato "fusione nucleare". La nuvola inizia a brillare. La nube di gas incandescente è ora conosciuta come una protostella. La protostella continua a crescere. Una volta che smette di crescere, è conosciuta come una stella della sequenza principale. Una stella della sequenza principale può brillare per milioni di anni o più. La quantità di tempo in cui vive è determinata da quanto è grande.

Stelle medie

Stelle massicce

Che tipo di stelle diventeranno stelle di neutroni mentre si stanno estinguendo?

1) Stelle più piccole del nostro Sole.
2) Stelle più di 10 volte più grandi del nostro Sole.
3) Stelle delle stesse dimensioni del nostro Sole.
4) Stelle da 1,5 a 4 volte più grandi del nostro Sole.


Le giganti rosse sono più piccole di quando erano stelle della sequenza principale?

No, sono molto più grandi di quando erano stelle della sequenza principale.

Spiegazione:

Lo stadio della gigante rossa è il secondo stadio del ciclo di vita di una stella (tipica stella di dimensioni normali), le stelle più massicce cambieranno in supergiganti rosse e meno massicce rimarranno come sono poiché non sappiamo ancora cosa accadrà loro poiché la loro vita è di quasi un trilione di anni.

Tornando alla domanda. Una stella normalmente fonde l'idrogeno in elio, questo è lo stadio della sequenza principale e si dice che la stella sia in equilibrio idrostatico poiché l'energia delle reazioni di fusione contrasta la gravità cercando di far collassare la stella.

Quindi, quando la stella esaurisce il suo serbatoio iniziale di idrogeno, il nucleo collassa a causa della gravità, la temperatura e la pressione diventano improvvisamente adeguate per la fusione dell'elio che è già presente nel nucleo della stella dalla fusione dell'idrogeno, quando la stella inizia per bruciare elio produce ancora più energia di quanta ne producesse bruciando idrogeno, i suoi strati esterni si espandono anche se la sua temperatura diminuisce. La Stella ora diventa un Gigante Rosso ed è per lo più più di 10 volte più grande di quando era nella sua fase di sequenza principale.

Il nostro Sole è nella sua fase di sequenza principale bruciando idrogeno per 4,5 miliardi di anni e continuerà a farlo per circa lo stesso periodo di tempo in futuro. La dimensione del nostro Sole in questo momento è di circa 0,2 AU. Quando il Sole diventa una gigante rossa si stima che la sua dimensione raggiungerà i 2 AU.


Dalla stella della sequenza principale al gigante rosso

Alla fine, tutto l'idrogeno nel nucleo di una stella, dove è abbastanza caldo per le reazioni di fusione, viene esaurito. Il nucleo contiene quindi solo elio, "contaminato" da qualsiasi piccola percentuale di elementi più pesanti con cui la stella doveva iniziare. L'elio nel nucleo può essere pensato come la "cenere" accumulata dalla "combustione" nucleare dell'idrogeno durante la fase della sequenza principale.

L'energia non può più essere generata dalla fusione dell'idrogeno nel nucleo stellare perché l'idrogeno è sparito e, come vedremo, la fusione dell'elio richiede temperature molto più elevate. Poiché la temperatura centrale non è ancora abbastanza alta da fondere l'elio, non esiste una fonte di energia nucleare per fornire calore alla regione centrale della stella. Il lungo periodo di stabilità ora finisce, la gravità riprende il sopravvento e il nucleo inizia a contrarsi. Ancora una volta, l'energia della stella è parzialmente fornita dall'energia gravitazionale, nel modo descritto da Kelvin e Helmholtz (vedi Fonti di sole: energia termica e gravitazionale). Quando il nucleo della stella si restringe, l'energia del materiale che cade verso l'interno viene convertita in calore.

Il calore generato in questo modo, come tutto il calore, fluisce verso l'esterno dove è un po' più fresco. Nel processo, il calore aumenta la temperatura di uno strato di idrogeno che ha trascorso l'intero lungo tempo della sequenza principale appena fuori dal nucleo. Come un sostituto in attesa dietro le quinte di uno spettacolo di successo di Broadway per avere una possibilità di fama e gloria, questo idrogeno era quasi (ma non del tutto) abbastanza caldo da subire la fusione e prendere parte all'azione principale che sostiene la star. Ora, il calore aggiuntivo prodotto dal nucleo che si restringe mette questo idrogeno "oltre il limite" e un guscio di nuclei di idrogeno appena fuori dal nucleo diventa abbastanza caldo da iniziare la fusione dell'idrogeno.

