Možné pohlcení Merkuru a Venuše a nejistá budoucnost Země
Život po hlavní posloupnosti
Hvězdy podobné Slunci tráví většinu svého života na hlavní posloupnosti, kde spalují vodík v jádře. Pro Slunce tato stabilní fáze potrvá přibližně 10 miliard let, z nichž již uplynulo asi 4,57 miliardy. Když však v hvězdě o hmotnosti přibližně 1 Slunce dojde k vyčerpání jaderného vodíku, nastává zvrat ve vývoji hvězdy: zapálí se spalování vodíku ve vrstvě a hvězda přejde do stavu červeného obra. V takovém případě může poloměr hvězdy vzrůst desítky až stovkykrát, její jasnost výrazně stoupne a podmínky pro nejbližší planety se zásadně změní.
V naší Sluneční soustavě Merkur, Venuše a možná Země přímo pocítí takový nárůst poloměru Slunce. Tyto planety mohou být zničeny nebo silně deformovány. Fáze červeného obra je rozhodujícím obdobím pro pochopení konečného osudu vnitřních planet. Dále je podrobněji rozebráno, jak se mění vnitřní struktura Slunce, proč se hvězda nafoukne do červeného obra a co to znamená pro oběžné dráhy, klima a přežití Merkuru, Venuše a Země.
2. Změny po hlavní posloupnosti: spalování vodíku ve vrstvě
2.1 Vyčerpání jaderného vodíku
Po přibližně 5 miliardách let další syntézy vodíku v jádře Slunci dojde k nedostatku centrálního vodíku. Poté nastane:
- Smršťování jádra: Helium nasycené jádro se smršťuje vlivem gravitace a dále se zahřívá.
- Vrstvy spalování vodíku: Vnější vodíková vrstva kolem heliem obohaceného jádra se zahřívá a nadále generuje energii.
- Rozšiřování vnější vrstvy: Vzhledem k většímu uvolňování energie se vnější část hvězdy rozšiřuje a poloměr výrazně roste, povrchová teplota klesá ("červená" barva).
Tyto procesy označují začátek větve červeného obra (RGB), jas hvězdy prudce vzroste (až na několik tisíc násobek současného stavu), i když povrchová teplota klesá z přibližně 5800 K na mnohem chladnější "červený" rozsah [1], [2].
2.2 Doba trvání a růst poloměru
Fáze červeného obra obvykle trvá několik stovek milionů let, u hvězdy s hmotností podobnou Slunci – výrazně méně než hlavní posloupnost. Modely ukazují, že poloměr Slunce se může rozšířit přibližně 100–200krát více než nyní (~0,5–1,0 AU). Konečné hranice rozšíření závisí na ztrátě hmoty hvězdou a načasování zapálení helia.
3. Scénáře pohlcení: Merkur a Venuše
3.1 Přílivové interakce a ztráta hmoty
Jak se Slunce rozšiřuje, začíná ztráta hmoty vyvolaná hvězdným větrem. Navíc mezi rozšířenou sluneční atmosférou a vnitřními planetami působí přílivové interakce. Výsledky mohou být eroze oběžné dráhy nebo naopak mírné zvětšení vzdálenosti: ztráta hmoty oslabuje gravitační přitažlivost (a tak se oběžné dráhy mohou rozšiřovat), ale pokud planeta vstoupí do hvězdné atmosféry, přílivové tření ji táhne dovnitř. Hlavní faktory jsou:
- Ztráta hmoty: Gravitační síla Slunce klesá, takže oběžné dráhy se mohou rozšiřovat.
- Přílivové tření: Pokud planeta vstoupí do hvězdné atmosféry, tření ji zpomaluje a spirálovitě klesá směrem ke Slunci.
3.2 Osud Merkuru
Merkur, jako nejbližší ke Slunci (~0,39 AU), bude téměř jistě pohlcen v fázi červeného obra. Většina modelů sluneční evoluce ukazuje, že rozšířená fotosféra Slunce může dosáhnout nebo dokonce překročit oběžnou dráhu Merkuru, a přílivové síly budou dále „usazovat“ Merkur do sluneční atmosféry. Je to malá planeta (hmotnost ~5,5 % Země) a nemá dostatečnou setrvačnost, aby odolala tahové síle v hluboké rozšířené atmosféře [3], [4].
3.3 Venuše: pravděpodobné pohlcení
Venuše, obíhající ve vzdálenosti ~0,72 AU, bude pravděpodobně také pohlcena. Ačkoli ztráta hmoty hvězdy mírně posouvá oběžné dráhy ven, sotva to bude stačit k zachování Venuše ve vzdálenosti 0,72 AU, zvláště když poloměr červeného obra může dosahovat ~1 AU. Přílivové interakce mohou spirálovitě přibližovat Venuši ke Slunci, dokud ji nezničí. I kdyby Venuše hypoteticky nebyla úplně pohlcena, utrpěla by extrémní žár, ztratila by atmosféru a byla by zcela sterilizována.
