Tähtitiede

Milloin todettiin ensimmäisen kerran, että aurinko on tähti?

Milloin todettiin ensimmäisen kerran, että aurinko on tähti?

Pelkästään taivaalle katsominen ei ole lainkaan ilmeistä, että aurinko on tähti: tähdet ovat kiinnittyneet taivaan palloon, ne ovat pistemäisiä eivätkä kovin kirkkaita, kun taas aurinko on iso (tähtiin verrattuna) pallo joka liikkuu taivaan läpi ja tuottaa paljon valoa. Jos haluat tietää, että ne ovat tosiasiallisesti samanlaisia ​​esineitä, sinun on ensin selvitettävä, että tähdet ovat paljon kauempana.

Milloin oletettiin ensimmäisen kerran, että auringolla ja tähdillä voi olla sama luonne? Mikä oli ensimmäinen havaintoelementti, jota käytettiin tuon idean varmuuskopiointiin?


Aion olla epämääräinen, koska se riippuu siitä, mitä tarkoitat sanalla "määritä". Mikä puolestaan ​​riippuu siitä, mitä tieteessä tarkoittaa "tietää". Tähille on olemassa erittäin hyvä malli, joka ennustaa, että plasmapallot, joiden ydinfuusio estää romahtamisen, näyttävät auringolta läheltä ja näyttävät tähdiltä kaukaa. Joten ihmiset uskovat, että sekä auringolla että tähdillä on sama luonne. Vaikka on kuitenkin suoraa näyttöä ydinfuusiosta auringossa (neutriinot), ei ole samaa todistetta tähtien fuusiosta. Joten voidaan väittää, että tätä ei ole "määritetty", ja tieteellisen löydön luonteen vuoksi se ei ehkä koskaan ole.

Se riippuu myös siitä, mitä tarkoitat "samalla luonteella". Entä jos oletetaan, että kahdella asialla on sama luonne, mutta olemme täysin väärässä objektin luonteesta. Meillä ei ollut todellista ymmärrystä tähtien ytimestä vasta 1930-luvulla, ja täytämme edelleen yksityiskohtia.

Varhaiset väitteet, joiden mukaan aurinko on tähti, perustuivat yleisiin todisteisiin ja joihinkin virheellisiin tai ainakin outoihin uskomuksiin. Myöhemmät löydöt osoittivat, kuinka tähtimainen aurinko todellisuudessa on, mutta ei ollut Eureka-äitiä; ei ole yksittäistä tapahtumaa, johon voit osoittaa, että joku löysi tämän.

Anaxagoras 400-luvulla eKr ehdotti tätä tai jotain tällaista. Hän ehdotti, että aurinko oli sulan metallin pallo ja tähdet olivat tulisia kiviä, joten jotain "samanlaista" hän ehdotti, että aurinko ja tähdet repivät maasta ja syttyivät sitten. Hän luultavasti luuli, että meteorit olivat "putoavia tähtiä" ja saattavat liittää meteoriitit meteoreihin. Hän uskoi melkein varmasti, että aurinko oli suurempi kuin tähdet. Joten "samaa luonnetta", mutta aurinko oli suurin tähdistä. Hän on merkittävä, koska hän on todennäköisesti ensimmäinen, joka antaa fyysisen teorian tähtitieteellisen ruumiin luonteesta. Hän teki ensimmäiset askeleet taivastutkimuksen tuomiseksi luonnonfilosofiaan tai "fysiikkaan".

Anaxagoras oli ensimmäinen hypoteesi siitä, että aurinko ja tähdet saattavat olla samanlaisia.

Ajatuksen siitä, että aurinko ei ole erityinen, ehdottaa Kopernikus, ja siitä mölynettiin Copernicuksen julkaisun jälkeisenä aikana; se sisältyy implisiittisesti joihinkin Galileon töihin. Giordano Bruno antoi kuitenkin täyden painoarvon tälle ajatukselle. Hänen todisteensa näyttää olevan vain ollut, että jos aurinko olisi hyvin kaukana, se näyttäisi tähdeltä. Havainto oli taivaan paljain silmin katsominen. Hän ei näytä arvioineen kuinka kaukana tähdet olisivat, koska hänellä ei ollut mitään tapaa mitata auringon tähtien todellista kirkkautta, mutta hän ilmoitti selvästi, että:

"Oman tähtemme ja maailmamme koostumus on sama kuin niin monien muiden tähtien ja maailmojen kuin voimme nähdä."

(Ja "omalla tähdellä" hän tarkoittaa "aurinkoa")

Vasta 1700-luvun puolivälissä löydettiin todellisia todisteita siitä, että tähdet ovat samanlaisia ​​kuin aurinko. Angelo Secchi analysoi tähtivaloa spektroskopian avulla ja huomasi, että se oli hyvin samanlainen kuin auringonvalo. Siihen mennessä, vaikka Secchi oli vahvistamassa ortodoksista asemaa pikemminkin kuin ehdottanut uutta löytöä.

Tähtien parallaksin mittauksen myötä toinen palapelin pala asettui paikalleen, kun etäisyys tähtiin voitiin mitata, havaittiin, että niiden kirkkaus ja spektri ovat verrattavissa aurinkoon. Ja ydinfysiikan kehitys 30-50-luvulla osoitti, kuinka tähdet ja aurinko voisivat toimia samanlaisilla ydinvoimaloilla.

Joten tähän kysymykseen ei ole yksinkertaista vastausta. Tämä ei ollut äkillinen paradigman muutos. Pikemminkin se oli asteittainen prosessi. Jos kuitenkin tarvitset vain yhden nimen ripustettavaksi tähän ajatukseen, Bruno näyttää olevan ensimmäinen, joka väittää selvästi, että tähdillä on täsmälleen sama luonne kuin aurinko.

(Paljon otettu osoitteesta http://www.astronomytrek.com/who-discovered-the-sun-is-a-star/)


Tähtien etäisyydet: ratkaistaan ​​pitkäaikaisia ​​mysteerejä tähtitieteen ensimmäisistä parallakseista

Saksan liittovaltion postilaitoksen vuonna 1984 antama postimerkki Friedrich Wilhelm Besselin 200-vuotispäivän kunniaksi. Luotto: © Bundesministerium der Finanzen (BMF). Suunnittelu: Hermann Schwahn, Johann Eduard Wolffin maalauksen perusteella.

Vuonna 1838 Friedrich Wilhelm Bessel voitti kilpailun ensimmäisen etäisyyden mittaamiseksi muuhun tähteemme kuin Auringoomme trigonometrisen parallaksin kautta - asettamalla maailmankaikkeuden ensimmäisen asteikon. Viime aikoina Mark Reid ja Karl Menten, jotka harjoittavat parallaksimittauksia radiossa aallonpituuksilla, tutustui Besselin alkuperäisiin julkaisuihin "hänen" tähdestään, 61 Cygni, julkaistu Astronomische Nachrichten (Tähtitieteelliset huomautukset). Vaikka he pystyivät yleensä toistamaan Besselin ja kahden nykyajan 1800-luvun tähtitieteilijän, tunnetun Friedrich Georg Wilhelm von Struven ja Thomas Hendersonin, tulokset, he havaitsivat, miksi jotkut näistä varhaisista tuloksista olivat tilastollisesti ristiriidassa nykyaikaisten mittausten kanssa.

Kunnioituksesta Besseliä kohtaan Reid ja Menten päättivät julkaista havainnot myös Astronomische Nachrichten. Vuonna 1821 perustettu se oli yksi ensimmäisistä tähtitieteellisistä aikakauslehdistä maailmassa ja on vanhin, jota vielä julkaistaan.