La nuova energia prodotta dalla fusione di questo idrogeno ora si riversa verso l'esterno da questo guscio e inizia a riscaldare gli strati della stella più lontani, facendoli espandere. Nel frattempo, il nucleo di elio continua a contrarsi, producendo più calore intorno ad esso. Ciò porta a una maggiore fusione nel guscio di idrogeno fresco all'esterno del nucleo (Figura 22.2). La fusione aggiuntiva produce ancora più energia, che fluisce anche nello strato superiore della stella.

Figura 22.2. (a) Durante la sequenza principale, una stella ha un nucleo in cui avviene la fusione e un involucro molto più grande che è troppo freddo per la fusione. (b) Quando l'idrogeno nel nucleo è esaurito (fatto di elio, non di idrogeno), il nucleo viene compresso per gravità e si riscalda. Il calore aggiuntivo avvia la fusione dell'idrogeno in uno strato appena fuori dal nucleo. Nota che queste parti del Sole non sono disegnate in scala.

La maggior parte delle stelle in realtà genera più energia ogni secondo quando fondono l'idrogeno nel guscio che circonda il nucleo di elio rispetto a quando la fusione dell'idrogeno era confinata nella parte centrale della stella, quindi aumentano di luminosità. Con tutta la nuova energia che si riversa verso l'esterno, gli strati esterni della stella iniziano ad espandersi e la stella alla fine cresce e cresce fino a raggiungere proporzioni enormi (Figura 22.3).

Figura 22.3. Questa immagine confronta le dimensioni del Sole con quelle di Delta Bootis, una stella gigante, e Xi Cygni, una supergigante. Nota che Xi Cygni è così grande rispetto alle altre due stelle che solo una piccola parte di essa è visibile nella parte superiore della cornice.

Quando togli il coperchio da una pentola di acqua bollente, il vapore può espandersi e si raffredda. Allo stesso modo, l'espansione degli strati esterni di una stella fa diminuire la temperatura in superficie. Mentre si raffredda, il colore generale della stella diventa più rosso. (Abbiamo visto in Radiation and Spectra che un colore rosso corrisponde a una temperatura più fredda.)

Così la stella diventa contemporaneamente più luminosa e più fredda. Sul diagramma H–R, la stella lascia quindi la banda della sequenza principale e si sposta verso l'alto (più luminosa) e verso destra (temperatura superficiale più fredda). Nel tempo, le stelle massicce diventano supergiganti rosse e le stelle di massa inferiore come il Sole diventano giganti rosse. (Abbiamo discusso per la prima volta di queste stelle giganti in The Stars: A Celestial Census qui vediamo come hanno origine tali stelle "rigonfie".) Si potrebbe anche dire che queste stelle hanno "personalità separate": i loro nuclei si stanno contraendo mentre i loro strati esterni si espandono. (Nota che le stelle giganti rosse in realtà non sembrano rosso intenso, i loro colori sono più simili all'arancione o al rosso arancio.)

Quanto sono diverse queste giganti e supergiganti rosse da una stella della sequenza principale? La tabella 22.2 confronta il Sole con la supergigante rossa Betelgeuse, che è visibile sopra la cintura di Orione come la brillante stella rossa che segna l'ascella del cacciatore. Rispetto al Sole, questa supergigante ha un raggio molto più ampio, una densità media molto più bassa, una superficie più fredda e un nucleo molto più caldo.