4. Nejistý osud Země
4.1 Poloměr červeného obra a oběžná dráha Země
Země, nacházející se ve vzdálenosti ~1,00 AU, je na hranici nebo mírně za hranicí, kterou podle modelů může maximálně dosáhnout rozšířené Slunce (~1,0–1,2 AU). Pokud by tato hranice byla právě kolem ~1 AU, hrozí částečné nebo úplné pohlcení. Existují však důležité nuance:
- Ztráta hmoty: Pokud by Slunce ztratilo významnou část hmoty (~20–30 % původní), oběžná dráha Země by se mohla rozšířit až na ~1,2–1,3 AU.
- Přílivové interakce: Pokud by Země pronikla do vnější části sluneční atmosféry, tření by mohlo převážit nad efektem rozšiřování oběžné dráhy.
- Vlastnosti obalu: Hustota hvězdné atmosféry přibližně ve vzdálenosti ~1 AU může být možná nízká, ale nemusí být dostatečně nízká, aby ochránila Zemi před brzdnou silou.
Takže přežití Země závisí na ztrátě hmoty, která má tendenci posouvat oběžnou dráhu ven, a na slapovém tření, které ji táhne dovnitř. Některé modely ukazují, že Země může zůstat těsně za rozšířenou fotosférou, ale bude odsouzena k žáru; jiné naznačují, že bude zničena. [3], [5].
4.2 Podmínky, pokud by Země unikla pohlcení
I kdyby Země zůstala nezapadlá, ještě dlouho před maximálním rozpínáním červeného obra by podmínky na naší planetě přestaly být vhodné pro život. S rostoucím jasem Slunce by stoupla povrchová teplota, oceány by odpařily a vzniklo by nekontrolovatelné skleníkové prostředí. Po fázi obra by zůstala jen částečně nebo zcela roztavená zemská kůra a silný vítr červeného obra by možná odnesl atmosféru.
5. Spalování helia a pozdější fáze: AGB, planetární mlhovina, fáze bílé trpaslice
5.1 Heliový „záblesk“ a horizontální větev
Když teplota v jádru červeného obra dosáhne ~100 milionů K, zapálí se heliová syntéza („trojitý alfa“ proces); někdy probíhá náhle („heliový záblesk“), pokud je jádro elektronově degenerované. Hvězda se pak přemění do kompaktnějšího stavu „heliového spalování“ (tzv. horizontální větev). Tato fáze trvá relativně krátce (~10–100 milionů let). Nicméně jakákoli blízká planeta, která přežije, by po celou dobu byla vystavena velmi vysokému teplu.
5.2 AGB: asymptotická větev obrů
Po vyčerpání helia v jádru přechází hvězda do fáze AGB, ve které současně probíhá spalování helia a vodíku ve vrstvách kolem již uhlíko-kyslíkového jádra. Vnější vrstvy se ještě více rozpínají a termální pulzy způsobují intenzivní ztrátu hmoty a vytvoření rozsáhlé, ale řídké hvězdné atmosféry. Tato fáze je velmi krátká (několik milionů let). Pokud by nějaký pozůstatek planety stále existoval, byl by ovlivněn silným hvězdným větrem, který by potenciálně ještě více destabilizoval její oběžnou dráhu.
5.3 Vznik planetární mlhoviny
Vystřelené vnější vrstvy, působené intenzivním UV zářením z horkého jádra, tvoří planetární mlhovinu – krátkodobý zářící plynný obal. Během desítek tisíc let se tato mlhovina rozptýlí. Pozorovatelé ji vidí jako prstencový nebo bublinový zářící oblak kolem centrální hvězdy. V závěrečné fázi se hvězda promění v bílého trpaslíka, když mlhovina vybledne.
6. Pozůstatek bílé trpaslice
6.1 Degenerace jádra a složení
Po fáze AGB zůstává husté jádro bílé trpaslice, tvořené převážně uhlíkem a kyslíkem (~1 hmotnost Slunce). Drží ho elektronový degenerovaný tlak, další syntéza neprobíhá. Typická hmotnost bílé trpaslice je ~0,5–0,7 M☉. Poloměr objektu je podobný Zemi (~6 000–8 000 km). Zpočátku je teplota velmi vysoká (desítky tisíc K), později pomalu klesá během miliard let [5], [6].
6.2 Ochlazování v průběhu kosmického času
Bílý trpaslík vyzařuje zbývající tepelnou energii. Během desítek či stovek miliard let tmavne a později se stává téměř neviditelným „černým trpaslíkem“. Toto ochlazování trvá velmi dlouho, déle než je současný věk vesmíru. Ve finálním stavu je hvězda inertní – bez syntézy, prostě studené „zahrudnělé“ jádro v kosmické tmě.
7. Přehled trvání
- Hlavní posloupnost: Přibližně 10 miliard let pro hvězdu s hmotností 1 Slunce. Slunce je na této fázi již asi 4,57 miliardy let, takže zbývá přibližně 5,5 miliardy let.
- Fáze červeného obra: Trvá přibližně 1–2 miliardy let, zahrnuje spalování vodíkového pláště, heliový záblesk.
