Astronomía

¿Cuál es el tamaño mínimo de una bola de gas para convertirse en estrella?

¿Cuál es el tamaño mínimo de una bola de gas para convertirse en estrella?


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Sé que hay dos criterios que cumplir para que se produzca la fusión nuclear.

  • Alta temperatura (muchas veces la temperatura en el núcleo del Sol)
  • Alta presión (los protones están muy cerca unos de otros)

[Objetivo]

Sin embargo, quiero saber qué ecuaciones me permiten calcular la cantidad de gas hidrógeno necesaria para que la presión interna pueda producir la cantidad correcta de calor para que se produzca la fusión nuclear.

[Mi propio entendimiento]

También entiendo que la temperatura del núcleo de nuestro Sol no es suficiente para superar la barrera del culombio, sino que utiliza el túnel cuántico para lograr la fusión.

[Pregunta]

¿Cuál es la cantidad mínima de gas hidrógeno necesaria para formar una estrella? (también incluya el nombre de la ecuación utilizada)

[Supuestos]

  • la forma es perfectamente esférica
  • sin velocidad angular, sin girar
  • homogéneo, consta de 95% de hidrógeno y 5% de helio
  • sostener la fusión durante al menos 1 millón de años

James Jeans hizo una propuesta para la masa mínima de una nube de gas antes de colapsar para convertirse en una estrella; debido a esto, se denominó la masa de Jeans. Se calcula como $$ M = frac {4 pi} {3} rho R ^ 3 $$ donde $ rho $ es la densidad y $ R $ es el radio de la nube, la mitad de la longitud de Jeans, que depende de la velocidad del sonido y la densidad de la nube. Originalmente se pensó que cualquier masa por encima de la masa de Jeans no estaría en equilibrio hidrostático y colapsaría.

Pero Jeans no se dio cuenta de que ninguna región fuera de este radio sería además colapso. Así que sus argumentos fueron defectuosos, aunque todavía son sólidos en muchas aplicaciones.


No hay ecuación, necesita un modelo detallado de la física interior de estrellas de muy baja masa. Muy aproximadamente, se puede decir que la fusión del hidrógeno ocurre cuando la temperatura central excede alrededor de $ 10 ^ {7} K $ (la dependencia de la densidad es secundaria) y que, según el teorema del virial, la temperatura central está dada aproximadamente por $ T simeq 1.6 multiplicado por 10 ^ {7} M / R $, donde la masa y el radio están en unidades solares. $ M / R $ disminuye lentamente en la secuencia principal hacia estrellas de menor masa, pero luego lo que sucede es que la presión de degeneración electrónica se vuelve importante y los objetos menos masivos no se vuelven mucho más pequeños que el tamaño de Júpiter y, por lo tanto, $ M / R $ disminuye y se fusiona. se detiene, o más bien nunca comienza.

En detalle, la masa mínima para la fusión del hidrógeno de una manera que sea capaz de sostener una estrella en equilibrio contra la contracción gravitacional es de aproximadamente $ 0.075M _ { odot} $. Con una incertidumbre de alrededor de $ 0.002M _ { odot} $.

Es un poco más complicado que esto, ya que a temperaturas internas más bajas, el deuterio de una estrella puede fusionarse. Esto sucederá durante la vida temprana de cualquier bola de gas más masiva que aproximadamente 13 masas de Júpiter.

Sus suposiciones sobre las abundancias relativas de H y He son completamente erróneas. Incluso en el universo temprano, el gas es $ sim 25 $% He en masa.


Las estrellas de neutrones pueden ser un poco más grandes de lo que se pensaba

Es un poco extraño cómo lo muy pequeño está conectado con lo muy grande en nuestro Universo. En cierto nivel tiene sentido, ya que todo está hecho de partículas subatómicas, pero en general los detalles de esas partículas solo son importantes en escalas increíblemente pequeñas, en escalas más humanas, entran en juego y dominan más leyes macrofísicas.

Una estrella de neutrones en rotación con un poderoso campo magnético levanta partículas subatómicas a su alrededor. Crédito de la obra de arte: NASA / Swift / Aurore Simonnet, Universidad Estatal de Sonoma

Más mala astronomía

Un átomo de plomo, como todos los elementos, se define por el número de protones cargados positivamente en su núcleo: 82. Pero también tiene neutrones sin carga en su núcleo, y ese número puede cambiar. Los átomos de plomo más comunes tienen 124, 125 y 126 neutrones. Estas variedades se llaman isótopos, y se les asigna un número que se refiere al número total de protones más neutrones que contienen, por lo que los isótopos anteriores se denominan plomo-206, plomo-207 y plomo-208 (a veces abreviado con el símbolo de el átomo y el número como superíndice, como 207 Pb).

Los científicos están muy interesados ​​en cómo se organizan esas partículas en el núcleo. Por ejemplo, el plomo-208 tiene 126 neutrones y muchos de ellos están mezclados con los protones del núcleo. Pero quedan bastantes, formando una "piel" de neutrones alrededor del núcleo como una capa de chocolate en un caramelo sobre una mezcla de chocolate y nueces.

Los científicos pueden sondear los núcleos de los átomos golpeándolos con haces de electrones, que se dispersan fuera de los protones en el núcleo como BB disparados contra una bola de acero. El grosor y la densidad de los protones en el núcleo se pueden medir de esa manera.

Sin embargo, es difícil medir los neutrones porque los neutrones no interactúan bien con los electrones. Sin embargo, aprovechando algunas reglas de la mecánica cuántica, los científicos pudieron usar un haz de electrones para medir el grosor de la piel de los neutrones en el núcleo de plomo-208 con mayor precisión que antes. Los detalles son fantásticamente complicados, después de todo, es la mecánica cuántica experimental, pero lo que encontraron es que la piel de neutrones alrededor del núcleo principal es de 0,283 ± 0,071 femtómetros. Un femtómetro es una billonésima parte de un metro, o si lo prefiere una billonésima de milímetro.

Eso significa que la capa de neutrones alrededor del núcleo tiene 0,283 billonésimas de milímetro de espesor, o, escrito, 0,000000000000283 milímetros. Esa es una piel fina.

Tenga en cuenta que la incertidumbre (± .071) es aproximadamente el 25% del espesor, que es grande, pero mucho mejor que los intentos anteriores. El hecho importante aquí es que esta nueva medida es significativamente mayor que las anteriores (lo que la acerca a 0,15 femtómetros).

