При превръщането на Слънцето в бяла джудже, възможни са смущения или изхвърляния на останалите планети през еони
Слънчева система след фазата на червената гигантска звезда
Приблизително след ~5 млрд. години нашето Слънце ще продължи синтеза на водород в ядрото си (основната последователност). Въпреки това, след изчерпване на това гориво, то ще премине във фазите на червена гигантска звезда и клон на асимптотичната гигантска звезда, ще загуби голяма част от масата си и в крайна сметка ще се превърне в бяла джудже. По време на тези късни етапи орбитите на планетите – особено на външните гиганти – могат да се променят поради загуба на маса, гравитационни приливни сили или, ако са достатъчно близо, съпротивление от звездния вятър. Вътрешните планети (Меркурий, Венера, вероятно и Земята) най-вероятно ще бъдат погълнати, но останалите могат да оцелеят в променени орбити. През много дълги епохи (десетки милиарди години) други фактори, като случайни преминаващи звезди или галактически приливи, ще пренаредят или разпаднат още повече тази система. По-долу разглеждаме по-подробно всеки етап и възможните последици.
2. Основни фактори на динамиката на късната Слънчева система
2.1 Загуба на маса на Слънцето в етапите на червения гигант и AGB
В стадия на червения гигант и по-късно в AGB (асимптотичната гигантска клонка) външната част на Слънцето се разширява и постепенно се губи чрез звездни ветрове или силни пулсиращи изхвърляния. Смята се, че до края на AGB Слънцето може да загуби ~20–30 % от масата си:
- Светимост и радиус: Светимостта на Слънцето се повишава до хиляди пъти по-голяма от настоящата, радиусът може да достигне ~1 AU или повече в стадия на червения гигант.
- Скорост на загуба на маса: В продължение на няколкостотин милиона години мощни ветрове постепенно отстраняват външните слоеве, в края се образува планетарна мъглявина.
- Влияние върху орбитите: Намалената маса на звездата отслабва нейното гравитационно влияние, така че орбитите на останалите планети се разширяват, съобразно простото отношение на две тела, където a ∝ 1/M☉. С други думи, ако масата на Слънцето намалее до 70–80 %, полуосите на планетите могат пропорционално да нараснат [1,2].
2.2 Поглъщане на вътрешните планети
Меркурий и Венера почти сигурно ще бъдат погълнати от разширената външна част на Слънцето. Земята се намира на границата – някои модели показват, че загубата на маса може да разшири орбитата ѝ достатъчно, за да избегне пълното потъване, но приливните сили все пак могат да я унищожат. След края на етапа AGB може да останат само външните планети (от Марс нататък) и джуджевидните и малки тела, макар и с променени орбити.
2.3 Образуване на бялата джудже
В края на AGB Слънцето изхвърля външните слоеве за десетки хиляди години, образувайки планетарна мъглявина. Остава ядрото на бялата джудже (~0,5–0,6 слънчеви маси), синтезата вече не протича; то само излъчва топлинна енергия и се охлажда в продължение на милиарди или дори трилиони години. Намалената маса означава, че останалите планети имат разширени или по друг начин променени орбити, което определя дългосрочната динамика в новото съотношение маса звезда–планета.
3. Съдбата на външните планети – Юпитер, Сатурн, Уран, Нептун
3.1 Разширяване на орбитите
По време на етапа на загуба на маса на червения гигант и AGB орбитите на Юпитер, Сатурн, Уран и Нептун ще се разширят адиабатично поради намаляващата маса на Слънцето. Приблизително крайната полуос af може да се оцени, ако продължителността на загубата на маса е голяма в сравнение с орбиталния период:
a(f) ≈ a(i) × (M(⊙,i) / M(⊙,f))
Където M⊙,i е първоначалната маса на Слънцето, а M⊙,f – крайна (~0,55–0,6 M☉). Орбитите могат да се увеличат ~1,3–1,4 пъти, ако звездата загуби ~20–30 % от масата си. Например, Юпитер на разстояние ~5,2 а.е. може да се отдалечи до ~7–8 а.е., в зависимост от крайната маса. Подобно разширение се очаква и за Сатурн, Уран и Нептун [3,4].
3.2 Дългосрочна стабилност
След като Слънцето се превърне в бяла джудже, планетната система може да остане още милиарди години, макар и разширена. Въпреки това с времето могат да се появят фактори, дестабилизиращи системата:
- Взаимни смущения между планетите: През гигагодини (109 г.) резонанси или хаотични явления могат да се натрупват.