- Spalování helia: Krátké stabilní období, které může trvat několik stovek milionů let.
- AGB: Tepelné pulzy, silná ztráta hmotnosti trvající několik milionů let nebo méně.
- Planetární mlhovina: ~desítky tisíc let.
- Fáze bílého trpaslíka: Neurčitě dlouhé ochlazování přes eony, nakonec tmavý „černý trpaslík“ (pokud vesmír bude existovat dostatečně dlouho).
8. Dopad na sluneční soustavu a Zemi
8.1 Slábnoucí podmínky
Ještě přibližně za ~1–2 miliardy let se současná jasnost Slunce zvýší asi o 10 %, takže oceány a biosféra Země začnou mizet kvůli zesilujícímu skleníkovému efektu, a to ještě dlouho před fází červeného obra. Geologicky to znamená, že obyvatelnost Země má omezenou životnost. Teoreticky (velmi vzdálené budoucí myšlenky) by technologické civilizace mohly zkoušet měnit oběžnou dráhu planety nebo „odřezat“ část hmotnosti hvězdy („hvězdoloď“ – čistá spekulace), aby zpomalily tyto změny.
8.2 Vnější sluneční soustava
S nástupem fáze AGB a ztrátou části hmotnosti Slunce slabne gravitační přitažlivost. Vnější planety se mohou vzdálit nebo stát nestabilními. Některé trpasličí planety nebo komety se mohou rozptýlit. Nakonec bílý trpaslík se skupinou přežívajících vzdálených planet – to je možný konečný stav sluneční soustavy, v závislosti na tom, jak ztráta hmotnosti a přílivy (nebo jiné poruchy) ovlivní jejich oběžné dráhy.
9. Pozorovací analogie
9.1 Červení obři a planetární mlhoviny v Mléčné dráze
Astronomové sledují červené obry a AGB hvězdy (jako Arkturus, Mira) a také planetární mlhoviny (např. mlhoviny Ring nebo Helix), které ukazují, jak bude Slunce vypadat v budoucnu. Tyto objekty v reálném čase poskytují data o expanzi vnějších vrstev, tepelných pulzech a tvorbě prachu. Porovnáním hmotnosti hvězd, metalicity a fáze vývoje se zjistí, že hvězda s hmotností přibližně 1 Slunce evolvuje podobně, jak se předpokládá pro Slunce.
9.2 Bílé trpaslíky a jejich pozůstatky
Studium bílých trpaslíků odhaluje, jak by mohly vypadat pozůstatky po zničení planet. U některých bílých trpaslíků jsou detekovány „kontaminanty kovů“ – pravděpodobně z rozpadlých asteroidů nebo malých planet. To přímo ukazuje, co se může stát zbývajícím tělesům Sluneční soustavy – mohou být pohlceny bílým trpaslíkem nebo zůstat na vzdálených oběžných drahách.
10. Závěr
Fáze červeného obra je důležitým přechodem pro hvězdy podobné Slunci. Po vyčerpání jaderného vodíku se hvězda výrazně nafoukne, pravděpodobně pohlcením Merkuru a Venuše, zatímco osud Země zůstává nejistý. I kdyby Země nějak unikla úplnému ponoření do atmosféry hvězdy, bude proměněna v peklo kvůli intenzivnímu žáru a podmínkám hvězdného větru. Po několika fázích skořápkového spalování naše Slunce přejde do podoby bílého trpaslíka, kolem kterého zůstanou jen rozptýlené oblaky vyvržených vrstev. Tento vývoj je typický pro hvězdy s hmotností přibližně jedné Slunce a ukazuje „cyklus“ života hvězdy – od vzniku a syntézy po expanzi a nakonec smrštění do degenerované pozůstatkové formy.
Astrofyzikální pozorování (červených obrů, bílých trpaslíků a systémů exoplanet) potvrzují tuto teoretickou evoluční cestu a umožňují předpovědět, jak každá fáze ovlivní planetární oběžné dráhy. Z dnešního pohledu je to na Zemi krátkodobá etapa v kosmickém měřítku, a nevyhnutelná budoucnost červeného obra zdůrazňuje, že vhodnost planet pro život je dočasný dar. Pochopení těchto procesů umožňuje lépe ocenit křehkost celé Sluneční soustavy a její velkolepou evoluci trvající několik miliard let.
Nuorodos ir tolesnis skaitymas
- 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.
- Rybicki, K. R., & Denis, C. (2001). „O konečném osudu Země a Sluneční soustavy.“ Icarus, 151, 130–137.
- Villaver, E., & Livio, M. (2007). „Mohou planety přežít hvězdnou evoluci?“ The Astrophysical Journal, 661, 1192–1201.
- Althaus, L. G., Córsico, A. H., Isern, J., & García-Berro, E. (2010). „Evoluce bílých trpaslíků.“ Astronomy & Astrophysics Review, 18, 471–566.
- Siess, L., & Livio, M. (1999). „Jsou planety pohlceny svými mateřskými hvězdami?“ Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 304, 925–930.