Při přeměně Slunce na bílého trpaslíka jsou možné perturbace nebo vyhození zbývajících planet během eonů
Sluneční soustava po fázi červeného obra
Přibližně ~5 mld. let bude naše Slunce pokračovat ve fúzi vodíku v jádře (hlavní sekvenci). Po vyčerpání tohoto paliva přejde do fází červeného obra a větve asymptotického obra, ztratí velkou část své hmoty a nakonec se stane bílým trpaslíkem. Během těchto pozdních stádií se dráhy planet – zejména vnějších obrů – mohou měnit kvůli ztrátě hmoty, gravitačním přílivovým silám nebo, pokud jsou dostatečně blízko, odporu hvězdného větru. Vnitřní planety (Merkur, Venuše, pravděpodobně i Země) budou pravděpodobně pohlceny, ale ostatní mohou přežít na pozměněných drahách. Během velmi dlouhých epoch (desítky miliard let) další faktory, jako náhodné průlety hvězd nebo galaktické přílivy, dále přeskupí nebo rozloží tento systém. Níže podrobněji rozebíráme každou fázi a možné důsledky.
2. Hlavní faktory dynamiky pozdního slunečního systému
2.1 Ztráta hmotnosti Slunce ve fázích červeného obra a AGB
V červeném obra a pozdější fázi AGB (asymptotické větve obra) se vnější část Slunce rozšiřuje a postupně ztrácí hmotu hvězdnými větry nebo silnými pulzními výrony. Předpokládá se, že do konce AGB může Slunce ztratit ~20–30 % své hmotnosti:
- Jas a poloměr: Jas Slunce vzroste na tisíce násobků současné hodnoty, poloměr může v červeném obra dosáhnout ~1 AU nebo více.
- Rychlost ztráty hmoty: Během několika stovek milionů let silné větry postupně odnášejí vnější vrstvy, na konci vzniká planetární mlhovina.
- Vliv na dráhy: Snížená hmotnost hvězdy oslabuje její gravitační působení, takže dráhy zbylých planet se rozšiřují podle jednoduchého vztahu dvou těles, kde a ∝ 1/M☉. Jinými slovy, pokud hmotnost Slunce klesne na 70–80 %, poloosy planet mohou úměrně vzrůst [1,2].
2.2 Pohlcení vnitřních planet
Merkur a Venuše budou téměř jistě pohlceny roztaženou vnější vrstvou Slunce. Země se ocitá na hranici – některé modely ukazují, že ztráta hmoty by mohla dostatečně rozšířit její dráhu, aby se vyhnula úplnému ponoření, ale přílivové síly ji přesto mohou zničit. Po skončení fáze AGB pravděpodobně zůstanou pouze vnější planety (od Marsu) a trpasličí a malé tělesa, i když s pozměněnými drahami.
2.3 Vznik bílé trpaslice
Na konci AGB Slunce během desítek tisíc let vyvrhne vnější vrstvy a vytvoří planetární mlhovinu. Zůstane jádro bílé trpaslice (~0,5–0,6 hmotnosti Slunce), kde už nedochází k syntéze; pouze vyzařuje tepelnou energii a během miliard či dokonce bilionů let chladne. Snížená hmotnost znamená, že zbylé planety mají rozšířené nebo jinak pozměněné dráhy, což ovlivňuje dlouhodobou dynamiku v novém poměru hmoty hvězdy a planety.
3. Osud vnějších planet – Jupiteru, Saturnu, Uranu, Neptunu
3.1 Rozšiřování drah
Během fáze ztráty hmoty červeného obra a AGB se dráhy Jupiteru, Saturnu, Uranu a Neptunu adiabaticky rozšíří kvůli klesající hmotnosti Slunce. Přibližně lze konečnou poloosu af odhadnout, pokud je doba ztráty hmoty dlouhá ve srovnání s orbitální periodou:
a(f) ≈ a(i) × (M(⊙,i) / M(⊙,f))
Kde M⊙,i je počáteční hmotnost Slunce a M⊙,f – konečná (~0,55–0,6 M☉). Oběžné dráhy se mohou zvětšit přibližně 1,3–1,4krát, pokud hvězda ztratí ~20–30 % hmoty. Například Jupiter ve vzdálenosti ~5,2 AU se může vzdálit na ~7–8 AU, v závislosti na konečné hmotnosti. Podobné rozšíření se očekává i u Saturnu, Uranu a Neptunu [3,4].
3.2 Dlouhodobá stabilita
Po přeměně Slunce na bílého trpaslíka by planetární systém mohl přežít ještě miliardy let, i když rozšířený. Nicméně časem se mohou objevit destabilizující faktory:
- Vzájemné poruchy planet: Během gigalet (109 let) se mohou hromadit rezonance nebo chaotické jevy.