Etäisyyden tunteminen tähtitieteellisiin kohteisiin on perustavan tärkeää koko tähtitieteen kannalta ja arvioidaksemme paikkamme maailmankaikkeudessa. Muinaiset kreikkalaiset sijoittivat liikkumattomat "kiinteät" tähdet kauempana kuin taivaalliset pallot, joilla heidän mielestään planeetat liikkuivat. Kysymys "kuinka kauas?" vältti vastauksen vuosisatojen ajan sen jälkeen, kun tähtitieteilijät alkoivat yrittää puuttua siihen. Asiat nousivat kärkeen 1830-luvun lopulla, kun kolme tähtitieteilijää nollasi eri tähtiä viettämällä monia öitä kaukoputkillaan, usein ankarissa olosuhteissa. Friedrich Wilhelm Bessel voitti kilpailun vuonna 1838 ilmoittamalla, että etäisyys kaksoistähtijärjestelmään 61 Cygni on 10,4 valovuotta. Tämä osoitti, että tähdet eivät ole vain vähän kauempana meistä kuin planeetat, mutta yli miljoona kertaa kauempana - todella muutostulos, joka uudisti täysin maailmankaikkeuden mittakaavan sellaisena kuin se tunnettiin 1800-luvulla.

Besselin mittaus perustui trigonometriseen parallaksimenetelmään. Tämä tekniikka on pohjimmiltaan kolmiomittaus, jota katsastajat käyttävät etäisyyksien määrittämiseen maalla. Tähtitieteilijät mittaavat "lähellä olevan" tähden näennäisen sijainnin paljon kauempana oleviin tähtiin nähden käyttämällä maapallon kiertorataa Auringon ympäri tarjoamaan erilaisia ​​näkökulmia vuoden aikana.

Besselin täytyi tehdä kipua mittaavat mittauksensa lähes 100 yön ajan kaukoputkellaan. Tähtitieteilijät ovat nyt paljon ”tehokkaampia”. Gaia-avaruusoperaatio mittaa tarkkoja etäisyyksiä sadoille miljoonille tähdille, millä on suuri vaikutus tähtitieteeseen. Linnunradan spiraalivarret läpäisevän tähtienvälisen pölyn vuoksi Gaialla on vaikeuksia havaita galaktisen tason tähtiä, jotka ovat kauempana Auringosta kuin noin 10000 valovuotta - tämä on vain 20% Linnunradan koosta, joka on yli 50000 valoa vuotta. Siksi edes yhtä voimakas tehtävä kuin Gaia, ei tuota galaksimme perusasettelua, jonka monista näkökohdista on vielä keskustelua - jopa spiraalivarsien lukumäärä on epävarma.

Mark Reid Astrofysiikan keskuksesta | Harvard-Smithsonian ja Karl Menten Max Planckin radioastronomiatutkimuslaitoksesta (MPIfR) aloittivat projektin etäisyyksien määrittämiseksi Linnunradan spiraalivarsiin rajoittuneista radiolähteistä. Heidän valitsemansa kaukoputki on Very Long Baseline Array, kokoelma kymmenestä radioteleskoopista, jotka ulottuvat Havaijilta länteen Yhdysvaltojen itäkärkiin. Yhdistämällä kaikkien 10 kaukoputken signaalit tuhansien kilometrien päähän toisistaan, voidaan tehdä kuvia siitä, mitä silmämme ovat herkkiä radioaalloille ja erotettu lähes maapallon koosta.

Tämän projektin toteuttaa kansainvälinen työryhmä, jossa MPIfR: n tutkijat tekevät merkittävän panoksen - MPIfR: n johtaja Karl Menten on ollut hedelmällisessä yhteistyössä Mark Reidin kanssa yli 30 vuoden ajan. Kun projektin alkuvaiheessa keskusteltiin tarttuvasta lyhenteestä, he päättivät nimetä sen Palkki- ja spiraalirakenteen perintötutkimus, lyhyesti sanottuna BeSSeL-tutkimus. Heillä oli tietysti mielessään suuri tähtitieteilijä ja matemaatikko sekä parallaksin edelläkävijä Friedrich Wilhelm Bessel.

Kuten kaikessa kokeellisessa tai havaintotieteessä, mittauksilla on merkitys vain, jos niiden epävarmuustekijät voidaan määrittää luotettavalla tavalla. Tämä on myös leipä ja voi radioastrometriassa, ja BeSSeL-projektin tähtitieteilijät ovat kiinnittäneet siihen erityistä huomiota. Besselin aikana tähtitieteilijät olivat oppineet kiinnittämään huomiota mittausvirheisiin ja ottamaan ne huomioon tulostaessaan tietojaan. Tähän liittyi usein tylsiä laskelmia, jotka tehtiin kokonaan lyijykynällä ja paperilla. Luonnollisesti Besselin kaliiperin tutkija oli hyvin tietoinen seuraamaan kaikkia asioita, jotka saattavat vaikuttaa hänen havaintoihinsa. Hän tajusi, että kaukoputken lämpötilan vaihtelut voivat vaikuttaa kriittisesti hänen herkiin mittauksiinsa. Besselillä oli loistava instrumentti observatoriossaan Königsbergissä Preussissa (nykyinen venäläinen Kaliningrad), joka tuli nerokkaalta instrumenttivalmistajalta Joseph Fraunhoferilta ja oli viimeinen, jonka hän rakensi. Vaihtelevalla lämpötilalla oli kuitenkin suuri vaikutus parallaksimittauksen edellyttämiin havaintoihin, jotka on levitettävä koko vuodelle. Jotkut niistä tehdään kuumalla kesällä ja toiset kylmillä talviöillä.

Mark Reid kiinnostui Besselin alkuperäisestä teoksesta ja opiskeli paperit 61 Cygni. Hän huomasi pieniä epäjohdonmukaisuuksia mittauksissa. Vastatakseen näihin hän ja Karl Menten alkoivat kaivaa syvemmälle alkuperäistä kirjallisuutta. Besselin paperit julkaistiin ensin saksaksi Astronomische Nachrichten, vaikka jotkut otteet käännettiin englanniksi ja ilmestyivät Kuukausittaiset ilmoitukset Royal Astronomical Society -yhtiöltä. Siksi oli tutkittava alkuperäisiä saksankielisiä versioita, joissa Mentenin kotimainen saksankieli oli hyödyllinen.

Reid ja Menten myös tarkastelivat Besselin lähimpien kilpailijoiden tuloksia. Etelä-Afrikassa Kapkaupungissa työskennellyt Thomas Henderson kohdisti Centaurin, tähtijärjestelmän, jonka tiedetään nyt olevan lähinnä aurinkoamme. Pian sen jälkeen, kun Bessel ilmoitti tuloksensa, Henderson julkaisi etäisyyden tähän tähtiin.

Tunnettu tähtitieteilijä Friedrich Georg Wilhelm von Struve mitasi Lyraen (Vega). Kirjallisuushaku von Struven tiedoista aiheutti etsintätyötä. Yksityiskohtainen kuvaus siitä julkaistiin vain latinaksi lukuisan monografian lukuna. MPIfR-kirjastonhoitaja jäljitti kopion Baijerin osavaltion kirjastoon, joka toimitti sen sähköisessä muodossa. On jo pitkään ollut mysteeri siitä, miksi von Struve ilmoitti alustavan matkan Vegaan, vuosi ennen Besselin 61 Cygni -tulosta, vain tarkistamaan sen kaksinkertaistamaan etäisyyden myöhemmin uusilla mittauksilla. Vaikuttaa siltä, ​​että von Struve käytti ensin kaikkia mittauksiaan, mutta lopulta menetti luottamuksen joihinkin ja heitti ne pois. Jos hän ei olisi tehnyt niin, hän olisi todennäköisesti saanut enemmän luottoa.

