Når Solen bliver til en hvid dværg, kan de tilbageværende planeter blive forstyrret eller udstødt over eoner
Solsystemet efter den røde kæmpes fase
Omkring ~5 mia. år vil vores Sol fortsætte med at syntetisere brint i kernen (hovedsekvensen). Når dette brændstof er opbrugt, vil den gå ind i faserne for rød kæmpe og asymptotisk kæmpegren, miste en stor del af sin masse og til sidst blive til en hvid dværg. I disse sene stadier kan planetbanerne – især for de ydre kæmper – ændre sig på grund af massetab, tidevandskræfter eller, hvis de er tæt nok på, modstand fra stjernens vind. De indre planeter (Merkur, Venus, sandsynligvis også Jorden) vil sandsynligvis blive opslugt, men de resterende kan overleve i ændrede baner. Over meget lange epoker (tiere af milliarder af år) vil andre faktorer som tilfældige forbipasserende stjerner eller galaktiske tidevandskræfter yderligere omarrangere eller opløse dette system. Nedenfor diskuterer vi hver fase og mulige konsekvenser mere detaljeret.
2. Hovedfaktorer i den sene dynamik i Solsystemet
2.1 Solens massetab i de røde kæmpers og AGB-faser
I den røde kæmpes og den efterfølgende AGB (asymptotiske kæmpestjernegren) fase udvider Solens ydre lag sig og tabes gradvist gennem stjernedrevne vinde eller kraftige pulserende udstødninger. Det antages, at Solen kan miste ~20–30 % af sin masse inden AGB-slutningen:
- Lysstyrke og radius: Solens lysstyrke stiger til tusindvis af gange den nuværende, og radius kan nå ~1 AU eller mere i den røde kæmpes fase.
- Massetabshastighed: Over flere hundrede millioner år fjerner kraftige vinde gradvist de øverste lag, og til sidst dannes en planetarisk tåge.
- Effekt på banerne: Den reducerede stjernemasse svækker dens gravitationelle tiltrækning, så de tilbageværende planeters baner udvider sig i henhold til det simple tolegeme-forhold, hvor a ∝ 1/M☉. Med andre ord, hvis Solens masse falder til 70–80 %, kan planeternes halvstore akser vokse proportionalt [1,2].
2.2 Opslugning af de indre planeter
Merkur og Venus vil næsten med sikkerhed blive opslugt af Solens udvidede ydre lag. Jorden befinder sig på grænsen – nogle modeller viser, at massetabet kan udvide dens bane nok til at undgå fuldstændig opslugning, men tidevandskræfter kan stadig ødelægge den. Efter AGB-fasen vil måske kun de ydre planeter (fra Mars og ud) samt dværg- og smålegemer overleve, omend med ændrede baner.
2.3 Dannelse af hvide dværge
Ved slutningen af AGB kaster Solen sine ydre lag ud over titusinder af år og danner en planetarisk tåge. Der efterlades en hvid dværg-kerne (~0,5–0,6 solmasser), hvor der ikke længere foregår fusion; den udsender kun termisk energi og køler ned over milliarder eller endda billioner af år. Den reducerede masse betyder, at de tilbageværende planeter har udvidede eller på anden måde ændrede baner, hvilket bestemmer den langsigtede dynamik i det nye stjerne–planet masseforhold.
3. Skæbnen for de ydre planeter – Jupiter, Saturn, Uranus, Neptun
3.1 Udvidelse af baner
I løbet af den røde kæmpes og AGB-massetabstrin vil banerne for Jupiter, Saturn, Uranus og Neptun udvide sig adiabatisk på grund af Solens faldende masse. Omtrent kan den endelige halvstore akse af estimeres, hvis massetabets varighed er lang sammenlignet med den orbitale periode:
a(f) ≈ a(i) × (M(⊙,i) / M(⊙,f))
Hvor M⊙,i er den oprindelige Solmasse, og M⊙,f – endelig (~0,55–0,6 M☉). Banerne kan vokse ~1,3–1,4 gange, hvis stjernen mister ~20–30 % af sin masse. F.eks. kan Jupiter ved ~5,2 AU flytte sig til ~7–8 AU afhængigt af den endelige masse. En lignende udvidelse forventes for Saturn, Uranus og Neptun [3,4].
3.2 Langsigtet stabilitet
Når Solen bliver en hvid dværg, kan planetsystemet overleve i milliarder af år, omend udvidet. Dog kan der på længere sigt opstå destabiliserende faktorer:
- Planetariske forstyrrelser: Over gigår (109 år) kan resonanser eller kaotiske fænomener ophobes.