Bien, entonces los neutrones en un núcleo de plomo forman una piel más gruesa de lo que se pensaba. ¿Y qué?

Las estrellas de neutrones son los restos de núcleos superdensos de estrellas masivas después de que las capas externas explotaran en una supernova. Mientras ese gas explota a gran velocidad, el núcleo de la estrella colapsa. La física detallada es nuevamente complicada, pero los protones y electrones (y antineutrinos, si quieres probar esto en casa y necesitas la lista de ingredientes) se rompen para convertirse en neutrones. Lo que queda es una esfera ferozmente densa neutronio, un fluido hecho de neutrones que tiene una densidad de más de 100 millones de toneladas por centímetro cúbico. Eso es como tomar una pila gigantesca hecha de todos los automóviles en los Estados Unidos y triturarla hasta el tamaño de un solo dado de seis lados.

Así que sí. Denso.

Las estrellas de neutrones están hechas de neutrones y, en cierto sentido, pueden considerarse como núcleos atómicos gigantes. Ahí es donde entran los nuevos números. Si los neutrones se comportan de manera diferente de lo que se pensaba antes, significa que las estrellas de neutrones también lo hacen. El nuevo trabajo utiliza las ecuaciones que gobiernan cómo se comportan los neutrones para mostrar que las estrellas de neutrones son más grandes de lo que se pensaba. Si bien se pensó que podrían tener entre 20 y 24 kilómetros de ancho, aproximadamente el tamaño de una ciudad decente, en realidad pueden tener más de 26 a 29 km de ancho, aproximadamente el tamaño de, bueno, una ciudad un poco más grande.

Una estrella de neutrones es increíblemente pequeña y densa, y empaqueta la masa del Sol en una bola de unos pocos kilómetros de diámetro. Esta obra de arte representa uno en comparación con Manhattan. Crédito: Centro de vuelos espaciales Goddard de la NASA

Esa diferencia puede parecer pequeña, pero tiene implicaciones. Las estrellas de neutrones tienen poderosos campos magnéticos y pueden girar rápidamente. Llamamos a estos púlsares, y pueden emitir grandes cantidades de energía, suficiente para ser detectadas a través de distancias intergalácticas, por ejemplo, y para calentar los escombros en expansión de una supernova, acelerándola.

Otro tipo de estrella de neutrones se llama magnetar, donde el campo magnético es mucho más fuerte, como un cuatrillón de veces la fuerza de la Tierra. Estos a veces pueden tener erupciones absolutamente asombrosamente enormes en 2004.Una de esas explosiones de un magnetar a la mitad de la galaxia de nosotros barrió nuestro planeta y afectó físicamente nuestra atmósfera.

Además, las estrellas de neutrones en colisión pueden producir una gran cantidad de elementos en el Universo, como estroncio, plutonio e incluso platino, plata y oro.

Entonces, cómo se comportan las estrellas de neutrones es bastante importante para la astronomía. Pueden afectar a galaxias enteras y, ciertamente, a nuestras civilizaciones aquí en la Tierra.

Son 40 trillones - 40 millones trillones - veces más grande que un solo núcleo principal, sin embargo, lo que hemos aprendido sobre los neutrones de ese núcleo afecta profundamente lo que sabemos sobre las estrellas de neutrones en una escala casi inimaginablemente mayor.


Enanas marrones contra estrellas: ¿Qué hace que una estrella sea una estrella?

Por: Summer Ash 15 de junio de 2017 0

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¿En qué momento se enciende un grupo de gas y se convierte en una estrella? Los astrónomos ahora tienen una respuesta a lo que hace una estrella y lo que hace a una enana marrón.

Ilustración de una enana marrón.
Douglas Pierce-Price, Centro de Astronomía Conjunto, Hawai'i

Cuando sales a la calle por la noche y miras hacia el cielo, sin importar si estás en una ciudad brillante o en el campo oscuro, hay mucho más de lo que parece. Por cada 100 estrellas que ves, los astrónomos piensan que podría haber docenas de "estrellas fallidas", también conocidas como enanas marrones, que tú no ves.

La línea divisoria entre las estrellas y sus primos más fríos ha sido una cuestión abierta en astronomía durante algún tiempo, permaneciendo principalmente en el ámbito de la teoría y las simulaciones. En la 230ª reunión de la Reunión Astronómica Estadounidense en Austin, Texas, un par de investigadores anunciaron que tienen una respuesta, basada no en simulaciones por computadora sino en observaciones reales. El estudio aparecerá en el Serie de suplementos de revistas astrofísicas (texto completo aquí).

Aunque las enanas marrones a menudo se denominan "estrellas fallidas", el nombre es un poco inapropiado: estos objetos nunca fueron programados para convertirse en estrellas en primer lugar. Las estrellas nacen cuando grandes bolsas de gas y polvo se enfrían y colapsan sobre sí mismas. Pero si hay menos de la cantidad crítica de gas y polvo, el cuerpo resultante no estará lo suficientemente caliente o denso como para encender la fusión del hidrógeno. Estas enanas marrones son más frías que las estrellas de menor masa que conocemos, pero aún lo suficientemente calientes como para irradiar en longitudes de onda infrarrojas.

Incluso las enanas marrones cercanas son tan débiles que no fueron descubiertas como clase hasta 1994, y su oscuridad sigue dificultando su estudio. Por eso, hasta hace poco, solo se había medido la masa de un puñado de enanas marrones. Trent Dupuy (Universidad de Texas en Austin) y Michael Liu (Universidad de Hawai'i) se propusieron cambiar eso.

Definiendo el estrellato

Imagen binaria de enana marrón utilizando el sistema de Óptica Adaptativa Laser Guide Star (LGS) en el telescopio Keck II.
Michael Liu / Univ. de Hawai'i

Hace casi una década, Dupuy y Liu comenzaron a observar las órbitas de 31 sistemas binarios de baja masa, todos a 130 años luz de la Tierra. Cada par consta de dos enanas marrones o estrellas de masa extremadamente baja, en otras palabras, objetos a ambos lados de la línea que define el estrellato. El color de un objeto determina su clase (enana marrón o estrella auténtica).

Midiendo el período y el tamaño de la órbita mutua de cada par, los astrónomos podrían calcular la masa de cada objeto. Los investigadores apuntaron a sistemas lo suficientemente cercanos como para completar más de un tercio de sus órbitas entre 2008 y 2010, un requisito para garantizar mediciones precisas de los parámetros orbitales de los sistemas.