Reid ja Menten voivat yleensä toistaa kaikkien kolmen tähtitieteilijän saamat tulokset, mutta havaitsivat, että von Struve ja Henderson aliarvioivat joitain mittausepävarmuustekijöistään, mikä sai heidän parallaksinsa näyttämään jonkin verran merkittävämmältä kuin ne todellisuudessa olivat. "Besselin olkapään yli katsominen oli merkittävä kokemus ja hauska", sanoo Mark Reid. "Tämän teoksen katseleminen sekä tähtitieteellisessä että historiallisessa yhteydessä on ollut todella kiehtovaa", Karl Menten toteaa.

Viite: & # 8220Ensimmäiset tähtien parallaksit tarkastelivat uudelleen & # 8221, kirjoittaneet Mark J.Reid ja Karl M.Menten, 2. marraskuuta 2020, Astronomische Nachrichten.
DOI: 10.1002 / asna.202013833
arXiv: 2009.11913

Taustatieto

Tähtien parallaksin periaate: Yksi haluaa määrittää etäisyyden D läheiseen (etualan) tähteen. Vuoden kuluessa kyseisen tähden sijainti muuttuu ilmeisesti suhteessa kaukaisiin taustatähtiin ja määrää ellipsin, joka on projektio maapallon kiertoradalta Auringon ympäri. Sen puolisuuri akseli on parallaksikulma p. Etäisyys "tähtitieteellisissä yksiköissä" annetaan sitten yksinkertaisesti D = 1 / p. Yksi tähtitieteellinen yksikkö, AU, maa-aurinko-etäisyys on noin 150 miljoonaa kilometriä. Etäisyyttä, jolla kohteen parallaksi olisi 1 kaarisekunti, kutsutaan yhdeksi parsekiksi (pc). Se on tähtitieteilijöiden käyttämä perusmatkan yksikkö ja vastaa noin 3,26 valovuotta eli 206000 AU.


Milloin todettiin ensimmäisen kerran, että aurinko on tähti? - Tähtitiede

Osta minun tavarani

Pidä huono tähtitiede lähellä sydäntäsi ja auta minua saastaiseksi rikkaaksi. Hei, se on joko tämä tai yksi niistä todella ärsyttävistä PayPalin lahjoituspainikkeista täällä.

Etäisyys aurinkoon

Kuinka tähtitieteilijät määrittelivät ensin etäisyyden auringosta, ja mitä menetelmiä käytettiin? Kuinka varhaiset tähtitieteilijät määrittivät etäisyyden maan ja auringon välillä, ja mitä menetelmää käytetään nykyään avaruuden etäisyyksien määrittämiseen?

(Ensinnäkin, nopea huomautus: tämä on pitkä selitys. Tämän lopussa on sarja linkkejä, joissa on suppeammat kuvaukset, jotka vastaavat kysymykseesi etäisyyksistä. En tiedä hyviä lähteitä, joissa olisi tietoa siitä, kuinka maa-aurinko etäisyys löydettiin ensin, joten kirjoitin siihen pidemmän kuvauksen.)

1600-luvun lopulla tähtitieteilijät olivat määrittäneet etäisyydet muihin aurinkokunnan planeetoihin suhteessa maapallon etäisyyteen Auringosta. Esimerkiksi he tiesivät, että Jupiter oli noin viisi kertaa etäisempi auringosta kuin maa. Ongelmana oli, etteivät he tienneet kuinka kaukana aurinko oli! Tietämättä maapallon todellista etäisyyttä Aurinkoon (kutsutaan tähtitieteelliseksi yksiköksi tai AU: ksi), he eivät tienneet kuinka kaukana muut planeetat olivat. Tiedämme nyt, että AU on noin 150 miljoonaa kilometriä. Mutta miten se löydettiin ensimmäisen kerran?

Vuonna 1653 tähtitieteilijä nimeltä Christian Huygens (lausutaan nimellä "Hoy-gens") löysi ensimmäisenä tämän etäisyyden. Hän käytti erittäin fiksua ideaa, mutta kuten näet hetkessä, hänen täytyi arvata yksi numeroistaan. Puhtaan sokean sattuman kautta hän arvasi oikein, joten hänen mittauksensa AU: sta on olennaisesti oikea. Koska hänen päättäväisyytensä ei kuitenkaan ollut tiukka, varsinainen ensimmäinen mittaus hyvitetään yleensä Cassinille, joka käytti menetelmää, johon sisältyi Marsin parallaksin saaminen. Cassini teki tämän vuonna 1672.

Joten kuinka Huygens teki sen? Hän tiesi, että Venus osoitti vaiheita, kun niitä katsottiin kaukoputken kautta, aivan kuten meidän oma Kuu. Hän tiesi myös, että Venuksen todellinen vaihe riippui kulmasta, jonka se teki auringon kanssa nähdessään maasta. Kun Venus on Maan ja Auringon välissä, sen takapuoli on valaistu, joten näemme Venuksen olevan pimeä. Kun Venus on auringon kaukaisimmalla puolella maasta, voimme nähdä koko puoliskon itseämme kohti valaistuina, ja Venus näyttää olevan täysikuu. Kun Venus, aurinko ja maa muodostavat suorakulman, Venus näyttää puoliksi valaistu, kuin puoliksi kuu.

Jos nyt voit mitata minkä tahansa kahden sisäisen kulman kolmiosta ja tietää sen yhden sivun pituuden, voit määrittää toisen sivun pituuden. Koska Huygens tiesi Aurinko-Venus-Maa-kulman (vaiheista) ja pystyi suoraan mittaamaan Aurinko-Maa-Venus-kulman (yksinkertaisesti mittaamalla Venuksen näennäinen etäisyys auringosta taivaalla), tarvitsi vain tietää etäisyys maasta Venukseen. Sitten hän voisi käyttää yksinkertaista trigonometriaa saadakseen maa-aurinko-etäisyyden.

Tässä Huygens kompastui. Hän tiesi, että jos mittaat kohteen näennäiskoon ja tiesit sen todellisen koon, saatat löytää etäisyyden kohteeseen. Huygens luuli tietävänsä Venuksen todellisen koon käyttämällä sellaisia ​​epätieteellisiä tekniikoita kuin numerologia ja mystiikka. Näitä menetelmiä käyttäen hän ajatteli, että Venus oli saman kokoinen kuin Maa. Kuten käy ilmi, se on oikein! Venus on todellakin hyvin lähellä kokoa Maata, mutta tässä tapauksessa hän sai sen oikein puhtaalla sattumalla. Mutta koska hänellä oli oikea numero, hän päätyi saamaan suunnilleen oikean numeron AU: lle.

Koska Huygensin menetelmä ei ollut tiukka (eli se ei ollut täysin tieteellisesti perusteltu), hänelle ei yleensä anneta luottoa siitä, että hän löysi ensimmäisenä AU: n arvon. Vuonna 1672 Cassini käytti menetelmää, johon kuului parallaksi Marsissa saadakseen AU: n, ja hänen menetelmä oli oikea.