- Průlety hvězd: Slunce se pohybuje v Galaxii, takže blízké přiblížení hvězd (několik tisíc AU nebo méně) může narušit oběžné dráhy.
- Galaktické přílivy: V měřítku desítek či stovek miliard let mohou slabé galaktické přílivy ovlivnit vnější oběžné dráhy.
Některé modely ukazují, že ~1010–1011 Během let se oběžné dráhy obřích planet mohou stát dost chaotickými, což způsobí vyhození nebo srážky. Ale jedná se o dlouhodobé procesy a systém může zůstat alespoň částečně nezměněný, pokud nedojde k silným perturbacím. Nakonec stabilita závisí také na lokálním hvězdném prostředí.
3.3 Příklady planet, které mohou přežít
Často se uvádí, že Jupiter (mající největší hmotnost) a jeho měsíce mohou přežít nejdéle, stále obíhající kolem bílé trpaslice. Saturn, Uran a Neptun jsou náchylnější k vyhození kvůli interakcím s poruchami vzniklými u Jupitera. Nicméně tyto procesy orbitálních změn mohou trvat od miliard až po biliony let, takže část struktury Sluneční soustavy by mohla existovat velmi dlouho během ochlazování bílé trpaslice.
4. Malá tělesa: asteroidy, Kuiperův pás a Oortův oblak
4.1 Asteroidy vnitřního pásu
Většina těles hlavního pásu asteroidů (2–4 AU) je relativně blízko Slunci. Ztráta hmoty a gravitační rezonance by mohly posunout jejich oběžné dráhy dál. Ačkoliv obal rudého obra může sahat až do ~1–1,2 AU a přímo nezakrývá hlavní pás, zesílený hvězdný vítr nebo radiace by mohly způsobit další rozptýlení nebo srážky. Po fázi AGB by část asteroidů přežila, ale chaotické rezonance s vnějšími planetami některé vyhodí.
4.2 Kuiperův pás, rozptýlený disk
Kuiperův pás (~30–50 AU) a rozptýlený disk (50–100+ AU) pravděpodobně nepřijdou do přímého kontaktu s fyzickým obalem rudého obra, ale pocítí snížení hmotnosti hvězdy, což způsobí proporcionální rozšíření orbit. Navíc, změna oběžné dráhy Neptunu může přeuspořádat rozložení TNO. Během miliard let mohou průlety hvězd rozptýlit mnoho TNO. Totéž platí pro Oortův oblak (až do ~100 000 AU): přímo pocítí jen slabé nafouknutí, ale bude velmi citlivý na průlety hvězd a galaktické přílivy.
4.3 „Znečištění“ bílých trpaslíků a dopady komet
Pozorováním bílých trpaslíků v jiných systémech je vidět „znečištění kovy“ v atmosféře – těžké prvky, které by měly klesnout, ale přetrvávají díky neustálému dopadu asteroidových nebo kometárních úlomků. Podobně v případě naší budoucí bílé trpasličí hvězdy mohou zůstat asteroidy/komety, které čas od času přiblíží k Rocheově hranici, rozpadnou se a obohatí atmosféru trpaslíka kovy. To by byl poslední „přetvoření“ Sluneční soustavy.
5. Časové škály konečného rozkladu nebo přežití
5.1 Chlazení bílých trpaslíků
Až se Slunce stane bílým trpaslíkem (~za 7,5+ mld. let), jeho poloměr bude podobný Zemi a hmotnost ~0,55–0,6 M☉. Počáteční teplota velmi vysoká (~100 000+ K), postupně klesající během desítek/stovek miliard let. Dokud se nezmění na „černého trpaslíka“ (teoreticky, věk vesmíru zatím nestačí k dosažení této fáze), dráhy planet mohou zůstat stabilní nebo být narušeny.
5.2 Vyhození a průlety
Během 1010–1011 Náhodné přiblížení hvězd během let (několik tisíc AV) může postupně vystrnadit planety a malá tělesa do mezihvězdného prostoru. Pokud by Sluneční soustava procházela hustším prostředím nebo hvězdokupou, tempo rozkladu by bylo ještě větší. Nakonec může zůstat osamělý bílý trpaslík bez přežívajících planet nebo s několika vzdálenými tělesy.