Dado que las estrellas enanas son bastante pequeñas y débiles, Dupuy y Liu hicieron uso de dos de los telescopios más poderosos disponibles: el Observatorio Keck en tierra y el Telescopio Espacial Hubble en el espacio. Al observar cada binario con ambos telescopios, identificaron las posiciones del objeto y sus movimientos a través del espacio. Luego utilizaron el telescopio Canadá-Francia-Hawai para tomar imágenes con un campo de visión más amplio, de modo que pudieran determinar el centro de masa alrededor del cual orbita cada sistema. Su conjunto de datos final, que se visualiza a continuación, arrojó masas para 38 enanas marrones, aumentando el número de enanas marrones con masas conocidas en un orden de magnitud.


Esta animación muestra varios de los binarios del estudio de Dupuy y Liu, cada uno orbitando alrededor de su centro de masa (marcado por una "x"). Cada binario se muestra aproximadamente donde se encuentra en el cielo nocturno, y su color indica las temperaturas de su superficie (de más cálidas a más frías: dorado, rojo, magenta o azul). La imagen de fondo es un mapa de todo el cielo visible desde Hawai y una silueta de Mauna Kea (hogar del Observatorio Keck y el Telescopio Canadá-Francia-Hawai, donde se realizó este estudio durante la última década). Los tamaños reales de estas órbitas en el cielo son muy pequeños (aproximadamente una mil millonésima parte del área cubierta por cada "x"), pero los tamaños de las órbitas que se muestran en la animación son precisos entre sí. La animación también avanza extremadamente rápido, cada segundo corresponde a aproximadamente dos años de tiempo real.

Basándose en estas masas, Dupuy y Liu han determinado que una bola gaseosa debe contener un mínimo de 70 veces la masa de Júpiter para encender la fusión nuclear y dar a luz a una estrella. Cualquier cosa menos que eso producirá un objeto destinado al estado de enana marrón. Cuanto menor es la masa, menor es la temperatura del objeto y, según Dupuy y Liu, los objetos de esta muestra con una temperatura superficial más fría de aproximadamente 1600 K (2400 ° F) eran todos enanas marrones.

El hallazgo de Dupuy y Liu coincide con lo que se espera de los modelos teóricos, y es un ejemplo emocionante de nuestra capacidad para comenzar a explorar mediante la observación la cuestión de qué hace que una estrella sea una estrella.


Gas Blob se asemeja a un cometa gigante

Una bola de gas más masiva que mil millones de soles se precipita como un cometa enorme a través del interior de un cúmulo de galaxias distantes.

La estructura masiva se mantiene unida por misteriosa materia oscura, dijeron hoy los astrónomos, pero se está rompiendo constantemente y se está convirtiendo en combustible para nuevas estrellas.

"Este es probablemente un bloque de construcción masivo que se está entregando a uno de los conjuntos de galaxias más grandes que conocemos", dijo el miembro del equipo de estudio Alexis Finoguenov de la Universidad de Maryland, Condado de Baltimore.

El hallazgo se detalla en la edición del 6 de junio de Diario astrofísico.

Gran bola de fuego

La burbuja de gas se mueve a casi 500 millas (750 kilómetros) por segundo en relación con el cúmulo de galaxias en el que está incrustado. Llamado Abell 3266, el cúmulo se está alejando de nosotros a una velocidad de casi 11.000 millas (17.000 kilómetros) por segundo.

Apodada "cometa", la bola de gas es la más grande de su tipo jamás detectada. Mide alrededor de tres millones de años luz de diámetro, o alrededor de cinco mil millones de veces el tamaño de nuestro sistema solar. Se estima que el gas es de unos 84 millones de grados Fahrenheit (unos 46 millones de grados Celsius). Aunque esto pueda parecernos caliente, todavía es relativamente frío en comparación con algún gas interestelar.

Se cree que la burbuja de gas se formó cuando dos cúmulos de galaxias, uno grande y otro pequeño, chocaron hace miles de millones de años. Durante el accidente, una gota de gas relativamente frío del pequeño cúmulo se cortó y se lanzó al espacio por sí sola.

Durante sus viajes, fue absorbido por la inmensa gravedad del cúmulo de galaxias Abell 3266, al que entró hace unos 2.000 millones de años. La mancha se encuentra actualmente cerca del centro de Abell 3266.

Forraje de estrella

Abell 3266 es uno de los cúmulos de galaxias más masivos del cielo austral, que contiene cientos de galaxias y grandes cantidades de gas sobrecalentado. Los científicos piensan que la materia oscura, una sustancia misteriosa que se cree que constituye la mayor parte de la materia en el universo, es el pegamento invisible que mantiene unidas tanto a Abell 3266 como a la bola de gas.

Utilizando datos de rayos X del satélite XMM-Newton de la Agencia Espacial Europea, los investigadores produjeron un mapa de entropía de Abell 3266 y la bola de gas. En termodinámica, la entropía es una medida del grado de aleatoriedad o desorden en un sistema.

El mapa muestra cómo se extrae gas del núcleo del cometa gaseoso y se forma una gran cola que contiene grumos dispersos de gas frío y denso. Los investigadores estiman que el cometa gaseoso pierde aproximadamente la masa de un sol cada hora.

Este gas extraído probablemente se convertirá en combustible para nuevas estrellas, dijo el miembro del equipo de estudio Mark Henriksen, también de la Universidad de Maryland, condado de Baltimore.

El cometa gaseoso es tan masivo que probablemente podría formar su propia galaxia, pero los investigadores creen que el escenario más probable es que se sume a la mayor parte de una galaxia elíptica gigante que ya se está formando en el centro de Abell 3266.


HD 101584: Una estrella binaria arroja un extraño reloj de arena de gas

Dale una oportunidad a la naturaleza y hará cosas realmente extrañas.

Ya es bastante peculiar que las estrellas cambien tanto a lo largo de su vida. Toma una estrella como el sol. Déjelo envejecer durante, oh, 12 mil millones de años, y pasará de ser una bola de plasma caliente bastante compacta de un millón de kilómetros de ancho a convertirse en una inmensa 300-gigante de un millón de kilómetros de ancho, tan enorme que su densidad se reduce a casi un vacío en su superficie y la temperatura desciende en un factor de dos, cambiando su tono a rojo.