Confrontando una Supergigante con il Sole
Proprietà Sole Betelgeuse
Massa (2 × 10 33 g) 1 16
Raggio (km) 700,000 500,000,000
Temperatura superficiale (K) 5,800 3,600
Temperatura al cuore (K) 15,000,000 160,000,000
Luminosità (4 × 10 26 W) 1 46,000
Densità media (g/cm 3 ) 1.4 1.3 × 10 –7
Età (milioni di anni) 4,500 10

Le giganti rosse possono diventare così grandi che se dovessimo sostituire il Sole con una di esse, la sua atmosfera esterna si estenderebbe fino all'orbita di Marte o anche oltre (Figura 22.4). Questa è la fase successiva nella vita di una stella mentre si sposta (per continuare la nostra analogia con le vite umane) dal suo lungo periodo di "giovinezza" e "età adulta" alla "vecchiaia". (Dopotutto, molti esseri umani oggi vedono anche i loro strati esterni espandersi un po' man mano che invecchiano.) Considerando le età relative del Sole e di Betelgeuse, possiamo anche vedere che l'idea che "le stelle più grandi muoiono più velocemente" è davvero vera Qui. Betelgeuse ha solo 10 milioni di anni, che è relativamente giovane rispetto ai 4,5 miliardi di anni del nostro Sole, ma si sta già avvicinando alla sua agonia come supergigante rossa.

Figura 22.4. Betelgeuse è nella costellazione di Orione, il cacciatore nell'immagine a destra, è contrassegnato da una "X" gialla vicino in alto a sinistra. Nell'immagine a sinistra, lo vediamo nell'ultravioletto con il telescopio spaziale Hubble, nella prima immagine diretta mai realizzata della superficie di un'altra stella. Come mostrato dalla scala in basso, Betelgeuse ha un'atmosfera estesa così grande che, se fosse al centro del nostro sistema solare, si estenderebbe oltre l'orbita di Giove. (credit: Modifica del lavoro di Andrea Dupree (Harvard-Smithsonian CfA), Ronald Gilliland (STScI), NASA ed ESA)

Supergiganti e Supernove

Una stella che esaurisce l'elio finirà la sua vita in modo molto più drammatico. Quando le stelle molto massicce lasciano la sequenza principale, diventano supergiganti rossi.A differenza di una gigante rossa, quando tutto l'elio in una supergigante rossa è sparito, la fusione continua. Gli atomi più leggeri si fondono in atomi più pesanti fino ad atomi di ferro. La creazione di elementi più pesanti del ferro attraverso la fusione utilizza più energia di quanta ne produca, quindi le stelle non formano normalmente elementi più pesanti. Quando non ci sono più elementi per la fusione della stella, il nucleo soccombe alla gravità e collassa, creando una violenta esplosione chiamata supernova. Un'esplosione di supernova contiene così tanta energia che gli atomi possono fondersi insieme per produrre elementi più pesanti come oro, argento e uranio. Una supernova può brillare tanto quanto un'intera galassia per un breve periodo. Tutti gli elementi con numero atomico maggiore di quello del litio sono stati creati dalla fusione nucleare nelle stelle.


Evoluzione stellare

La nostra stella è piuttosto insignificante. Non è molto grande ed è solo una delle tante stelle nell'universo. È circa a metà della sua vita, in una fase nota come sequenza principale. Tra pochi miliardi di anni, il nostro Sole morirà, ponendo fine a tutta la vita sulla Terra. Il nostro Sole fornisce l'attrazione gravitazionale che mantiene i pianeti e altri oggetti in orbita attorno ad esso e fornisce una fonte di energia che supporta tutta la vita sulla Terra.

La durata della vita di una stella dipende dalla sua massa. Se la stella ha molta materia e quindi una massa elevata, la sua vita sarà più breve. Questo potrebbe sembrare un po' controintuitivo, perché ci si potrebbe chiedere se più combustibile nucleare significherebbe che la stella sarebbe in grado di brillare più a lungo. Le stelle più piccole sono in realtà più efficienti con il carburante che hanno, tuttavia, le stelle più grandi usano il loro combustibile nucleare a un ritmo molto più veloce. La massa di una stella dipende da quanta materia c'era nella nuvola, nota come nebulosa, che ha creato la stella.