Nyt vastaamaan toiseen kysymykseesi, yleinen tapa mitata etäisyys läheisiin tähtiin on käyttää parallaksia. Kokeile tätä yksinkertaista kokeilua: pidä sormea ​​noin 10-20 senttimetriä nenästäsi. Vilkaise nyt vuorotellen silmiäsi niin, että aluksi katsot sormeasi vasemman silmän, sitten oikean, edestakaisin. Katso, kuinka sormesi näyttää hyppäävän edestakaisin? Tämä johtuu siitä, että silmäsi erotetaan toisistaan ​​muutamalla senttimetrillä. Tätä vaikutusta kutsutaan parallaksiksi. Jos tiedät silmiesi välisen etäisyyden ja pystyt mittaamaan kulman, jonka sormesi näyttää hypänneen, voit laskea etäisyyden trigonometrian avulla. Mitä kauempana jokin on, sitä laajemman etäisyyden on oltava kahden havainnon välillä (yritä katsoa katua vastapäätä olevaa puhelupylvästä ja vilkaista silmiäsi - napa on toistaiseksi niin, ettei se näytä liikkuvan ollenkaan, kun räpäytys!). Tähdet ovat hyvin kaukana, joten meidän on tehtävä hyvin erillisiä havaintoja. Onneksi maapallon kiertorata on erittäin laaja! Jos mitat tähden sijaintia, odota sitten kuusi kuukautta, kunnes maapallo kiertää kiertoradansa puolivälissä. Mittausten välinen perusviiva on 2 AU (etkö ole iloinen siitä, että tiedämme tämän etäisyyden nyt?). Tähdet voidaan mitata melko tarkasti tällä ulospäin useisiin satoihin valovuosiin.

Kun olet mitannut tähden etäisyyden, voit käyttää sitä muiden tähtien mittaamiseen liian kaukana parallaksilla mitattavaksi. Oletetaan, että mitat etäisyyden läheiseen tähtiin ja mitat myös sen kirkkauden. Jos löydät toisen samanlaisen tähden, mutta paljon kauemmas, voit mitata kuinka kaukana tähti on himmeämpi, ja sitten selvittää sen etäisyys! Tätä menetelmää voidaan itse asiassa käyttää etäisyyden määrittämiseen läheisiin galakseihin, joissa on erittäin kirkkaita tähtiä.

Tässä vaiheessa tämä selitys on liian pitkä. Tässä on joitain linkkejä, jotka selittävät myös kaiken tämän, ja viittaavat myös muihin menetelmiin tähtitieteellisten etäisyyksien määrittämiseksi.


Tähdet eroavat kirkkaudessa

Tähtien kirkkaus ja väri vaihtelevat. Sisäinen kirkkaus (kuinka kirkas tähti todella on) määräytyy sekä lämpötilan että tähden koon mukaan. Kuumat siniset tähdet loistavat kirkkaammin kuin viileät punaiset tähdet, joiden koko on yhtä suuri. Suuret tähdet ("super jättiläiset") loistavat kirkkaammin kuin pienet tähdet ("kääpiöt"), joiden lämpötila on sama. Tämä johtuu siitä, että suurilla tähdillä on enemmän pinta-alaa. Tähtien sisäisen kirkkauden alue on uskomaton. Heikko punainen kääpiötähti Proxima Centauri loistaa 20000 kertaa himmeämmin kuin aurinko, kun taas sininen superjätti Deneb loistaa 200000 kertaa kirkkaammin! 3

Tähden näennäinen kirkkaus (kuinka kirkas se näyttää yötaivaallamme) riippuu sekä sen etäisyydestä että sisäisestä kirkkaudesta. Joten kirkkaimmat tähdet, jotka voimme nähdä, ovat joko lähellä tai hyvin kirkkaita luonnostaan. Koska yli 99% tähdistä, joita näemme yötaivaalla, ovat luonnostaan ​​kirkkaampia kuin aurinko, saatat ajatella, että aurinko on himmeämpi kuin useimmat muut tähdet. 4 Mutta tämä ei ole niin. Suurin osa maailmankaikkeuden tähdistä on todella himmeämpi kuin aurinko, tosiasiassa neljäkymmentäseitsemän viidestäkymmenestä lähimmästä tähdestä on himmeämpi.5 Yötaivaallamme näemme enemmän harvinaisia, erittäin kirkkaita tähtiä yksinkertaisesti siksi, että niitä on paljon helpompi saavuttaa nähdä kuin heikot.


Kuinka löysimme etäisyyden aurinkoon?

Luotto: NASA Goddardin avaruuslentokeskus

Kuinka kaukana aurinko on? Näyttää siltä, ​​että tuskin voisi esittää yksinkertaisempaa kysymystä. Silti tämä tiedustelu häiritsi tähtitieteilijöitä yli kahden tuhannen vuoden ajan.

Kyse on varmasti melkein vertaansa vailla olevasta kysymyksestä, jota historian varjossa ehkä vain maapallon koon ja massan etsiminen. Nykyään tähtitieteellisenä yksikkönä tunnettu etäisyys toimii referenssinä aurinkokunnassa ja perusviivana kaikkien universumin etäisyyksien mittaamiseen.

Muinaisen Kreikan ajattelijat yrittivät ensimmäisten joukossa rakentaa kattavan mallin kosmoksesta. Muutama asia voitaisiin selvittää vain paljain silmin. Kuu ilmestyi taivaalle, joten se oli todennäköisesti melko lähellä. Auringonpimennykset paljastivat, että kuu ja aurinko olivat melkein täsmälleen saman kulmakokoja, mutta aurinko oli niin kirkkaampia, että ehkä se oli suurempi, mutta kauempana (tällä auringon ja kuun näennäiskokoon liittyvällä sattumalla on ollut melkein kuvaamaton merkitys tähtitieteen eteneminen). Muut planeetat eivät näyttäneet olevan suurempia kuin tähdet, mutta näyttivät liikkuvan nopeammin, he todennäköisesti olivat jollakin välimatkalla. Mutta voisimmeko tehdä parempia kuin nämä epämääräiset kuvaukset? Geometrian keksimisen myötä vastauksesta tuli selvästi kyllä.

Ensimmäinen etäisyys, joka mitattiin tarkkuudella, oli Kuun etäisyys. Kreikan tähtitieteilijä Hipparchus aloitti 2. vuosisadan keskellä eaa. Parallaksina tunnetun menetelmän. Parallaksin ajatus on yksinkertainen: kun esineitä tarkkaillaan kahdesta eri näkökulmasta, lähemmät kohteet näyttävät siirtyvän enemmän kuin kauempana. Voit osoittaa tämän helposti itsellesi pitämällä sormea ​​käsivarren pituudella ja sulkemalla toisen ja sitten toisen silmän. Huomaa, kuinka sormesi liikkuu enemmän kuin taustalla olevat asiat? Se on parallaksi! Tarkkailemalla Kuua kahdesta tunnetun etäisyyden kaupungista Hipparchus käytti pientä geometriaa laskeakseen etäisyytensä 7 prosenttiin nykypäivän nykyarvosta - ei paha!

Kun etäisyys kuuhun oli tiedossa, vaihe asetettiin toiselle kreikkalaiselle tähtitieteilijälle, Aristarchukselle, ottamaan ensimmäinen puukotus määrittääkseen maapallon etäisyyden auringosta. Aristarchus tajusi, että kun kuu oli tarkalleen puoliksi valaistu, se muodosti suorakulmion maan ja auringon kanssa. Nyt kun hän tietää maan ja kuun välisen etäisyyden, hän tarvitsi vain kuun ja auringon välisen kulman tällä hetkellä laskemaan itse auringon etäisyyden. Riittämättömät havainnot heikensivät sen loistavaa päättelyä. Aristarchus arvioi kulman olevan 87 astetta, mutta ei kovin kaukana todellisesta arvosta 89,83 astetta. Mutta kun matkat ovat valtavat, pieniä virheitä voidaan suurentaa nopeasti. Hänen tuloksensa oli yli tuhatkertainen.

Kuu oli ensimmäinen esine, jonka etäisyys mitattiin tarkasti. Luotto: James Lennie.