La gravedad en su superficie es mucho menor (debido al tamaño) que un átomo de gas allí se siente mucho menos atraído hacia abajo. Pero al mismo tiempo, la feroz energía que irradia desde abajo imparte una fuerza hacia el exterior que es más fuerte que la gravedad. El gas sale volando. Este proceso en realidad elimina la mayoría de las capas externas de la estrella, que fluyen, dejando atrás el núcleo de la estrella, una enana blanca diminuta pero muy caliente.

Quiero decir, vamos. ¡Eso es tan raro!

Ahora agregue una estrella compañera, una segunda estrella para crear un sistema binario. Entonces las cosas se ponen De Verdad extraño.

El gas expulsado del sistema estelar binario HD 101584 forma una nebulosa general con forma de reloj de arena. Los colores representan velocidades: el rojo está lejos de nosotros, el azul hacia nosotros y el verde ni hacia ni lejos. Crédito: ALMA (ESO / NAOJ / NRAO), Olofsson et al. Reconocimiento: Robert Cumming

Eso es HD 101584. Bueno, la estrella en el centro (el punto verde) es HD 101584. El resto es gas y polvo expulsados ​​por el sistema, creando arcos extraños y formas de reloj de arena y swooshes * y chorros de material que fluyen.

¿Qué podría provocar toda esta estructura? Bueno, eso es lo divertido: no está del todo claro.

Esta observación es de ALMA, el arreglo milimétrico / submilimétrico de Atacama Large. Ubicado en el desierto de Atacama en Chile, utiliza una serie de platos para observar la luz más allá de lo que nuestros ojos pueden ver, justo este lado de las ondas de radio. Esto lo hace sensible a cosas como el polvo (granos de material rocoso y / o carbonoso) y al gas molecular frío.

ALMA detectó más de una docena de moléculas diferentes en el gas, pero la imagen está hecha específicamente de monóxido de carbono (o CO). Los colores representan velocidades: el azul es material que se dirige hacia nosotros, el rojo se aleja y el verde no se acerca ni se aleja de nosotros (aún podría estar moviéndose, pero perpendicular a nuestra línea de visión, por lo que no hay un desplazamiento Doppler hacia la luz). Ese no es el color real del gas, se supone que representa la velocidad y dirección del gas.

La estructura descrita se está volviendo familiar para los astrónomos: una forma de reloj de arena con un disco denso o anillo de material alrededor de la cintura, similar al visto alrededor de la Supernova 1987A. Es casi seguro que esto se deba a las interacciones con una estrella compañera.

La supernova SN 1987A ocurrió en un denso campo de estrellas y gas en una galaxia cercana. En esta toma de campo amplio se pueden ver los tres anillos de gas que forman el contorno de una nebulosa de reloj de arena alrededor de la estrella. Crédito: NASA, ESA y R. Kirshner (Centro Harvard-Smithsonian de Astrofísica y Fundación Gordon y Betty Moore) y P. Challis (Centro Harvard-Smithsonian de Astrofísica)

Dejado por sí mismo, un gigante rojo soplará un viento esférico, expulsando sus capas externas en una esfera en constante expansión. Sin embargo, si hay una segunda estrella y está lo suficientemente cerca de la primera, suceden cosas extrañas. La gigante roja puede expandirse tanto que envuelve a su compañera, la segunda estrella es en realidad adentro el gigante rojo. Las capas externas de la primera estrella son mucho menos densas cuando se expanden, por lo que la segunda estrella orbita dentro de esta sopa delgada.

Mientras lo hace, pueden suceder varias cosas que alteren la forma en que la gigante roja sopla el material. Por un lado, el movimiento orbital de la segunda estrella cambia, está atravesando el gas, robándole la energía orbital. Empieza a caer lentamente hacia el centro del gigante rojo. Pero lo contrario de esto es que es donación su energía orbital a ese gas, de modo que el gas obtiene más energía y se expulsa más fácilmente.

La mayor parte del gas desaparece en el plano ecuatorial de la órbita mutua de las dos estrellas. Eso es solo física del patio de recreo. ¡Literalmente! Si alguna vez has estado en uno de esos discos giratorios con asas, estás familiarizado con la fuerza centrífuga (o la aceleración centrípeta, según el marco de referencia que elijas). Se siente como si una fuerza lo alejara del centro del disco a lo largo de su superficie mientras gira. Lo mismo ocurre con las estrellas, ya que orbitan alrededor de los demás, el gas tenderá a alejarse del centro de su órbita en el plano de su órbita.

Eso crea un disco denso de material alrededor de ambas estrellas (llamado disco circumbinario). Pero las cosas por encima y por debajo del plano orbital de las estrellas todavía sienten una fuerza hacia afuera debido a toda la energía generada dentro de la estrella, por lo que el material también se dispara, hacia arriba y hacia abajo, creando dos grandes lóbulos que forman la forma de un reloj de arena. Da la casualidad de que vemos la órbita de estas estrellas casi de frente (tenga en cuenta que el disco circumbinario verde es casi circular si viéramos este sistema en un ángulo, sería más elíptico), por lo que un lóbulo se expande hacia nosotros (el de color azul) y uno de distancia (el rojo).

Las cosas se complican después de esto. La distancia al sistema estelar no se conoce bien, y mucho de lo que vemos depende de qué tan lejos esté. Por ejemplo, el tamaño de la estructura no está claro. Eso hace que sea difícil saber cuánta energía tiene el gas a medida que se expande. Esa energía proviene de la segunda estrella en espiral, que a su vez depende de las masas de las dos estrellas. Pueden estar cerca de nosotros y tener una masa menor, o más lejos de nosotros y tener una masa mayor.

Algunos efectos sutiles indican que el sistema está más cerca y las masas de estrellas más bajas. Por ejemplo, las proporciones de isótopos de oxígeno que se ven en el gas son más compatibles con lo que se espera que cree una estrella de menor masa, una con menos masa que la del Sol, lo que hace que el sistema esté más cerca. Los autores de la investigación se inclinan hacia esta conclusión.

Curiosamente, la cantidad de energía que calcularon que se puede extraer de la segunda estrella en espiral es un factor de diez demasiado bajo para explicar el gas expulsado. Una segunda fuente de energía debe estar escondida allí. Sugieren que el material del gigante rojo está cayendo sobre la segunda estrella, creando un disco a su alrededor y que libera suficiente energía para explicar las cosas. Curiosamente, aunque no está en la gran imagen general, hay evidencia de material alejándose que no se alinea bien con el resto de la estructura. Los autores sugieren que esto podría ser material que se aleja de la segunda estrella. No es seguro, pero la idea explica mucho de lo que se ve.