Le stelle di massa simile a quella del nostro Sole hanno tutte un ciclo di vita simile. Iniziano come una nebulosa. Una nebulosa è una nuvola di polvere e gas di dimensioni variabili. Per fare una stella delle dimensioni del nostro Sole, avresti bisogno di una nebulosa centinaia di volte la dimensione del nostro sistema solare. Questa nube, che contiene gli elementi costitutivi della stella, collassa a causa della gravità. Man mano che la nuvola si riduce di dimensioni, la sua temperatura aumenta, poiché le particelle che compongono la nuvola si scontrano tra loro. Quando questa nube collassata raggiunge una certa temperatura e pressione, può verificarsi la fusione nucleare. In questa fase, la sfera di gas è conosciuta come protostella. La fusione nucleare è una reazione nucleare in cui due nuclei leggeri si combinano insieme, formando un nucleo e un'energia più pesanti. È questa energia che viene irradiata dall'inizio. La quantità di energia prodotta in queste reazioni può essere calcolata da E=mc2. "E" è la quantità di energia, "m" è la variazione di massa e "c" è la velocità della luce in metri al secondo.

Quando la pressione verso l'esterno della fusione nucleare è bilanciata con la forza gravitazionale che unisce la stella, possiamo descrivere la stella come stabile. Si dice che le stelle che sono stabili come il nostro Sole si trovino nella fase di sequenza principale della vita della stella. Arriva un punto in cui la stella esaurisce il suo combustibile di idrogeno, e questo è quando inizia la fine della vita della stella. Le stelle esauriscono il loro carburante dopo milioni o miliardi di anni, a seconda delle loro dimensioni. Quando la stella esaurisce il suo combustibile, le reazioni nucleari nel suo nucleo non possono continuare. Ciò significa che la pressione verso l'esterno diminuisce, consentendo alla forza di gravità di iniziare il collasso nel nucleo. Gli strati esterni si espandono e si raffreddano leggermente. Questo raffreddamento cambia il colore della stella in un colore rosso. In questa fase, la stella è conosciuta come gigante rossa. Questo sarà il destino della nostra stella tra qualche miliardo di anni. Il nostro Sole si gonfierà e si espanderà fino a poche centinaia di volte rispetto alla sua dimensione originale. Quando ciò accadrà, tutta la vita sulla Terra morirà.

Gli strati esterni della stella poi si allontanano, lasciando un nucleo caldo e denso. Questi possono produrre un fenomeno molto bello noto come nebulosa planetaria. Il nucleo caldo di una nebulosa planetaria è noto come nana bianca. Una nana bianca è una stella morta che brilla ancora a causa del calore residuo. Sono molto densi, con un cucchiaino di una nana bianca con una massa di diverse tonnellate. Nel tempo, questa stella morta si raffredderà e si affievolirà. Questa stella morta che si è raffreddata e non emette più luce è nota come nana nera.

Le stelle che sono molto più grandi della nostra seguono un ciclo diverso durante la loro vita. Mentre le stelle più piccole, come il nostro Sole, sono formate da una nebulosa in collasso, le nebulose delle stelle più grandi contengono molta più materia. Passano anche attraverso una fase di sequenza principale ma hanno una tonalità blu a causa delle temperature più elevate ad essi associate. Quando si tratta della fine della vita delle stelle più grandi, lo fanno in un modo molto più drammatico. Le stelle massicce possono avere nuclei abbastanza caldi e densi da fornire un ambiente in cui può verificarsi la fusione nucleare per elementi aggiuntivi. Come le stelle di massa simile al nostro Sole, anche le stelle massicce crescono quando iniziano a esaurire il combustibile nucleare.

Questo termina in una grande esplosione nota come supernova. Le supernovae sono alcuni degli oggetti più luminosi nel cielo. Si pensa che gli elementi più pesanti del ferro si formino in una supernova. Le stelle morte sono ora conosciute come stelle di neutroni e sono estremamente dense. Se una stella è molto grande e ha una massa sufficiente, potrebbe formarsi un buco nero alla fine della vita della stella massiccia. Un buco nero è un'area dello spazio in cui la gravità è così forte che nemmeno la luce può sfuggire.

Nebulosa Una nebulosa è una nuvola di polvere e gas che collassa sotto il suo stesso peso. Quando la nuvola crolla, diventa più calda. Quando raggiunge una certa temperatura, inizia la fusione nucleare.

Massiccia stella della sequenza principale In questa fase, la pressione delle reazioni di fusione nucleare è bilanciata dalla forza di gravità. La stella trascorrerà milioni o miliardi di anni in questa fase, a seconda delle sue dimensioni.