- Преминаващи звезди: Слънцето се движи в Галактиката, така че близките приближавания на звезди (няколко хиляди а.е. или по-малко) могат да разстроят орбитите.
- Галактически приливи: В мащаб от десетки или стотици милиарди години слаби галактически приливи могат да влияят на външните орбити.
Някои модели показват, че ~1010–1011 С течение на годините орбитите на гигантските планети могат да станат достатъчно хаотични, предизвиквайки изхвърляния или сблъсъци. Но това са дългосрочни процеси и системата може да остане поне частично непроменена, ако няма силни въздействия. В крайна сметка стабилността зависи и от локалната звездна среда.
3.3 Примери за планети, които могат да останат
Често се споменава, че Юпитер (с най-голяма маса) и неговите спътници могат да останат най-дълго, продължавайки да обикалят около бялата джудже. Сатурн, Уран и Нептун са по-податливи на изхвърляне поради взаимодействия с нарушения, възникнали при Юпитер. Въпреки това, такива процеси на орбитални промени могат да продължат от милиарди до трилиони години, така че част от структурата на Слънчевата система може да съществува още много дълго време по време на охлаждането на бялата джудже.
4. Малки тела: астероиди, пояс на Кайпер и облак на Оорт
4.1 Астероиди във вътрешния пояс
Повечето тела в основния астероиден пояс (2–4 а.е.) са сравнително близо до Слънцето. Загубата на маса и гравитационните резонанси биха могли да изместят орбитите им по-навън. Въпреки че „обвивката“ на червения гигант може да се простира до ~1–1,2 а.е. и да не закрие директно основния пояс, засиленият звездния вятър или радиация биха могли да предизвикат допълнително разпръскване или сблъсъци. След стадия AGB част от астероидите ще останат, но хаотичните резонанси с външните планети ще изхвърлят някои от тях.
4.2 Пояс на Кайпер, разпръснат диск
Пояс на Кайпер (~30–50 а.е.) и разпръснат диск (50–100+ а.е.) най-вероятно няма да се сблъскат с физическата обвивка на червения гигант, но ще усетят намаляване на звездната маса, поради което орбитите ще се разширят пропорционално. Освен това, при промяна на орбитата на Нептун, разпределението на ТНО може да се пренареди. През милиарди години преминаващите звезди могат да разпръснат много от ТНО. Същото важи и за облака на Оорт (до ~100 000 а.е.): той слабо ще усети директно гигантското разширение, но ще бъде много податлив на влиянието на преминаващи звезди и галактически приливи.
4.3 „Замърсяване“ на белите джуджета и падания на комети
Наблюдавайки бели джуджета в други системи, се вижда „замърсяване с метали“ в атмосферата – тежки елементи, които би трябвало да потънат, но остават само поради постоянния пад на астероидни или кометни отломки. По подобен начин при нашето бъдещо бяло джудже може да останат астероиди/комети, които от време на време се приближават до Roche границата, разрушават се и обогатяват атмосферата на джуджето с метали. Това би бил последният „преработващ“ процес на Слънчевата система.
5. Времеви мащаби на крайния разпад или оцеляване
5.1 Охлаждане на белите джуджета
Когато Слънцето стане бяло джудже (~7,5+ млрд. години в бъдещето), радиусът му ще бъде подобен на този на Земята, а масата ~0,55–0,6 M☉. Началната температура е много висока (~100 000+ K), постепенно спадаща през десетки/стотици милиарди години. Докато не се превърне в „черно джудже“ (теоретично, възрастта на Вселената все още не е достатъчна за този етап), орбитите на планетите през това време могат да останат стабилни или да бъдат разрушени.
5.2 Изхвърляния и преминавания
През 1010–1011 Годишните случайни приближавания на звезди (хиляди АУ) могат постепенно да изхвърлят планети и малки тела в междузвездното пространство. Ако Слънчевата система преминава през по-гъста среда или клъстер, скоростта на разпадане е още по-голяма. В крайна сметка може да остане самотно бяло джудже без оцелели планети или с някое далечно тяло.