Seuraavien kahden tuhannen vuoden aikana Aristarchuksen menetelmään sovelletut paremmat havainnot tuovat meidät 3 tai 4 kertaa todelliseen arvoon. Joten miten voimme parantaa tätä edelleen? Oli edelleen vain yksi menetelmä etäisyyden mittaamiseksi suoraan, ja se oli parallaksi. Mutta auringon parallaksin löytäminen oli paljon haastavampaa kuin Kuun. Loppujen lopuksi aurinko on pohjimmiltaan piirteetön ja sen uskomaton kirkkaus tuhoaa kaikki näkymät, joita meillä voi olla takana olevista tähdistä. Mitä voisimme tehdä?

1700-luvulle mennessä ymmärryksemme maailmasta oli kuitenkin edistynyt huomattavasti. Fysiikan ala oli nyt lapsenkengissään ja se antoi kriittisen vihjeen. Johannes Kepler ja Isaac Newton olivat osoittaneet, että planeettojen väliset etäisyydet olivat kaikki samankaltaisia, löydä yksi ja tiedät ne kaikki. Mutta olisiko niitä helpompi löytää kuin maapallon? Osoittautuu, että vastaus on kyllä. Joskus. Jos olet onnekas.

Avain on Venuksen kauttakulku. Kuljetuksen aikana planeetta ylittää Auringon edestä maasta katsottuna. Eri paikoista Venus näyttää ylittävän suuremman tai pienemmän osan auringosta. Ajastamalla kuinka kauan nämä ylitykset kestävät, James Gregory ja Edmond Halley tajusivat, että etäisyys Venukseen (ja siten myös Aurinkoon) voitaisiin määrittää (Kiinnostunut siitä, kuinka tämä tapahtuu? NASA: lla on täältä melko mukava selitys.) . Nyt on aika, jolloin sanoin tavallisesti jotain: Näyttää melko suoraviivaiselta, eikö? Siellä on vain yksi saalis ... Mutta ehkä se ei ole koskaan ollut totta. Kertoimet olivat niin pinottuja menestystä vastaan, että se on todistus tämän mittauksen tärkeydestä, että kukaan jopa yritti sitä.

Kapteeni James Cookin kanssa matkustava tähtitieteilijä tarkkaili Venuksen kauttakulkua Tahitista vuonna 1769.

Ensinnäkin, Venuksen kauttakulku on erittäin harvinaista. Kuten kerran elämässä harvinainen (vaikka ne tulevatkin pareittain). Siihen aikaan kun Halley tajusi, että tämä menetelmä toimii, hän tiesi, että hän oli liian vanha, jotta hänellä olisi mahdollisuus suorittaa se itse. Joten siinä toivossa, että tuleva sukupolvi ryhtyy tehtävään, hän kirjoitti tarkat ohjeet siitä, miten havainnot on suoritettava. Jotta lopputuloksella olisi haluttu tarkkuus, kauttakulun ajoitus oli mitattava toiseen. Saadakseen suuren etäisyyden etäisyydelle, tarkkailukohteiden on sijaittava maapallon kaukana. Ja sen varmistamiseksi, että pilvinen sää ei pilaa onnistumisen mahdollisuutta, tarvitaan tarkkailijoita ympäri maailmaa. Keskustele suuresta yrityksestä aikakaudella, jolloin mannertenvälinen matka voi viedä vuosia.

Näistä haasteista huolimatta Ranskan ja Englannin tähtitieteilijät päättivät kerätä tarvittavat tiedot vuoden 1761 kauttakulun aikana. Siihen mennessä tilanne oli kuitenkin vielä pahempi: Englanti ja Ranska olivat sotkeutuneet seitsemän vuoden sotaan. Merimatka oli melkein mahdotonta. Ponnistus kuitenkin jatkui. Kaikki tarkkailijat eivät olleet onnistuneita (pilvet estivät toisia, sotalaivat toisia), mutta yhdistettynä toisen kauttakulun aikana kerättyihin tietoihin kahdeksan vuotta myöhemmin, yritys oli onnistunut. Ranskalainen tähtitieteilijä Jerome Lalande keräsi kaikki tiedot ja laski ensimmäisen tarkan etäisyyden Aurinkoon: 153 miljoonaa kilometriä, mikä on hyvissä rajoissa kolmen prosentin sisällä todellisesta arvosta!

Lyhyesti sanottuna: numeroa, josta puhumme, kutsutaan maapallon puoli-suurakseliksi, mikä tarkoittaa, että se on keskimääräinen etäisyys maan ja auringon välillä. Koska maapallon kiertorata ei ole täysin pyöreä, pääsemme noin 3% lähemmäksi ja kauemmas vuoden aikana. Samoin kuin monet modernin tieteen numerot, tähtitieteellisen yksikön virallista määritelmää on muutettu hieman. Vuodesta 2012 lähtien 1 AU = tarkalleen 149597870700 metriä riippumatta siitä, löydämmekö maapallon puolisuuri akseli tulevaisuudessa hieman erilainen.

Venuksen kauttakulkuaikana tehtyjen uraauurtavien havaintojen jälkeen olemme tarkentaneet valtavasti tietämystämme maapallon ja auringon välisestä etäisyydestä. Olemme myös käyttäneet sitä saadaksemme käsityksen maailmankaikkeuden laajuudesta. Kun tiesimme kuinka suuri maapallon kiertorata oli, voisimme käyttää parallaksia etäisyyden mittaamiseen muihin tähtiin tekemällä havaintoja kuudella kuukaudella (kun maa on matkustanut Auringon toiselle puolelle, etäisyys 2 AU!) . Tämä paljasti kosmoksen, joka ulottui loputtomasti ja johti lopulta siihen havaintoon, että maailmankaikkeumme on miljardeja vuosia vanha. Ei huono, kun kysyt suoraviivaisen kysymyksen!


Massojen mittaus

Newtonin yleistetty muoto Keplerin kolmannesta laista antaa meille tavan mitata massoja kiertoradan liikkeistä!

Esimerkkinä voimme laskea auringon massan käyttämällä maapallon kiertoradan jaksoa ja kokoa: Pmaa = 1 vuosi = 3,156 x 107 sekuntia amaa = 1 AU = 1,496 x 10 11 metriä

Käyttämällä Newtonin Keplerin kolmannen lain muotoa yllä olevaan aurinkokuntaan nähdään, että kun tiedämme P ja a (G ja pi ovat vakioita), ainoa tuntematon on Auringon massa, joka voidaan ratkaista helposti pienen valon jälkeen algebra: (Voit tarkistaa numerot itsellesi käyttämällä arvoa G = 6,67 x 10 -11 Newton m 2 / kg 2 ja yllä mainittuja maapallon P- ja a-arvoja sekunteina ja metreinä. Tee se!).


Tähtitieteelliset etäisyydet

Kosminen etäisyys tikkaat ovat peräkkäin menetelmiä, joilla tähtitieteilijät määrittävät etäisyydet taivaan esineisiin. Luotto: SciTech Daily

Kosminen etäisyys tikkaat

Kosminen etäisyystikkaat (tunnetaan myös nimellä ekstragalaktinen etäisyysasteikko) ovat peräkkäisiä menetelmiä, joilla tähtitieteilijät määrittävät etäisyydet taivaallisiin esineisiin. Tähtitieteellisen kohteen todellinen suora etäisyyden mittaus on mahdollista vain niille kohteille, jotka ovat riittävän lähellä (noin tuhannen parsekin sisällä) maahan. Tekniikat etäisyyksien määrittämiseksi kauemmas esineisiin perustuvat kaikki erilaisiin mitattuihin korrelaatioihin menetelmien välillä, jotka toimivat lähietäisyydellä menetelmien kanssa, jotka toimivat suuremmilla etäisyyksillä. Useat menetelmät tukeutuvat tavalliseen kynttilään, joka on tähtitieteellinen esine, jonka kirkkaus tunnetaan.