Por extraño que sea todo esto, no es raro. Hay miles de millones de estrellas en la galaxia como nuestro Sol, capaces de convertirse en gigantes rojas cuando mueren y expulsar gas, formando lo que llamamos nebulosas planetarias. Y quizás la mitad de todas las estrellas están en binarios. Las nebulosas planetarias tienen todo tipo de formas, algunas similares a HD 101584, posiblemente debido a la binariedad de sus estrellas. El Sol en sí no es un binario, por lo que no se verá así, pero es muy posible que se convierta en una nebulosa planetaria en, oh, seis o siete mil millones de años más.

¿Tan raro? Si. Pero, ¿qué significa ser extraño si muchas otras cosas también lo son, especialmente de la misma manera?

Todo el Universo es extraño. Podemos aprender mucho sobre las estrellas binarias y los estados finales estelares de HD 101584, pero tal vez el solo hecho de recordar esa rareza cósmica también sea una buena lección.


Tamaño de la estrella más pequeña posible fijada

Los astrónomos han determinado un tamaño estelar mínimo, lo que ayuda a aclarar la línea entre las estrellas verdaderas y las extrañas "estrellas fallidas" llamadas enanas marrones.

Todas las estrellas deberían tener al menos un 8,7 por ciento del ancho de nuestro propio sol, con un brillo promedio no inferior al 0,00125 por ciento del de la estrella de la Tierra, dijeron los investigadores. Además, calcularon que todas las estrellas probablemente tengan temperaturas superficiales de al menos 3.140 grados Fahrenheit (1.727 grados Celsius).

"Ahí es donde vive la estrella más pequeña", dijo Todd Henry de la Universidad Estatal de Georgia a los periodistas el lunes (3 de junio) en la 222ª conferencia de la Sociedad Astronómica Estadounidense en Indianápolis. [Top 10 de misterios de estrellas]

Justo por encima de estos umbrales se encuentran las enanas rojas, que constituyen alrededor del 75 por ciento de las estrellas de la Vía Láctea, agregó. Justo debajo hay enanas marrones, objetos extraños más grandes que los planetas pero demasiado pequeños para encender las reacciones de fusión nuclear que impulsan las estrellas.

Henry lidera un proyecto llamado Consorcio de Investigación sobre Estrellas Cercanas (RECONS), que se formó en 1994. Desde 1999, RECONS ha estado utilizando el Observatorio Interamericano de Cerro Tololo (CTIO) en Chile para cazar y caracterizar las enanas rojas y marrones cercanas. .

En el nuevo estudio, Henry y sus colegas mapearon tamaños y varias otras características para cientos de objetos estelares y subestelares utilizando observaciones CTIO y las realizadas por varios otros instrumentos: el telescopio de investigación astrofísica austral de Chile, el telescopio espacial WISE de la NASA y el telescopio Two Micron All- Sky Survey (que utilizó CTIO y un telescopio en Arizona).

"Si lo juntas todo, descubres que hay una caída" en el 8,7 por ciento del radio del sol, dijo Henry. "Y eso es lo que llamamos la estrella más pequeña".

Por tanto, las estrellas pueden ser más pequeñas que algunos planetas gigantes gaseosos, incluido Júpiter. Pero el tamaño en este caso se refiere al volumen, no a la masa, las estrellas son mucho más masivas (y por lo tanto mucho más densas) que cualquier planeta, lo que permite que se produzcan reacciones de fusión nuclear en sus núcleos.

Estudiar las enanas rojas cercanas es más que un simple ejercicio académico, enfatizó Henry, y dijo que estas estrellas presentan quizás la mejor oportunidad para descubrir la vida más allá de nuestro propio sistema solar.

"Estas son las estrellas que vamos a buscar en busca de planetas que las rodeen y, finalmente, de vida en esos planetas. Y son las más cercanas a nosotros", dijo Henry. "Creo que las enanas rojas serían un gran lugar para vivir, porque duran para siempre".

Otros estudios han destacado el intrigante potencial de sustento de la vida de las enanas rojas. A principios de este año, por ejemplo, un equipo de investigación independiente concluyó que el 6 por ciento de las 75 mil millones de enanas rojas de la Vía Láctea probablemente albergan planetas habitables, aproximadamente del tamaño de la Tierra.

Eso equivale a al menos 4.500 millones de tales "Tierras alienígenas", la más cercana de las cuales podría encontrarse a una mera docena de años luz de distancia, dijeron los investigadores.


Galaxy Halos recicla gas interestelar en estrellas bebés

La forma en que una galaxia evoluciona de una espiral activa de formación de estrellas a una colección pasiva de estrellas ha dejado perplejos a los astrónomos, pero una serie de nuevos estudios pueden haber encontrado la respuesta dentro de vastas nubes de gas galáctico.

Expulsados ​​por estrellas moribundas, los halos de gas galáctico pueden ayudar a impulsar la creación de nuevos objetos estelares, dijeron los investigadores. En la nueva investigación, un estudio encontró que los halos de gas dominan el espacio alrededor de las galaxias espirales, pero son significativamente más pequeños alrededor de las galaxias con poca o ninguna formación estelar. Los halos también son más grandes y más ricos en metales de lo previsto, encontraron los científicos.

Tres artículos, publicados juntos en la edición de hoy (17 de noviembre) de la revista Science, estudian la ubicación de estos halos y cómo el gas entra y sale de las galaxias.

Contenido reciclado

Los astrónomos conocen desde hace mucho tiempo la existencia de halos de galaxias, que pueden tener hasta 450.000 años luz de diámetro. [65 grandes fotos de galaxias de todos los tiempos]

Usando el Espectrógrafo de Orígenes Cósmicos (COS) en el Telescopio Espacial Hubble, un equipo dirigido por Jason Tumlinson, del Instituto de Ciencia del Telescopio Espacial en Baltimore, buscó oxígeno en los halos. Luego infirieron la cantidad total de elementos pesados ​​y, por lo tanto, la cantidad total de gas.

Los resultados fueron sorprendentes.

"La cantidad de oxígeno que encontramos requiere alrededor de mil millones de masas solares de estrellas para producir", dijo Tumlinson a SPACE.com. "En casi cualquier medida, eso es bastante grande".

Debido a que todos los elementos, excepto el hidrógeno y el helio, se forman dentro de las estrellas y se esparcen por el espacio cuando explotan, esto reduce los orígenes de la mayor parte del gas dentro del halo.