Supergigante Rossa Quando il combustibile nucleare si esaurisce, la stella aumenta di dimensioni. Man mano che la stella cresce, gli strati esterni si raffreddano, conferendo alla stella un colore rosso.

Supernova questoe il nucleo della stella collassa, provocando una violenta esplosione e lanciando nello spazio gli strati esterni della stella.

Stella di neutroni o Buco nero Ciò che rimane dopo l'esplosione è un nucleo molto denso noto come stella di neutroni. Se la stella è estremamente grande, potrebbe formarsi una stella di neutroni molto densa nota come buco nero. Un buco nero è un'area dello spazio in cui la gravità è così forte che nemmeno la luce può sfuggire.


3 La fine della vita di una stella

Man mano che l'elio viene consumato nel nucleo, viene sostituito da carbonio e ossigeno. Può avere sia un guscio di idrogeno che di elio durante questo periodo. Di nuovo, la stella si espande e la temperatura si raffredda. Mentre il guscio di elio brucia, un vento stellare spazza via gli strati esterni della stella, lasciando dietro di sé il nucleo caldo e massiccio della stella. Questo nucleo aumenta di temperatura quando la stella diventa una nebulosa planetaria, un nucleo circondato da gas in dissipazione. Il nucleo alla fine si oscura e si raffredda, e la stella diventa una nana bianca. Il nucleo della stella continua a bruciare, ma non avviene la fusione degli elementi più pesanti. Durante questo periodo, la temperatura superficiale della stella può variare da 5.000 a 30.000 K, a seconda delle sue dimensioni e della temperatura interna.


Vita delle zone abitabili degli esopianeti attorno alle stelle della sequenza principale

La scorsa settimana, il mio primo articolo di ricerca è stato pubblicato sulla rivista Astrobiologia. Il documento delinea il nostro metodo per stimare per quanto tempo possono esistere condizioni di ‘abitabile’ sui pianeti che sono stati scoperti nella ‘zona abitabile’ – un concetto di cui discuto regolarmente su questo blog e altrove. Il periodo precedente alla sua pubblicazione è stato sorprendentemente frenetico e ha ricevuto molta attenzione da parte dei media. Anche se questo è ottimo per far conoscere la scienza, voglio assicurarmi che ci sia qualcosa disponibile su Internet in cui discuto il documento con parole mie nel caso in cui ci siano idee sbagliate sui nostri risultati.

La zona abitabile descrive un'area intorno a una stella in cui un pianeta, se si scoprisse che orbita all'interno di quest'area, potrebbe avere acqua liquida sulla sua superficie. Stelle di diversa massa e classificazione hanno diverse distanze della zona abitabile, e non tutti i pianeti nella zona abitabile sono abitabili: alcuni potrebbero essere troppo massicci, altri troppo piccoli, molti non avrebbero il giusto mix di costituenti atmosferici, altri potrebbero non avere atmosfera affatto. In effetti, ci sono più ragioni per pensare che i pianeti, sia all'interno che all'esterno della zona abitabile, abbiano maggiori probabilità di essere completamente inadatti alla vita (simile alla Terra) piuttosto che considerare il contrario.

Tuttavia, mentre l'abitabilità è variabile nello spazio, è quasi certamente variabile anche nel tempo. La zona abitabile non è una distanza fissa: i suoi confini si spostano verso l'esterno mentre la stella subisce l'evoluzione della sequenza principale, diventando più grande e più calda nel tempo. Le stelle più massicce (classifiche F, G e K) hanno le vite di sequenza principale più brevi e quindi i confini della zona abitabile attorno a queste stelle migrano verso l'esterno a un ritmo proporzionalmente più rapido. Le stelle di piccola massa, ad esempio le M-stelle, hanno vite lunghe dell'ordine di decine o centinaia di miliardi di anni (della Terra), e quindi le loro zone abitabili sono relativamente più statiche nel tempo. Dovrei sottolineare che il pianeta stesso non si sta muovendo, ma piuttosto stanno cambiando i confini della possibile zona abitabile che si estende intorno alla stella, e i pianeti possono essere lasciati al caldo, o portati dal freddo, mentre la stella invecchia.