Tikapuiden analogia syntyy, koska kukaan tekniikka ei pysty mittaamaan etäisyyksiä kaikilla tähtitieteessä havaituilla alueilla. Sen sijaan yhtä menetelmää voidaan käyttää lähellä olevien etäisyyksien mittaamiseen, toista voidaan käyttää lähellä olevien välimatkojen mittaamiseen jne. Jokainen tikapuiden portaikko antaa tietoa, jota voidaan käyttää etäisyyksien määrittämiseen seuraavalla ylemmällä portaalla.

Tähtitieteellinen yksikkö (AU)

Tähtitieteellinen yksikkö (lyhennettynä au) on pituuden yksikkö, joka on nyt määritelty tarkalleen 149597870700m (92955807,3 mi) tai suunnilleen keskimääräiseksi maan ja auringon etäisyydeksi. Historiallisesti Venuksen kauttakulun havainnot olivat ratkaisevia AU: n määrittämisessä 1900-luvun ensimmäisellä puoliskolla, myös asteroidien havainnot olivat tärkeitä. Tällä hetkellä AU määritetään suurella tarkkuudella käyttämällä Venuksen ja muiden läheisten planeettojen ja asteroidien tutkamittauksia ja seuraamalla planeettojen välisiä avaruusaluksia niiden kiertoradoilla auringon ympäri aurinkokunnan kautta. Kepler & # 8217s -lait antavat tarkat suhteet auringon ympäri kiertävien esineiden kiertoradoille, mutta eivät todellista mittaa itse kiertoratoja. Tutka antaa kilometriarvon kahden kiertoradan ja # 8217 koon erolle, ja siitä ja kahden kiertoradan koon suhteesta maapallon kiertoradan koko tulee suoraan.

Venuksen kauttakulku auringonpinnan yli oli pitkään paras menetelmä tähtitieteellisen yksikön mittaamiseen vaikeuksista ja harvinaisista havainnoista huolimatta. Lähde: NASA

Tärkeimmät etäisyyden mittaukset tulevat trigonometrisestä parallaksista. Kun maapallo kiertää auringon ympäri, läheisten tähtien sijainti näyttää muuttuvan hieman kauempana olevaa taustaa vasten. Nämä siirtymät ovat suorakulmion kulmia, jolloin 2 AU tekee kolmion lyhyestä osasta ja etäisyyden tähdestä pitkä jalka. Siirtymien määrä on melko pieni, mitaten 1 kaarisekunnin kohteelle 1 parsekin (3,26 valovuoden) etäisyydellä, minkä jälkeen kulmamäärä pienenee etäisyyden vastakohtana. Tähtitieteilijät ilmaisevat yleensä etäisyydet parsekkien valovuosien yksiköissä, joita käytetään suosituissa medioissa, mutta melkein poikkeuksetta valovuosien arvot on muunnettu parsekkeihin taulukoista alkuperäisessä lähteessä.

Koska parallaksi pienenee suuremmalla tähtietäisyydellä, hyödylliset etäisyydet voidaan mitata vain tähdille, joiden parallaksi on suurempi kuin mittauksen tarkkuus. Parallaksimittausten tarkkuus mitataan tyypillisesti milliarcsisekunnissa. Esimerkiksi 1990-luvulla Hipparcos-operaatio sai parallaksit yli sadalle tuhannelle tähdelle noin millisekunnin tarkkuudella, tarjoten tähdille hyödyllisiä etäisyyksiä muutamaan sataan parsekiin.

Parallaksin käyttäminen tähtien mittaamiseen maasta katsottuna 6 kuukauden välein. Luotto: ESA Science & amp Technology:

Vakiokynttilä

Tavallinen kynttilä on tähtitieteellinen esine, jolla on tunnettu absoluuttinen suuruus. Ne ovat erittäin tärkeitä tähtitieteilijöille, koska mittaamalla kohteen näennäinen suuruus voimme määrittää sen etäisyyden kaavalla:

missä m on kohteen näennäinen suuruus, M on kohteen absoluuttinen suuruus ja d on etäisyys kohteeseen parsekkeinä.

Tähtitieteessä yleisimmin käytetyt vakiokynttilät ovat Cepheid Variable -tähdet ja RR Lyrae -tähdet. Molemmissa tapauksissa tähden absoluuttinen suuruus voidaan määrittää sen vaihtelujakson perusteella.

Standardikynttilän lähestymistapa etäisyyden mittaamiseen. Luotto: Univ. Kaliforniassa

Täydellinen kaavio maailmankaikkeuden mittausobjekteista

Täydellinen kaavio maailmankaikkeuden mittausobjekteista. Luotto: Univ. Kaliforniassa


Kun maailmankaikkeuden ensimmäiset tähdet räjähtivät, ne räjähtivät

On outoa, miten asiat toisinaan yhdistyvät tähtitieteessä. Tutkimalla läheistä tähteä tähtitieteilijät ovat pystyneet selvittämään, että erittäin ensimmäiset (ja nyt kauan menneet) tähdet maailmankaikkeudessa räjähtivät epäsymmetrisesti lähettämällä naurettavan voimakkaita, kapeasti kohdennettuja ainepalkkeja, jotka liikkuvat melkein valon nopeudella!

Kuinka tämä noituus toteutettiin?

Otetaan ensin askel taaksepäin - noin 13,4 miljardia vuotta.

Kun maailmankaikkeus oli hyvin nuori, ainoat elementit siinä olivat vety, helium ja vähän litiumia. Tämä kaikki tapahtui avaruuden yli hajautetun kaasun muodossa.

Ajan myötä muutama sata miljoonaa vuotta alkuräjähdyksen jälkeen tämä kaasu alkoi yhdistyä ja muodostaa ensimmäiset tähdet. Nämä tähdet olivat olennaisesti kaikki vety ja helium, koska maailmankaikkeudessa ei ollut vielä rautaa, hiiltä, ​​happea tai mitään muuta. Todellisuudessa tämä tosiasia hallitsee niin paljon tähtitieteessä, että tähtitieteilijät kertovat kaikki vetyä ja heliumia raskaammat alkuaineet kattavaksi termiksi: metallit. Tiedän, toivon, että he olisivat käyttäneet toista sanaa, mutta olemme kiinni siitä nyt. Happi ei ehkä näytä metallilta, mutta tähtitieteilijälle se on. He vain käyttävät sanaa eri tavalla kuin tavalliset ihmiset.

Joka tapauksessa nämä raskaammat metallit muuttavat tapaa, jolla nämä tähdet muodostavat ja elävät elämäänsä. Ensimmäisen sukupolven tähtien sisällä olevat raskaammat elementit puuttuivat kasvamaan valtavasti *, satoja kertoja suuremman kuin Auringon massa, ehkä jopa tuhat kertaa Auringon tähtien massa!

Kuten tähdet tänään, nämä ensimmäisen sukupolven tähdet sulattivat vetyä heliumiksi ja sitten helium hiileksi ja niin edelleen, mikä luo ytimessään metalleja. Nämä tähdet polttivat ydinpolttoaineensa läpi erittäin nopeasti ja räjähtivät alle miljoonassa vuodessa. Näillä raskailla alkuaineilla rikastettu laajeneva supernovajätteet iskeytyivät sitten kaasuun tähtien ympärillä, kylväen niitä hiile, typellä ja muilla alkuaineilla. Tähän kaasusta syntyneet tähdet alkoivat sitten elämästään metallirikastettuna.

Jotkut näistä toisen sukupolven tähdistä räjähtivät, mikä lisäsi edelleen raskaiden alkuaineiden määrää maailmankaikkeudessa. Nämä olivat massiivisia tähtiä, mutta jotkut tällä hetkellä syntyneet tähdet olivat pienempiä, enemmän kuin Aurinko. Pienemmät tähdet käyttävät polttoainettaan surkeammin ja elävät miljardeja vuosia. Jopa kymmeniä miljardeja ... mikä tarkoittaa, että he ovat edelleen lähellä. Tänään. Yli 13 miljardin vuoden jälkeen jotkut näistä muinaisista tähdistä edelleen olemassa.