La mayoría de las explosiones individuales no producirán la energía necesaria para expulsar el gas. Pero una cadena de explosiones podría hacerlo.

A medida que las galaxias se fusionan, la entrada de polvo y gas en el nuevo centro puede desencadenar una repentina formación de estrellas. Debido a que todas estas nuevas estrellas se forman aproximadamente al mismo tiempo, todas mueren con unos pocos millones de años entre sí, generando una enorme cantidad de energía.

Esta fuerza, conocida como superviento galáctico, barre el polvo y el gas fuera de la galaxia y los lleva al halo.

A veces, el gas vuelve a caer en su galaxia madre, donde ayuda a dar a luz nuevas estrellas. Un estudio del halo que rodea la Vía Láctea reveló que contenía suficiente material para impulsar la formación de estrellas durante otros mil millones de años.

Pero si hay suficiente energía, el superviento galáctico puede barrer el gas completamente fuera de la galaxia.

Soplando en el superviento

Todd Tripp, de la Universidad de Massachusetts, estudió una sola galaxia donde la mayor parte del material escapó permanentemente.

"Pudimos sondear diferentes aspectos de estos flujos de salida, gracias al Espectrógrafo Cosmic Origins en el Hubble", dijo Tripp a SPACE.com. [Descubrimientos asombrosos del telescopio Hubble]

El Hubble les permitió obtener una visión más detallada y amplia de los halos.

"Los flujos anteriores han visto nubes, pero no han podido rastrearlas hasta estas distancias", dijo Tripp.

El halo que rodea la galaxia, conocido como Galaxy 177_9, se extiende a más de 220.000 años luz. Un año luz, la distancia que recorre la luz en un solo año, es de aproximadamente 6 billones de millas (10 billones de kilómetros). El halo del Galaxy 177_9 no fue uno de los 42 estudiados por Tumlinson, pero los equipos trabajaron en estrecha colaboración.

Luego, el grupo de Tripp calculó la velocidad del gas en el halo. Para su sorpresa, el gas salía a velocidades de hasta 3,2 kph (2 millones de mph), lo suficientemente rápido como para escapar de la gravedad de la galaxia y liberarse al espacio.

"Este es un sistema en el que está absolutamente claro que parte del gas está saliendo y no regresando", dijo Tumlinson.

Diferencias galácticas

Las fusiones de galaxias traen nuevos materiales a la mesa y pueden impulsar la creación de estrellas. Pero los nuevos nacimientos también pueden significar la muerte del sistema, si las violentas explosiones expulsan el material necesario del sistema después de un solo ciclo.

Este escape, alimentado por estallidos de estrellas, podría ayudar a explicar cómo las galaxias activas en formación de estrellas pueden volverse inactivas tan rápidamente.

El hecho de que los halos dominen las galaxias formadoras de estrellas parece proporcionar más evidencia de la correlación. A medida que el gas se agota o se expulsa, la tasa de natalidad estelar disminuye. Ambos equipos tienen la intención de examinar otros sistemas para ver qué tan frecuentes son estos resultados.

Galaxy 177_9 es parte de un estudio más amplio en el que Tripp ya está trabajando.

"Queremos estudiar las envolturas gaseosas de una amplia variedad de galaxias de diferentes tipos".

Esto les ayudará a determinar qué tan extendidas se encuentran entre los halos características como la velocidad rápida. Tumlinson también tiene la intención de seguir estudiando los halos alrededor de más galaxias.

"Hay miles de millones de galaxias en el universo y pudimos observar unas 40", dijo. "Esa es una muestra bastante pequeña".

Studying the size and composition of shells around other spiral and elliptical galaxies should help provide astronomers with more insights into galaxy evolution.


Unprecedented stron or low activity

A new cycle of storms will begin any day now, and astrophysicists are divided on how active or threatening it will be. The sun may be about to set records for sunspot numbers and violent storms, or it may be sliding into a decline like the Maunder Minimum, from 1645 to 1715, when hardly any sunspots appeared — a period that became known in Europe as the Little Ice Age.

We live in the atmosphere of a star,” as Scott McIntosh, a solar physicist at the National Center for Atmospheric Research in Boulder, Colo., often says. "As a civilization we take our star for granted.

Here, 93 million miles from the nearest star — the one we call our sun — we exist and mostly thrive on the edge of almost incomprehensible violence and complexity.

The sun is a medium-size star, a ball of blazing-hot ionized gas one million miles in diameter. Its large inside rotates faster than its outside, and the outer layers rotate faster at the equator than at the poles. The result is a snarled nest of magnetic fields, which manifest as sunspots and worse when they break the surface.

Every second, thermonuclear reactions in the center of the sun burn 600 million tons of hydrogen into 596 million tons of helium. The missing four million tons, turned into pure energy, constitute the mortgage payment for all the life on Earth and perhaps elsewhere in the solar system. As the energy emerges from the sun, it rises through successively cooler and less dense layers of gas and finally, 100,000 years later, from the photosphere, or surface, where the temperature is a mere 5,700 degrees Fahrenheit.

The sun is amazingly consistent in making these mortgage payments. A few years ago an experiment in Italy confirmed that our star does not seem to have changed its energy output in at least the last 100,000 years, the time it takes that energy to migrate from the sun’s core.

The researchers were able to calculate how much energy the sun produces in real time, by measuring subatomic particles called neutrinos that are produced by nuclear reactions inside the sun, escape in seconds and reach Earth in just eight minutes. This energy, they found, matched the output that was generated 100,000 years ago and is only now detectable.

The action doesn’t stop at the sun’s surface. That friendly yellow photosphere boils like oatmeal and is pocked with dark magnetic storms (the infamous sunspots) that crackle, whirl and lash space with showers of electrical particles and radiation. The corona, composed of thin, superhot streamers of electrified gas, and visible only during solar eclipses, extends millions of miles from the glowing surface.

Things sometimes go wrong, although so far on a scale far below the outbursts seen on Proxima Centauri. As the magnetic fields generated by all that swirling, electrified gas emerge on the sun’s surface, they become twisted and tangled. Eventually they snap and reconnect in loops, releasing enormous amounts of radiation and charged particles — an explosive solar flare that can be more powerful than millions of hydrogen bombs.