Basandosi su questa idea, se è possibile determinare l'estensione della zona abitabile all'inizio e alla fine della vita della sequenza principale della stella utilizzando tecniche di modellazione e stimare l'età approssimativa della stella, allora un tasso di migrazione verso l'esterno dei confini della zona abitabile può essere ricavata. Il tempo che un pianeta trascorre all'interno della zona abitabile può essere considerato il suo "vita della zona abitabile« (HZL). L'HZL di un pianeta è un fattore importante quando si considera la possibilità di vita su questi mondi. Un pianeta con un lungo periodo abitabile è forse più probabile che ospiti organismi complessi che richiedono più tempo per evolversi, se assumiamo che l'evoluzione per selezione naturale sia una costante universale, che opera in modo simile nei potenziali sistemi esobiologici come fa su Terra.

Abbiamo accoppiato un modello di evoluzione stellare, con la classica zona abitabile e l'abbiamo applicato a pianeti che erano già stati scoperti nella zona abitabile dai lavoratori del Planetary Habitability Laboratory. I meccanismi di feedback (bio)geochimici che operano sul singolo pianeta per tamponare il clima influenzeranno i confini della zona abitabile, ma poiché questi processi sono complessi e probabilmente dipendenti dal pianeta, li abbiamo esclusi e abbiamo assunto condizioni costanti. Abbiamo fatto le stesse ipotesi sulle atmosfere dei pianeti che hanno fatto gli autori originali del modello della zona abitabile (Kasting et al. 1993): un'atmosfera ricca di azoto, con circa 300 ppm di anidride carbonica e senza nuvole o altra fisica o chimica atmosferica complessa.

Tuttavia, questo ha prodotto alcuni risultati interessanti. La Terra sembra essere abitabile forse per 6,29 miliardi di anni (Gyr), ma questo esclude l'influenza degli umani e la nostra fastidiosa abitudine di pompare CO2 in più nell'atmosfera. Questo ovviamente non può spiegare altri eventi casuali (asteroidi ecc.), ed è importante ricordare che non stiamo tenendo conto dei cicli biogeochimici naturali del pianeta per tamponare il clima – questo è un quadro molto semplificato . Fortunatamente per noi, queste stime sono simili a quelle prodotte da altri modelli più complessi e incentrati sulla Terra, quindi siamo stati felici di continuare a provare ad applicare il modello semplice su altri pianeti con ragionevole sicurezza.

Anche altri esopianeti potenzialmente abitabili se la cavano abbastanza bene. Kepler 22b potrebbe essere abitabile per 4,3 Gyr, Gliese 581g (se esiste!) Sarà abitabile per 11,2 Gyr, mentre il suo vicino Gliese 581d potrebbe essere clemente per 42 Gyr! Una quantità enorme di tempo. Questo sistema stellare ha già circa 8 Gyr di età, quindi entrambi questi pianeti sarebbero candidati molto interessanti per ulteriori studi.

La nostra intenzione era di fornire queste cifre in modo che potessero essere incorporate nelle metriche di abitabilità in futuro per catturare l'aspetto temporale dell'abitabilità planetaria. Inoltre, speriamo che questo quadro possa essere utilizzato con altre formulazioni di zone abitabili (esistono già diverse versioni aggiornate) che si concentrano su diversi aspetti del sistema planetario. Inoltre, speriamo di poter identificare pianeti interessanti per ulteriori studi da futuri telescopi spaziali o campagne SETI. Questi sarebbero pianeti che sono stati abitabili per un tempo simile o maggiore alla Terra, perché pensiamo che l'evoluzione dell'intelligenza richiederà un tempo molto, molto lungo, quindi avrebbe senso individuare mondi con lunghi HZL.

Ho notato dalle moltissime interviste che ho fatto che la macchina da stampa è una bestia rapida, ma inefficiente. Mi preoccupo ora che lo scopo del documento (trovare esopianeti abitabili come la Terra) sia stato eclissato dal fatto che lo abbiamo testato prima sulla Terra e che stiamo facendo una dichiarazione definitiva su quanto tempo possiamo vivere comodamente qui. Non siamo. La Terra è o prova, il nostro standard, il nostro controllo. I comunicati stampa che ho visto hanno messo tutta l'enfasi su questa piccola parte del progetto, (e sul fatto che dovremmo spostarci su Marte!), mentre in realtà abbiamo solo convalidato il modello rispetto ad altri modelli più complessi per la Terra, e giunto a una conclusione simile.

