Kui Päike muutub valgeks kääbuseks, võivad järelejäänud planeetide orbiidid muutuda või nad võivad eonide jooksul süsteemist välja paiskuda
Päikesesüsteem pärast punase hiiglase faasi
Umbes ~5 miljardit aastat jätkab meie Päike vesiniku sünteesi tuumas (põhijadas). Kuid kui see kütus saab otsa, läheb ta üle punase hiiglase ja asümptootilise hiiglase haru faasidele, kaotab suure osa massist ja lõpuks muutub valgeks kääbuseks. Nende hiliste staadiumite jooksul võivad planeetide orbiidid – eriti väliste hiiglaste omad – muutuda massikaotuse, gravitatsiooniliste tõmbejõudude või, kui piisavalt lähedal, tähetuule vastupanu tõttu. Sisemised planeedid (Merkuur, Veenus, tõenäoliselt ka Maa) tõenäoliselt neelatakse alla, kuid ülejäänud võivad ellu jääda muudetud orbiitidel. Väga pikkade ajavahemike jooksul (kümneid miljardeid aastaid) võivad teised tegurid, nagu juhuslikud läbijooksvad tähed või galaktilised tõmbejõud, seda süsteemi veelgi ümber korraldada või lagundada. Allpool käsitleme üksikasjalikumalt iga faasi ja võimalikke tagajärgi.
2. Hilise Päikese süsteemi dünaamika peamised tegurid
2.1 Päikese massikaotus punase hiiglase ja AGB faasides
Punase hiiglase ja hilisema AGB (asümptootilise hiiglase haru) faasis laieneb Päikese välimine osa ja kaob järk-järgult tähetuulte või tugevate pulsatsiooniliste väljutuste kaudu. Arvatakse, et AGB lõpuks võib Päike kaotada ~20–30 % oma massist:
- Heledus ja raadius: Päikese heledus tõuseb tuhandeid kordi praegusest, raadius võib punase hiiglase faasis ulatuda ~1 AU või rohkem.
- Massikaotuse kiirus: Mõne saja miljoni aasta jooksul eemaldavad tugevad tuuled järjekindlalt väliskihid, lõpus moodustub planeediudu.
- Orbiitide mõju: Vähenenud tähe mass nõrgestab selle gravitatsioonilist mõju, mistõttu allesjäänud planeetide orbiidid laienevad, lähtudes lihtsast kahe keha suhtest, kus a ∝ 1/M☉. Teisisõnu, kui Päikese mass väheneb 70–80 %ni, võivad planeetide poolsuured teljed proportsionaalselt suureneda [1,2].
2.2 Sisemiste planeetide neelamine
Merkuuri ja Veenuse neelab peaaegu kindlasti paisunud Päikese väliskihid. Maa asub piiril – mõned mudelid näitavad, et massikaotus võib piisavalt laiendada selle orbiiti, et vältida täielikku neelamist, kuid tõmbejõud võivad siiski selle hävitada. Pärast AGB faasi võivad alles jääda vaid välisplaneedid (Marsist kaugemal) ning kääbus- ja väiksemad kehakesed, kuigi muudetud orbiitidega.
2.3 Valge kääbuse moodustumine
AGB lõpus paiskab Päike kümnete tuhandete aastate jooksul välja väliskihid, moodustades planeediudu. Jääb alles valge kääbuse tuum (~0,5–0,6 päikese massi), tuumareaktsioonid enam ei toimu; see kiirgab vaid soojusenergiat ja jahtub miljardite või isegi triljonite aastate jooksul. Vähenenud mass tähendab, et allesjäänud planeetidel on laienenud või muudetud orbiidid, mis määravad pikaajalise dünaamika uues tähe-planeedi massisuhtes.
3. Välimiste planeetide – Jupiteri, Saturni, Urani, Neptuuni – saatus
3.1 Orbiitide laienemine
Raudonosios hiiglase ja AGB massikaotuse faasi jooksul laienevad Jupiteri, Saturni, Urani ja Neptuuni orbiidid adiabaatselt päikese massi vähenemise tõttu. Umbkaudne lõplik poolsuure telje af hinnang on võimalik, kui massikaotuse kestus on pikk võrreldes orbiidi perioodiga:
a(f) ≈ a(i) × (M(⊙,i) / M(⊙,f))
Kus M⊙,i on Päikese algmass ja M⊙,f – lõplik (~0,55–0,6 M☉). Orbiidid võivad suureneda ~1,3–1,4 korda, kui täht kaotab ~20–30 % massist. Näiteks ~5,2 AV kaugusel asuv Jupiter võib nihkuda ~7–8 AV-ni, sõltuvalt lõplikust massist. Sarnane laienemine on oodata ka Saturni, Uraani ja Neptuuni puhul [3,4].