Sometimes these flares blow whole chunks of the sun’s outer layers into space, in events called coronal mass ejections. The mother of all known solar storms thus far occurred on Sept. 1, 1859, when a blob of sun slammed into Earth. Sparks flew from telegraph systems in Europe and North America, causing fires. The auroras that night stretched as far south as Hawaii and Cuba and were so bright that people could read their newspapers by their light.

In 2012 another a coronal mass ejection barely missed Earth. An earlier study by the National Academy of Sciences concluded that a direct hit by such a storm could cause some $2 trillion in damage, shutting down the power grid and rendering satellites at least temporarily blind. Forget about trying to use the internet or your local A.T.M. many people wouldn’t even be able to flush their toilets without the electricity to run water pumps, the report noted. “I think as a civilization we become screwed,” Dr. McIntosh said.

Such storms are more likely to occur during the high points of the sun’s mysterious 11-year cycle of sunspot activity.

Lately, the sunspot cycles have been getting weaker. During the last cycle, 101 spots were observed on the sun in 2014, the year of peak activity that was well below the historical average of 160 to 240.

Last year, a committee of scientists from NASA and the National Oceanic and Atmospheric Administration forecast that the coming cycle would be similarly anemic, with a peak in 2025 of about 115 sunspots.

But Dr. McIntosh and his colleagues have produced a radically different forecast, of more than 200 sunspots at its peak. The 11-year sunspot cycle, they say, based on an analysis of 140 years of solar measurements, belies a more fundamental 22-year Hale cycle, named after its discoverer, George Ellery Hale. During that period the sun’s magnetic field reverses its polarity, then switches back.

Each cycle ends or begins when two bands of magnetism, migrating from opposite, high latitudes of the sun, meet at the equator and annihilate each other. On average each phase of the cycle takes 11 years, but it can vary.

Dr. McIntosh and his team found that the longer a cycle went on, the weaker the next cycle would be, and vice versa. The current cycle, the 24th since record-keeping started, shows every sign of ending after a little more than 10 years — shorter than average, which means the next cycle should be strong.

Sunspot Cycle 25 could have a magnitude that rivals the top few since records began,” Dr. McIntosh said in late April. On Thursday, he and his team were still waiting for “ignition” to begin. "It is very, very close,” he wrote in an email. "We are watching very closely.

At stake, besides the health of our planetary infrastructure, is the pride that astronomers take in feeling that they understand the complicated and violent processes going on behind the sun’s relatively calm face.

I think the problem with the sun is that we’re too close to it, and so there’s too much data about the sun,” Dr. McIntosh said. He called it a breaker of models: “Your models are going to fail eventually. It’s part of the reason why it’s so hard to forecast the weather, right? Because our observations are so detailed, but you know it’s hard to get it absolutely right.

Tony Phillips, an astronomer who runs the website Spaceweather.com, agreed in an email. "In my experience, when people really understand something, they can explain it simply,” he said. "It is striking to me that almost no one in the solar-cycle prediction business can explain their favorite dynamo model in a way that lay people can ‘get it.’

The situation reminded him of the proverbial blind men who try to produce a Theory of Elephants, with one of them focused solely on feeling the animal’s trunk.

Scott and Bob are standing off to the side shouting, ‘Hey, you guys are ignoring most of the elephant,’” he said. "In other words, there’s more to the solar cycle than is commonly assumed by conventional models. And so, according to Scott, they are doomed to get the big picture wrong.

Jay Pasachoff, an astronomer at Williams College who has spent his life observing the corona during solar eclipses, said he did not put much store in such forecasts. In an email, he recounted a meeting during the last cycle that had “an amusing set of talks.”

The conversation, as he recalled it, went: “The next cycle will be stronger than average, the next cycle will be weaker than average, the next cycle will be either stronger than average or weaker than average, the next cycle will be neither stronger than average nor weaker than average.

He added, “So my plan is to wait and see.


'The Godzilla of Earths!' New planet weighing 17 times greater than Earth discovered

The newly discovered Kepler-10c planet has been dubbed ‘Mega-Earth’ thanks to its diameter of 29,000 kilometers and an estimated weight 17 times greater than Earth, which has a diameter of 12,742 kilometers. This makes Kepler-10c the biggest rocky planet ever discovered.

The new planet is circling a very old Sun-like star, Kepler-10, some 560 light years from Earth. If you look up in the sky this star can be seen in the Draco constellation, which is 300 million light years away.

The Kepler-10c planet is so unique because scientists hitherto believed that planets so big could only be made mostly of gas, like our solar system’s Jupiter and Saturn, which have a solid core of rock and metals, surrounded by a deep layer of frozen and liquid hydrogen, helium and other gases.

"A mega-Earth is a lot of solids concentrated in the same place without any gas. That is a problem because our understanding for how planets form requires the solids to get together in an environment where almost 99 percent of the mass . is hydrogen and helium," Dimitar Sasselov, professor of astronomy at Harvard University and director of the Harvard Origins of Life Initiative, told reporters. Sasselov described the newly-found planet as “the Godzilla of Earths.”

“This is a planet that doesn't fit the usual models of planetary formation,” the Guardian reported Xavier Dumusque, of the Harvard Smithsonian Centre for Astrophysics, as saying. The staggering mass of Kepler-10c was measured by the Italian National Galileo Telescope on Las Palmas in the Canary Islands, Dumusque said. The average weight of Kepler-10c matter is 7 grams per cubic centimeter, which suggests the alien world is made mostly of rock.

The Kepler space observatory first spotted Kepler-10c in 2011, but at the time it could only guess at the approximate size of the planet: about 30,000 kilometers in diameter. Later the solar system was subjected to a closer inspection.

The discovery of an unusual planet was announced at the American Astronomical Society meeting in Boston. Speaking to reporters after the meeting, Sasselov said that the discovery of a mega-Earth planet increases the chances of finding extraterrestrial life forms.

“As far as we know – and we know very little about origins of life – we think that life emerged from geochemistry” and such processes more easily occur on solid planets, Sasselov said, adding that it takes more time to form a large solid planet and in the process such planets could gather up large amounts of gas.

“Finding Kepler-10c tells us that rocky planets could form much earlier than we thought. And if you can make rocks, you can make life,” Sasselov said.

So far Kepler-10c’s surface is estimated to be as hot as 310 degrees Celsius, but if it has an atmosphere, than it means its surface could be cool enough to host life.

The Kepler-10 solar system was formed about 11 billion years ago, or a mere 3 billion years after the Big Bang. For reference, our own solar system was formed 4.6 billion years ago.