6. Srovnání s jinými bílými trpaslíky
6.1 „Znečištěné“ bílé trpaslíky
Astronomové často nacházejí bílé trpaslíky s těžkými prvky (např. vápník, hořčík, železo) v atmosféře, které by měly rychle klesnout, ale přetrvávají díky neustálému dopadu malých těles (asteroidů/komet). V některých systémech WD jsou nalezeny prachové disky vzniklé rozbitím asteroidů. Tyto údaje ukazují, že planetární pozůstatky v systémech mohou přetrvat fázi bílého trpaslíka a čas od času dodávat materiál.
6.2 Exoplanety u bílých trpaslíků
Bylo objeveno několik planetárních kandidátů u bílých trpaslíků (např. WD 1856+534 b), velkých, velikostí srovnatelných s Jupiterem, na velmi blízkých (~1,4 dne) orbitách. Předpokládá se, že tyto planety mohly později migrovat dovnitř po ztrátě hmoty hvězdy nebo zůstat, odolávající expanzi hvězdy. To naznačuje, jak by po podobných procesech mohly zůstat nebo se změnit obří planety Sluneční soustavy.
7. Význam a širší poznatky
7.1 Pochopení životního cyklu hvězd a planetární struktury
Při zkoumání dlouhodobé evoluce Sluneční soustavy je zřejmé, že životy hvězd a jejich planet pokračují daleko za konec hlavní posloupnosti. Osud planet odhaluje společné jevy – ztrátu hmoty, rozšiřování orbit, tidální interakce – které jsou typické pro hvězdy podobné Slunci. To naznačuje, že exoplanetární systémy kolem vyvíjejících se hvězd mohou zažít podobné osudy. Tak končí životní cyklus hvězd a planet.
7.2 Konečná obyvatelnost a možné evakuace
Některé spekulace tvrdí, že vyspělé civilizace mohou komunikovat s „řízení hmoty hvězdy“ nebo přesunout planety ven, aby přežily po skončení stabilních období hvězdy. Realisticky, z kosmické perspektivy, může být opuštění Země (například na Titan nebo dokonce za hranice Sluneční soustavy) jedinou cestou pro lidstvo nebo jeho budoucí potomky, jak existovat po eony, protože transformace Slunce je nevyhnutelná.
7.3 Ověření budoucích pozorování
Další analýza „znečištěných“ bílých trpaslíků a možných exoplanet, které kolem nich přežily, nám umožní přesněji pochopit, jak končí život systémů typu Země. Současně s vylepšováním modelování Slunce se vyjasňuje, jak moc se rozšiřují vrstvy červeného obra a jak rychle dochází ke ztrátě hmoty. Spoluprací astrofyziky hvězd, orbitální mechaniky a výzkumu exoplanet vznikají stále podrobnější obrazy, jak planety vstupují do svých konečných stavů při umírání hvězdy.
8. Závěr
Během delšího období (~5–8 miliard let) Slunce, přecházející do fází červeného obra a AGB, utrpí velkou ztrátu hmoty a pravděpodobně pohltilo Merkur, Venuši a možná i Zemi. Zbylé objekty (vnější planety, menší tělesa) se vzdálí, protože hmotnost hvězdy klesá. Nakonec budou obíhat kolem bílého trpaslíka. Během dalších miliard let mohou náhodné průlety hvězd nebo rezonanční interakce postupně rozložit systém. Slunce – nyní chladný, slabý pozůstatek – bude jen slabě připomínat kdysi prosperující planetární rodinu.
Tento konec je typický pro hvězdy s hmotností ~1 Slunce, což ukazuje, jak krátkodobá je doba obyvatelnosti planet. Podrobnější pochopení těchto závěrečných evolučních fází umožňují numerické modely, pozorovací data jasných červených obrů a příklady „znečištěných bílých trpaslíků“. I když naše nyní příjemná stabilní éra hlavní posloupnosti pokračuje, kosmická časová mapa vysvětluje, že žádný planetární systém není věčný – pomalý zánik Sluneční soustavy je poslední částí její cesty trvající miliardy let.
Odkazy a další čtení
- Sackmann, I.-J., Boothroyd, A. I., & Kraemer, K. E. (1993). „Naše Slunce. III. Současnost a budoucnost.“ The Astrophysical Journal, 418, 457–468.
- Schröder, K.-P., & Smith, R. C. (2008). „Dlouhodobá budoucnost Slunce a Země znovu posouzena.“ Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 386, 155–163.
- Villaver, E., & Livio, M. (2007). „Mohou planety přežít hvězdnou evoluci?“ The Astrophysical Journal, 661, 1192–1201.
- Veras, D. (2016). „Evoluce planetárních systémů po hlavní posloupnosti.“ Royal Society Open Science, 3, 150571.
- Althaus, L. G., et al. (2010). „Evoluce bílých trpaslíků.“ Astronomy & Astrophysics Review, 18, 471–566.