Oltre a ciò, ora sembra che alcune persone abbiano preso il mio lavoro per dimostrare che il cambiamento climatico indotto dall'uomo avrà scarsi effetti a lungo termine e che mina la ricerca sul clima. Questa non era davvero la mia intenzione. Se avessi potuto, in primo luogo avrei evitato tutte le discussioni sul cambiamento climatico antropogenico, perché stavamo indagando su una questione diversa (abitabilità esoplanetaria a lungo termine, forzata dal sole) utilizzando uno strumento diverso. Tuttavia, la mia istituzione (l'Università dell'East Anglia) ha una solida reputazione per la scienza del clima e sostengo pienamente i risultati dei miei colleghi dell'UEA e altrove che illustrano gli effetti sul riscaldamento dell'aumento dei livelli di CO atmosferica2 nei tempi umani, e ho fatto il possibile per menzionarlo nelle mie interviste. Quando affermiamo che la Terra rimarrà nella zona abitabile per 1,7 miliardi di anni in più, per necessità abbiamo lasciato fuori dall'equazione tutto ciò che gli esseri umani potrebbero fare nel frattempo all'atmosfera.


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Stella della sequenza principale di massa elevata HighS:

Le stelle con masse maggiori di circa otto volte il nostro sole condividono alcune somiglianze con le loro controparti di piccola massa, ma divergono anche notevolmente nel modo in cui si evolvono dalla sequenza principale superiore. Come le stelle di piccola massa, le stelle di grande massa consumeranno tutto il loro idrogeno nel nucleo, e quindi inizieranno a fondere l'elio mentre bruceranno l'idrogeno in un guscio sottile attorno al nucleo di elio. Questo riscaldamento provoca anche l'espansione della stella, ma la sua luminosità e le sue dimensioni ora sminuiscono quelle delle giganti rosse, inserendole in un altro tipo spettrale ancora più luminoso chiamato supergiganti rosse.

Queste stelle continueranno a fondere elementi successivamente più pesanti nei loro nuclei, ma possono andare oltre la capacità di fondere carbonio e ossigeno nel loro nucleo, fino al ferro. Il ferro è il nucleo più strettamente legato di tutti gli elementi, quindi la fusione di elementi oltre questo richiede effettivamente un input di energia, invece di estrarre energia che normalmente sosterrebbe la stella contro la sua stessa gravità. A questo punto il nucleo della stella collasserà oltre la punta di una nana bianca, poiché il nucleo ha così tanta massa che nemmeno la pressione di degenerazione degli elettroni può fermare l'implacabile assalto gravitazionale. Il nucleo collassa ulteriormente finché gli elettroni non si combinano con i protoni. Rimane una palla di neutroni super densa che ha approssimativamente le dimensioni di New York City. Ancora una volta entra in gioco il principio di esclusione di Pauli che impedisce ai neutroni di occupare gli stessi stati della meccanica quantistica, producendo quella che è nota come pressione di degenerazione dei neutroni. Potrebbero esserci casi in cui la gravità sarà più forte persino della pressione di degenerazione dei neutroni e il nucleo potrebbe collassare in un buco nero.

Al momento del collasso del nucleo, si verifica qualcosa di spettacolarmente violento noto come Supernova. Queste sono tra le esplosioni più violente dell'universo, quelle in cui l'energia prodotta può essere maggiore della somma netta di tutta l'energia prodotta durante la vita precedente della stella. Le supernova sembrano precursori della morte, ma la vita come la conosciamo oggi sarebbe impossibile senza di loro. Le stelle possono solo fondere elementi fino al ferro nei loro nuclei infuocati, ma tutti gli elementi più pesanti possono essere formati nelle supernove, poiché le loro temperature sono così alte che anche gli elementi pesanti possono essere sintetizzati. Quando queste stelle massicce esplodono, il loro intero contenuto viene spinto verso l'esterno arricchendo la loro galassia con elementi pesanti che ora possono contribuire a successive epoche di formazione stellare e planetaria.


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