To find them, astronomers search for stars with extremely low abundances of heavy elements. It’s essentially impossible to make stars like this today, so if you find one you know it must be ancient.

Well. About 3,700 light years away from Earth is a faint, relatively non-descript star called HE 1327−2326. It’s a bit like the Sun, though slightly less massive. It’s also nearing the end of its long, long life, starting its expansion into a red giant. Right now it’s what’s called a subgiant.

The star HE 1327−2326 (arrowed) is one of the oldest stars in the Milky Way and even in the Universe it formed right after the very first stars exploded. Credit: SIMBAD / DSS

It was discovered in the Hamburg/ESO survey in 2005 by astronomers looking for very old stars. It is incredibly low in some metals the amount of iron in the star is only 0.000006 times the Sun’s!

Here’s where things get fun. Zinc is an important metal to astronomers studying ancient stars. That first generation of super-massive stars probably made lots of zinc in their cores, but it was deep down, near the star’s center. Models of how these stars explode show that when the star did go supernova, that layer of star didn’t get blasted out instead, it collapsed down with the rest of the star’s core to form a black hole.

When they examined HE 1327−2326, they found that it did have a teeny amount of zinc in it, about 0.00004 times the Sun’s amount. However, that’s still a lot more than you’d expect for such an old star! Where did this zinc come from?

I have been known to yell this whenever anyone mentions element number 30, which is surprisingly often in my life.

Here’s the sneaky bit. Models of supernovae from that first generation of superstars made a big assumption: That the stars exploded symmetrically that is, the debris flew away as an expanding sphere. One reason for this is that this is way easier to model in a computer you only have to worry about one dimension (the radial direction, away from the center if the expansion is perfectly spherical it can be described using only that).

But what if the explosion isn’t spherical? We know that some stars explode off-center, for example. And even more critically, some stars rotate rapidly, and when their core collapses that rotation increases hugely (think of an ice skater spinning with their arms extended, then bringing their arms close in their spin accelerates). This increase in spin causes the material falling into the core to flatten out into a disk, and when that happens it can focus the explosion, driving two tightly focused beams of matter and energy up and down, screaming out from the core. This plows through the upper layers of the star, tearing it apart, and even then the beams keep going death rays marching across the Universe.

Artwork depicting beams of matter and energy tearing through a massive blue star, creating a hypernova and gamma-ray burst. Credit: NASA/Dana Berry/Skyworks Digital

Nowadays we call such an event a gamma-ray burst, and they are one of the most powerful and terrifying things the cosmos can produce.

But they can also save the day! Because they start deep down inside the star, they can push material out that would otherwise be locked up near the core… including zinc. And sure enough, models that include beaming can produce the right amount to account for what’s seen in HE 1327−2326.

A computer simulation shows jets of material blasting away from the explosion of one of the first stars in the Universe. The material plows through the star and delivers elements (including zinc, shown as green dots) into space. Credit: Melanie Gonick

Hurray! And that’s how an ancient anemic (huh, literally) star close to the Sun revealed how even more ancient massive stars exploded near the dawn of the Universe itself. Neat.

But wait! There’s one more thing!

These beams of matter blasting away from the first stars were incredibly powerful, and difficult to stop. Moreover, the Universe was smaller then, so things were closer together. It turns out these stars could’ve seeded gas clouds pretty far away from them, peppering them with heavy metals. Now, billions of years of Universal expansion later, these clouds could be in different galaxies, but still seeded by the same star.

I would love to see someone calculate the odds of having an atom or two of from one of these long-dead and cosmically distant stars in our bodies. It’s cool enough we have atoms from supernovae and kilonovae in us this would be even cooler.

As Carl Sagan said, we are star stuff. But it turns out, perhaps more accurately, that we are stars’ stuff.


Sun, the solar system's only star

Johdanto
Stars are born. They take shape. They go through a turbulent adolescence, and then they live out their lives in a predictable pattern. Some have companions to provide for. Others rapidly decline and die. In some ways, stars are just like people.

Our star, the Sun, is no exception. Once, people regarded it as a different sort of object than the stars. It ruled the day stars adorned the night. But over the past few centuries astronomers have come to recognise that it is just one middle-aged member of the vast family of stars. From far away, the Sun would look just like any other star - a point of light. Like any other star it is mortal. The realisation that the Sun is a star has done wonders for astronomy. By studying the closest star, scientists have learned about all stars. Conversely, by studying the stars in all their variety, we have learned about the past and future of our Sun.

Staying Alive
The importance of the Sun to the Earth is one of the main reasons scientists want to understand it. In fact, the impetus for solar science early this century came not from astronomers, but from geologists. At the beginning of this century, they believed that the oldest rocks on the Earth are about 4 billion years old and that the Sun was 4.5 - 5 billion years old. The extreme age came as a surprise. They soon realised that known energy sources could only have kept the Sun alive for 20 million years. Other sources of energy - say, a huge fire - would burn out even quicker. The solution to this age discrepancy was the result of several disparate advances in science.

First, astronomers knew that the Sun has to be extremely hot and dense in its centre if it is to support its own weight. Gas at a high temperature exerts a strong pressure, and this holds up the Sun's outer layers. Second, physicists had recently compared the weight of four atoms of hydrogen with that of one helium atom. Both the hydrogen quadruplet and the helium are composed of essentially the same number of subatomic particles. Yet the helium weighs less. Third, Albert Einstein's new theory of relativity showed that matter can be converted into energy (E=mc 2 ).

At first glance, these three ideas might seem totally unrelated. But from them, they deduced that the Sun's energy source was a process then unknown on Earth: the nuclear fusion of hydrogen to helium. Deep in the Sun's hot and dense core hydrogen atoms are squeezed together or fused into helium atoms. A helium atom has less mass than the hydrogen energy from which it was created and this missing mass turns into energy. Few other methods can generate as much energy as nuclear fusion. A small amount of hydrogen can produce an immense amount of energy - which is why nuclear bombs are so destructive, and why the Sun can keep shining for billions of years.

We are family
How did the Sun become hot and dense to begin with? This is the secret of stellar birth. Though we weren't around to witness the birth of our provider, we can read its early life history in the stars. Specifically, we can look out into space and see new stars being born right now.

The closest example is the Great Nebula in Orion, a pattern of bright stars easily visible to the naked eye. This is a stellar nursery - an enormous, lumpy cloud of cold gas and dust, which turns into hundreds of new blue baby stars. The gas is mostly hydrogen and the dust is something like the dust in a desert storm. Within the clouds are hundreds of condensed, cold lumps of gas and dust. A disturbance, such as a blast wave from a nearby stellar explosion, can cause each lump to begin collapsing under its own weight. When the temperature in the core reached several million degrees, the hydrogen atoms started to fuse together, more energy was released, and so on. A chain reaction started that will go on for billions of years. The outward pressure created by this nuclear fusion counterbalanced the inward pressure of gravity, and when the two cancelled each other out, the lump of dust and gas stopped collapsing. The Sun was born. We can see many examples of such star-forming regions. About two thirds of stars are actually born with nearby twins, but the Sun is alone.