The system also has another planet, a lava world Kepler-10b that closely orbits its sun every 20 hours. A year on Kepler-10c lasts 45 Earth days.

A discovery of a solid rock mega-planet is a great event for astronomers as the absolute majority, or 75 percent, of the planets discovered by Kepler space observatory are gas giants with diameters less than four times of that of Earth’s.


Astronomers are watching a star die in real time

Stars seem eternal, but they’re not. They may live for billions of years, but they eventually die. How exactly they do this depends on lots of things, most importantly their mass: High-mass stars explode, while stars that are more Sun-like in their mass do so more slowly.

The Sun is many billions of years away from swelling into a red giant, shedding its outer layers, revealing its core as a tiny, hot white dwarf, and then fading away over time. But the star T Ursae Minoris (or T UMi) is already a red giant, and has been showing signs it’s entering its terminal count.

What’s really cool about this is that it’s changing rapidly right now, quickly enough that astronomers have been able to watch these changes occurring over just a few years (though it’s more obvious over many decades). T UMi is dying, and we’re watching it happen.

The engine behind all this lies deep inside the star. During a star’s “normal life”, hydrogen fuses into helium in the core. The helium takes far higher pressures and temperatures to fuse, so it builds up in the center, inert. If the star has enough mass, eventually enough helium builds up to start fusing into carbon and oxygen. That then builds up, inert, a dense lump of incredibly hot and compressed matter roughly the size of the Earth.

Some stars have enough mass that this C/O ball will eventually start to fuse as well, creating progressively heavier elements, leading (in stars with more than about 8 times the Sun’s mass) to an explosion: supernova. But for stars more like the Sun the process ends here. Kinda…

That ball of carbon and oxygen is fiercely hot. Even if the star itself lacks the pressure to continue to fuse helium, the energy radiating upward from that core is so huge it can ignite helium fusion around it. This happens in a thin spherical shell around the core. Not only that, but the helium fusion generates enough energy to create a shell of hydrogen fusing around it! In these cases the core is not fusing at all all the action is happening around eso.

In the meantime, all this energy being generated in the center of the star gets dumped into the outer layers (which are mostly hydrogen). When you heat a gas it expands, and so the star swells up, becoming a giant. The energy it emits per square centimeter on its surface, though, actually drops, so it cools and becomes red. We call such stars gigantes rojas.

However, this situation is not stable. [Note: All of the stuff I’m describing here is outlined in much more detail in my book Death from the Skies! which all the cool kids are buying.] The physics of thin shell helium fusion is such that the rate of fusion is ridiculously sensitive to temperature — it literally goes as the 40th power of temperature! If the temperature goes up by, say, 20%, the rate of fusion in the helium shell will increase by well over a factor of a thousand! So any change in the conditions and the fusion rate jumps hugely, generating a lot of energy very rapidly.

And that does happen. The inert core shrinks under the force of its own gravity, and heats up. That heat goes into the helium shell, which responds by fusing faster, and eventually a tipping point is reached. The rate becomes so huge that it essentially uses up all the helium in one sudden flash.

This is called a thermal pulse, and the name is pretty mundane compared to the mind-numbing amounts of energy it dumps into the star. This makes the outer layers expand so rapidly the star’s gravity can’t hold on, and the material is ejected, blasted away from the star and into space.

After that, things settle down, but the cycle repeats. The helium starts to fuse in a thin shell again, things spiral out of control, and boom! A star like the Sun will go through this several times before the outer layers are completely ejected, the intensely hot white dwarf core is exposed, and the energy from it makes the ejected outer layers glow, becoming a planetary nebula.

T UMi is undergoing this right now. The new paper out about it indicates that over the past century or so it’s showing signs that it recently underwent just such a thermal pulse! This has never been seen before.

T UMi is what’s called a Mira-type variable. Besides being a red giant undergoing thermal pulses, the outer layers themselves pulsate, literally expanding and contracting. This is a different phenomenon from the pulse (note the different words being used). At the pressure and temperatures that exist in the outer layers, conditions are such that the gas expands and contracts on a timescale of about a year. This is fairly common in stars like this.

But what’s weird is that over the past century, these pulsations have changed significantly. Just a century or so ago the star went through a cycle of contracting and expanding again about once every 310 days. That cycle now takes just about 200 days! That’s a enorme change. These pulsations affect the star’s brightness when it contracts it gets hotter but the surface area shrinks, which in the end makes the star fainter. When it expands it has a lot more surface area emitting light so it gets brighter. These changes are pretty easy to measure even with a small telescope, and in fact the research relies on amateur observations of T UMi over the past several decades.

The authors of the study posit that the star underwent a pulse just a few decades ago, and this is what’s affecting the outer layer pulsations. They predict the star’s pulsation rate will continue to shrink for about another 50 years before slowing again — that’s a testable prediction, and one that an astronomer can observe over single lifetime. That’s astonishing! Most changes in stars take millennia or even more.

The red giant star T Ursae Minoris (center). Note the color. Credit: DSS

The models they made to work all this out also give some numbers for the star. It probably started with twice the mass of the Sun and has lost about 15% of that due to ejections from thermal pulses. It’s about 1.2 billion years old — more massive stars age faster. Also, it’s definitely a red giant, since it’s diameter is nearly 300 times the Sun’s — about 400 million kilometers. If the Sun were that big it would engulf the Earth and nearly be big enough to swallow Mars!

This too will eventually be the fate of the Sun. I wouldn’t worry about it on a personal level too much it won’t even start to undergo thermal pulses for another 7.7 billion years. Or so. Plenty of time to get your affairs in order, I’d wager.

But this is of great scientific interest. The Sun is the nearest star to us and the one that is arguably best studied. Understanding its behavior leads us to understand stellar behavior in general. And, of course, there’s a certain morbid fascination with how the Sun will shuffle off its own mortal coil. It probably won’t get big enough to engulf the Earth (as it loses mass its gravitational hold on Earth weakens, so our orbit expands, probably enough to keep it from getting swallowed up), and new works shows the exposed core of the Sun may be hot enough to make the ejected gas become a planetary nebula.

That’ll be pretty! For aliens living eons from now, I suppose.

In the meantime observations of T UMi will continue, and we can keep watching this saga unfold before us. It amazes me that we can use our knowledge of physics to understand what happens hundreds of millions of kilometers beneath the surfaces of stars, and observe them to see if it all works… and it’s even more amazing that it does work.


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