- Passerende stjerner: Solen bevæger sig i Mælkevejen, så tætte stjernemøder (få tusinde AU eller mindre) kan forstyrre banerne.
- Galaktiske tidevand: Over titusinder eller hundreder af milliarder år kan svage galaktiske tidevand påvirke ydre baner.
Nogle modeller viser, at ~1010–1011 Over tid kan kæmpeplaneternes baner blive tilstrækkeligt kaotiske og forårsage udstødninger eller kollisioner. Men det er langsigtede processer, og systemet kan forblive delvist uændret, hvis der ikke opstår stærke forstyrrelser. Endelig afhænger stabiliteten også af det lokale stjernemiljø.
3.3 Eksempler på planeter, der kan overleve
Det nævnes ofte, at Jupiter (med den største masse) og dens måner kan overleve længst og fortsat kredse om den hvide dværg. Saturn, Uranus og Neptun er mere udsatte for udstødning på grund af interaktioner med forstyrrelser i Jupiter. Men sådanne orbitale ændringsprocesser kan vare fra milliarder til billioner af år, så dele af Solsystemets struktur kunne eksistere meget længe under den hvide dværgs afkølingsperiode.
4. Smålegemer: asteroider, Kuiperbæltet og Oorts sky
4.1 Asteroider i det indre bælte
De fleste legemer i hovedasteroidebæltet (2–4 AU) er relativt tæt på Solen. Masse tab og gravitationelle resonanser kunne skubbe deres baner længere ud. Selvom den røde kæmpes "skal" kan strække sig til ~1–1,2 AU og ikke direkte dække hovedbæltet, kan forstærket stjernedrev eller stråling forårsage yderligere spredning eller kollisioner. Efter AGB-fasen vil nogle asteroider overleve, men kaotiske resonanser med ydre planeter vil kaste nogle ud.
4.2 Kuiperbæltet, det spredte disk
Kuiperbæltet (~30–50 AU) og det spredte disk (50–100+ AU) vil sandsynligvis ikke kollidere med den fysiske skal af den røde kæmpe, men vil mærke stjernens masseformindskelse, hvilket får banerne til at udvide sig proportionalt. Desuden kan Neptuns baneændring omorganisere TNO'ernes fordeling. Over milliarder af år kan stjerners passage sprede mange TNO'er. Det samme gælder for Oorts sky (op til ~100.000 AU): den vil kun svagt mærke den gigantiske udvidelse direkte, men vil være meget modtagelig over for passerende stjerners og galaktiske tidevands påvirkninger.
4.3 "Forurening" af hvide dværge og kometnedslag
Observationer af hvide dværge i andre systemer viser "metalforurening" i atmosfæren – tunge elementer, som burde synke, men kun opretholdes ved konstant nedslag af asteroide- eller kometfragmenter. På samme måde kan der i vores fremtidige hvide dværg være asteroider/kometer, som lejlighedsvis nærmer sig Roche-grænsen, nedbrydes og beriger dværgens atmosfære med metaller. Dette ville være Solsystemets sidste "genbrug".
5. Tidsrammer for endelig opløsning eller overlevelse
5.1 Afkøling af hvide dværge
Når Solen bliver en hvid dværg (~7,5+ mia. år i fremtiden), vil dens radius være lignende Jordens, og massen ~0,55–0,6 M☉. Den oprindelige temperatur er meget høj (~100.000+ K), falder gradvist over titusinder/hundreder af milliarder år. Indtil den bliver til en "sort dværg" (teoretisk, universets alder er endnu ikke tilstrækkelig til dette stadie), kan planetbanerne i denne periode forblive stabile eller blive forstyrret.
5.2 Udkast og forbipassager
Over 1010–1011 Årlige tilfældige stjernetilnærmelser (flere tusinde AV) kan gradvist rive planeter og små legemer ud i det interstellare rum. Hvis Solsystemet bevægede sig gennem et tættere miljø eller en klynge, ville nedbrydningshastigheden være endnu større. Til sidst kan der kun være en ensom hvid dværg tilbage uden overlevende planeter eller med kun enkelte fjerne legemer.