Perfect
Depending on the size of the original lump of gas and dust, the process of stellar birth can give rise to different sorts of stars. A small lump never develops high enough pressures and temperatures to start nuclear fusion. It is doomed to remain a dark, dismal stellar failure - a brown dwarf star. A larger lump becomes a large star, so hot and bright that it burns itself out in a few tens of millions of years. A middle-sized lump, not too small and not too large, becomes a middling star such as the Sun. Which is good: if the Sun had been much smaller, Earth would have been a dark, dead world much larger and the Earth would have been broiled. Lucky for us, it's the perfect size to sustain life on Earth. In its early years, it went through a tempestuous youth, whipping up strong winds that cleared the solar system of whatever gas had not been incorporated into a planet. But then it settled down. From studying rocks, fossils, and Antarctic ice, scientists think the Sun has been brightening over time, but only slightly. They also estimate it has another 5 billion years to go.

What will happen when the Sun has burnt up all the gas? Fortunately, it will still have reserves of hydrogen in the layers that surround the core. The core will heat up this shell of hydrogen. When the shell gets hot enough to fuse hydrogen to helium, the release of energy will carry on there. But this trick has its price. The source of energy will no longer be the dense, massive core, but rather a shell closer to the surface - and that will make a big (so to speak) difference on the structure of the Sun. It will puff up until its radius is 30 times greater becoming a red giant, similar to the star Arcturus, though much smaller than a supergiant such as Betelguese in the constellation Orion. A red giant is red because its exterior cooled from 9,000 to 3,000 degrees Fahrenheit as it expanded for a star, red means cool. This red giant stage will last for about 2 billion years.

Smaller
New data from the European Space Agency's Hipparcos satellite has led experts to scale back their estimates of the size of red stars. They now think that the Sun will not engulf us when it becomes a red giant, as previously believed. But this will be small comfort. In its retirement from normal core fusion, our previously nurturing star will care little for its planetary children. It will be pumping out a thousand times more energy, making Earth a good approximation to hell. To add insult to injury, the solar wind (a stream of particles which now gives us fun things like the Northern Lights) will become a cyclone that will make radio communication impossible and perhaps evaporate the atmosphere altogether. Looking on the bright side, the red giant Sun may be warm enough to melt the water-rich, but now frozen moons of Jupiter and Saturn. Humanity, if it is still around, might relocate there.

Meanwhile, what happens to all that helium being produced in the shell? It gently rains onto the dead, but still hot, core of the Sun, making it more massive and more compressed. This raises the temperature of the core until suddenly - and I really do mean suddenly, as in seconds - the helium in the core fires up and begins to fuse itself into carbon.

The End is Nigh (only 5 billion years to go)!
The end is drawing near. Now the Sun has to rearrange its internal structure all over again, as its source of energy is once again the central core. It will contract back to a bit larger than its original radius and will give off ten times as what we are used to now. This phase only lasts another 500 million years, as there are a lot fewer helium nuclei (it took four hydrogen nuclei to make one helium nucleus, and three helium nuclei to make up one carbon nucleus) and the energy production is much less efficient.

As it exhausts the helium in the core, the Sun desperately staves off the inevitable by resorting again to those reserves in its outer layers. Again it expands. This time it grows so large that its outer edge is only weakly gravitationally bound to the core, barely holding itself together anymore. After another 100 million years, things will really start falling apart. The Sun's outer layers, freed from the gravitational clutches of the core, will waft away. Over the course of about 10,000 years, these layers will spread out into space as an enormous sphere of gas lit up by the now naked hot core. These layers constitute a 'planetary nebula', so called because in a small telescope the gas cloud looks a bit like the disc of a planet. The hot core is now a 'white dwarf', a stellar cinder. As a white dwarf, the ex-Sun will glow white-hot for near eternity.

Alas, there will be no dramatic explosions to entertain our distant descendants: the Sun, modest in life, is subdued in death. After the planetary nebula fades, there is no nuclear fusion at all, just a lump of hot soot and some happy memories. The Sun will well and truly be dead.

The Next Generation?
The Sphere of gas drifts off and eventually is gathered up in a new cloud and becomes part of the next generation of star fomation. Maybe one day the ashes of the Sun will throw their lot in with another star to be born, live, die, and, perhaps give sustenance to other warm little planets. Or maybe not.


First 'Sibling' of Sun Found

Astronomers have likely discovered the first sibling of the sun, a star born from the same cloud of gas and dust as the one that lights Earth's days.

Finding more solar siblings could help shed light on how the solar system came to harbor life, researchers said, adding that life may even teem on the planets circling such sister stars.

Stars are typically born alongside many siblings within giant clouds of gas and dust known as stellar nurseries. The sun was probably born in a cluster containing 1,000 to 10,000 stars. [The Sun in HD: Latest Photos by NASA's Solar Dynamics Observatory]

At first, sibling stars remain near each other, as is the case with the constellation known as the Pleiades or Seven Sisters, which is dominated by hot, bright stars that formed within the last 100 million years. The stellar cluster the sun was born in broke up long ago, however, with its siblings now scattered across the Milky Way.

The solar sibling researchers discovered is a star called HD 162826, located 110 light-years away in the constellation Hercules. This star is not visible to the naked eye, but it can be seen with low-power binoculars, near the bright star Vega.

Finding solar siblings

To recognize solar siblings, researchers need to detect at least two identifying features: similar chemical compositions and orbits that suggest they might share the same birthplace as the sun.

The research team examined the chemical makeup of 30 possible solar siblings previously identified by several groups around the world. Scientists can detect what elements a star possesses by looking at its light, which comes in a wide variety of wavelengths, some visible and many invisible. The wavelengths of light that an element gives off can act like a fingerprint, revealing the identity of the material in question.

The chemical compositions of the sun and its siblings are similar because the stellar nursery in which they formed was contaminated by material given off by nearby stars, and potentially by remnants of stellar explosions known as supernovas. [Great Images of Supernova Explosions]

"The ratio of abundances of a few chemical elements are key parts of this chemical fingerprint &mdash barium and yttrium, for example," said lead study author Ivan Ramirez, an astrophysicist at the University of Texas at Austin.

After the scientists analyzed the chemistry of these stars, they were left with two potential candidates. They next modeled the orbits of these stars around the center of the Milky Way. They found one of these candidates, HD 162826, may have shared the stellar nursery the sun was born in about 4.6 billion years ago.

"It's exciting to have been able to find even one solar sibling," Ramirez told Space.com. "The expectation was that we wouldn't be able to discover any &mdash we expect the number of these stars that we can find to be very low."

Although HD 162826 is a sibling of the sun, it is not a solar twin. Rather, this star is 15 percent more massive than the sun.

Scientists began observing HD 162826 more than 15 years ago. This prior work suggests no giant planets orbit the star. However, it may possess smaller rocky worlds like Earth, Mars or Venus.

Now that Ramirez and his colleagues have created a road map for how to identify solar siblings, they suggest that many more may be discovered with the help of the European Space Agency's Gaia mission, which launched in December.

Gaia will use a billion-pixel camera to survey more than 1 billion Milky Way stars over the next five years, amounting to about 1 percent of the stars in the galaxy. Using Gaia, the number of potential solar siblings astronomers can detect will increase by a factor of 10,000, Ramirez said.

"We're helping to set the stage for the best way to find solar siblings," Ramirez said.

Searching for life

This cosmic family reunion will help astronomers understand where and how the sun formed, which could yield insights into how the solar system became hospitable for life.

"By pinning down the location of the sun's birth &mdash say, if it was close to the center of the galaxy or farther away &mdash that will tell us what the environment the solar system formed in was like, and potentially if that had any implications on the origin of life," Ramirez said.

Additionally, there is a chance &mdash "small, but not zero," Ramirez said &mdash that solar siblings could host worlds that are home to life. He noted that matter could have traveled between solar systems, with Earth getting seeded by or seeding other planets with the ingredients for life or potentially even life itself.

"It could be argued that solar siblings are key candidates in the search for extraterrestrial life," Ramirez said.

The scientists will detail their findings in the June 1 issue of the Astrophysical Journal.