6. Сравнение с други бели джуджета
6.1 „Замърсени“ бели джуджета
Астрономите често откриват бели джуджета с тежки елементи (напр. калций, магнезий, желязо) в атмосферата, които би трябвало бързо да потънат, но остават поради постоянния пад на малки тела (астероиди/комети). В някои WD системи се намират прахови дискове, образувани от разрушени астероиди. Тези данни показват, че планетарни останки в системите могат да оцелеят през фазата на бялото джудже, доставяйки материал от време на време.
6.2 Екзопланети около бели джуджета
Открити са няколко планетарни кандидати около бели джуджета (напр. WD 1856+534 b), големи, с размери, сравними с Юпитер, в много близки (~1,4 дни) орбити. Смята се, че тези планети може по-късно да са мигрирали навътре след загуба на маса на звездата или да са оцелели, устоявайки на разширяването на звездата. Това дава улики как след подобни процеси могат да оцелеят или да се променят гигантските планети в Слънчевата система.
7. Значение и по-широки прозрения
7.1 Разбиране на жизнения цикъл на звездите и планетарната структура
Изследвайки дългосрочната еволюция на Слънчевата система, става ясно, че животът на звездите и техните планети продължава далеч след края на главната последователност. Съдбата на планетите разкрива общи явления – загуба на маса, разширяване на орбитите, тласъчни взаимодействия – характерни за звезди, подобни на Слънцето. Това показва, че екзопланетарните системи около еволюиращи звезди могат да имат подобна съдба. Така завършва жизненият цикъл на звездите и планетите.
7.2 Крайна годност за живот и възможни евакуации
Някои спекулации твърдят, че напреднали цивилизации могат да комуникират с „управление на звездната маса“ или да преместват планети навън, за да оцелеят след края на стабилните периоди на звездата. Реалистично, от космическа перспектива, напускането на Земята (например към Титан или дори извън Слънчевата система) може да е единственият начин за човечеството или неговите бъдещи потомци да съществуват през еони, тъй като трансформацията на Слънцето е неизбежна.
7.3 Проверка на бъдещи наблюдения
Продължавайки анализа на „замърсените“ бели джуджета и възможните екзопланети около тях, ще разберем все по-точно как окончателно приключва животът на системи от типа на Земята. В същото време с усъвършенстването на моделирането на Слънцето става ясно колко се разширяват слоевете на червения гигант и с каква скорост се губи маса. Чрез сътрудничество между астрофизиката на звездите, орбиталната механика и изследванията на екзопланети се развиват все по-подробни картини за това как планетите навлизат в крайните си състояния при смъртта на звездата.
8. Заключение
През по-дълъг период (~5–8 млрд. години) Слънцето, преминавайки през фазите на червен гигант и AGB, ще претърпи значителна загуба на маса и вероятно ще погълне Меркурий, Венера и може би Земята. Останалите тела (външни планети, по-малки обекти) ще се отдалечат, тъй като масата на звездата намалява. В крайна сметка те ще орбитират около бяло джудже. През още милиарди години случайни преминавания на звезди или резонансни взаимодействия могат постепенно да разградят системата. Слънцето – вече студена, бледа останка – ще напомня слабо за някога процъфтяващото планетарно семейство.
Този край е характерен за звезди с маса около 1 Слънце, което показва колко краткотрайна е годността на планетите за живот. По-добро разбиране на тези крайни еволюционни етапи се постига чрез цифрови модели, наблюдателни данни от ярки червени гиганти и примери на „замърсени бели джуджета“. Така че, въпреки че сега се радваме на стабилната ера на главната последователност, космическата времева карта показва, че нито една планетарна система не е вечна – бавното изчезване на Слънчевата система е последната част от нейното пътуване, продължило милиарди години.
Връзки и допълнително четене
- Sackmann, I.-J., Boothroyd, A. I., & Kraemer, K. E. (1993). „Нашето Слънце. III. Настояще и бъдеще.“ The Astrophysical Journal, 418, 457–468.
- Schröder, K.-P., & Smith, R. C. (2008). „Отдалеченото бъдеще на Слънцето и Земята – преразглеждане.“ Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 386, 155–163.
- Villaver, E., & Livio, M. (2007). „Могат ли планетите да преживеят звездната еволюция?“ The Astrophysical Journal, 661, 1192–1201.
- Veras, D. (2016). „Еволюция на планетарните системи след главната последователност.“ Royal Society Open Science, 3, 150571.
- Althaus, L. G., et al. (2010). „Еволюция на бели джуджета.“ Astronomy & Astrophysics Review, 18, 471–566.