6. Sammenligning med andre hvide dværge
6.1 "Forurenede" hvide dværge
Astronomer finder ofte hvide dværge med tunge elementer (f.eks. calcium, magnesium, jern) i atmosfæren, som burde synke hurtigt, men forbliver på grund af konstant nedslag af små legemer (asteroider/kometer). I nogle WD-systemer findes støvskiver, dannet ved nedbrydning af asteroider. Sådanne data viser, at planetrester i systemer kan overleve gennem den hvide dværgs fase og lejlighedsvis levere materiale.
6.2 Exoplaneter omkring hvide dværge
Der er opdaget flere planetkandidater omkring hvide dværge (f.eks. WD 1856+534 b), store, Jupiter-størrelse, i meget tætte (~1,4 dages) baner. Det antages, at disse planeter senere kunne være migreret indad efter stjernens massetab eller overlevet ved at modstå stjernens udvidelse. Dette giver spor om, hvordan gasgiganterne i Solsystemet kan overleve eller ændre sig efter lignende processer.
7. Betydning og bredere indsigter
7.1 Forståelse af stjerners livscyklus og planetarisk struktur
Ved at undersøge den langsigtede udvikling af Solsystemet er det klart, at stjerner og deres planeters liv fortsætter langt ud over hovedseriens afslutning. Planeternes skæbne afslører fælles fænomener – masse tab, udvidelse af baner, tidevandsinteraktion – som er karakteristiske for stjerner som Solen. Dette antyder, at exoplanetsystemer omkring evolverende stjerner kan opleve lignende skæbner. Således afsluttes stjernernes og planeternes livscyklus.
7.2 Endelig beboelighed og mulige evakueringer
Nogle spekulationer hævder, at avancerede civilisationer kan kommunikere med “stjernemassekontrol” eller flytte planeter udad for at overleve efter stjernens stabile periode slutter. Realistisk set, fra et kosmisk perspektiv, kan det at forlade Jorden (f.eks. til Titan eller endda uden for Solsystemet) være den eneste måde for menneskeheden eller dens fremtidige efterkommere at eksistere gennem eoner, da Solens transformation er uundgåelig.
7.3 Fremtidige observationsverifikationer
Ved videre analyse af “forurenede” hvide dværge og mulige exoplaneter omkring dem vil vi få en stadig bedre forståelse af, hvordan livscyklussen for jordlignende systemer ender. Samtidig, med forbedret solmodellering, bliver det klart, hvor meget de røde kæmpers lag udvider sig, og hvor hurtigt masse tabet sker. Gennem samarbejde mellem stjerneastrofysik, orbital mekanik og exoplanetforskning udvikles mere og mere detaljerede billeder af, hvordan planeter går ind i deres endelige tilstande, når stjernen dør.
8. Konklusion
Over en længere periode (~5–8 milliarder år) vil Solen, når den går ind i den røde kæmpes og AGB-faserne, opleve et stort masse tab og sandsynligvis sluge Merkur, Venus og måske Jorden. De resterende legemer (ydre planeter, mindre objekter) vil trække sig tilbage, da stjernens masse falder. Til sidst vil de kredse om en hvid dværg. Over endnu milliarder år kan tilfældige stjerners forbipasserende eller resonansinteraktioner gradvist ødelægge systemet. Solen – nu en kold, svag rest – vil kun svagt minde om den engang blomstrende planets familie.
Denne afslutning er typisk for stjerner med ~1 Solmasse og viser, hvor kortvarig planeternes beboelighed er. Digitale modeller, observationsdata fra lyse røde kæmper og eksempler på “forurenede hvide dværge” hjælper med at forstå disse afsluttende evolutionære faser mere detaljeret. Så selvom vores nuværende stabile hovedseriefase fortsætter, forklarer det kosmiske tidsskema, at ingen planetsystem er evigt – Solsystemets langsomme forsvinden er den sidste del af dets milliarder år lange rejse.
Links og yderligere læsning
- Sackmann, I.-J., Boothroyd, A. I., & Kraemer, K. E. (1993). “Vores Sol. III. Nutid og fremtid.” The Astrophysical Journal, 418, 457–468.
- Schröder, K.-P., & Smith, R. C. (2008). “Solens og Jordens fjerne fremtid genbesøgt.” Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 386, 155–163.
- Villaver, E., & Livio, M. (2007). “Kan planeter overleve stjerners udvikling?” The Astrophysical Journal, 661, 1192–1201.
- Veras, D. (2016). “Post-main-sequence planetary system evolution.” Royal Society Open Science, 3, 150571.
- Althaus, L. G., et al. (2010). “Udviklingen af hvide dværgstjerner.” Astronomy & Astrophysics Review, 18, 471–566.