3.2 Pikaajaline stabiilsus
Kui Päike muutub valgeks kääbuseks, võib planeedisüsteem püsida veel miljardeid aastaid, kuigi laienenud. Kuid lõpuks võivad tekkida destabiliseerivad tegurid:
- Planeetide omavahelised häired: Gigaaastate jooksul (109 a.) võivad resonantsid või kaootilised nähtused kuhjuda.
- Mööduvad tähed: Päike liigub galaktikas, nii et lähedased tähe lähenemised (mõned tuhanded AV või vähem) võivad orbiite häirida.
- Galaktilised tõusud: Kümnete või sadade miljardite aastate jooksul võivad nõrgad galaktilised tõusud mõjutada välisorbiite.
Mõned mudelid näitavad, et ~1010–1011 Aastate jooksul võivad hiigelplaneetide orbiidid muutuda piisavalt kaootilisteks, põhjustades väljatõukamisi või kokkupõrkeid. Kuid need on pikaajalised protsessid ja süsteem võib jääda vähemalt osaliselt muutumatuks, kui tugevad häired puuduvad. Lõppkokkuvõttes sõltub stabiilsus ka kohalikust tähekeskkonnast.
3.3 Näited planeetidest, mis võivad püsida
Sageli mainitakse, et Jupiter (kellel on suurim mass) ja tema kuud võivad püsida kõige kauem, hoides end valge kääbuse ümber. Saturn, Uraan ja Neptuun on tundlikumad väljatõukamise suhtes Jupiteri põhjustatud häirete tõttu. Kuid sellised orbiidi muutumise protsessid võivad kesta miljardeid kuni triljoneid aastaid, nii et osa Päikesesüsteemi struktuurist võib eksisteerida veel väga kaua valge kääbuse jahtumise perioodil.
4. Väikesed kehad: asteroidid, Kuiperi vöö ja Oorti pilv
4.1 Sisemise vöö asteroidid
Enamik põhi-asteroidivöö kehaid (2–4 AV) asub suhteliselt lähedal Päikesele. Massi kadu ja gravitatsioonilised resonantsid võivad nende orbiite kaugemale nihutada. Kuigi punase hiiglase "väliskest" võib ulatuda kuni ~1–1,2 AV ja ei kata otseselt põhi-vööd, võivad tugevnenud tähetuul või kiirgus põhjustada täiendavat hajumist või kokkupõrkeid. Pärast AGB faasi jääb osa asteroididest alles, kuid kaootilised resonantsid välisplaneetidega võivad mõned välja visata.
4.2 Kuiperi vöö, lahustunud ketas
Kuiperi vöö (~30–50 AV) ja lahustunud ketas (50–100+ AV) tõenäoliselt ei puutu kokku punase hiiglase väliskestaga, kuid tunnevad tähe massi vähenemist, mistõttu orbiidid laienevad proportsionaalselt. Lisaks võib Neptuuni orbiidi muutumise tõttu TNO jaotus ümber korralduda. Miljardite aastate jooksul võivad tähe möödumised hajutada paljusid TNO-sid. Sama kehtib ka Oorti pilve kohta (kuni ~100 000 AV): see tunneb hiiglaslikku paisumist otseselt vähe, kuid on väga vastuvõtlik mööduvate tähtede ja galaktiliste tõusude mõjule.
4.3 Valgete kääbuste „saastatus“ ja komeetide langemised
Vaadates valgeid kääbuseid teistes süsteemides, on näha „metallide saastatus“ atmosfääris – raskemetallid, mis peaksid vajuma, kuid püsivad ainult asteroidide või komeetide puru pideva langemise tõttu. Sarnaselt võib meie tulevase valge kääbuse puhul jääda asteroide/komeete, mis aeg-ajalt Roche'i piirile lähenevad, purunevad ja rikastavad kääbuse atmosfääri metallidega. See oleks Päikesesüsteemi viimane „taaskasutus“.
5. Lõpliku lagunemise või säilimise ajaskaala
5.1 Valgete kääbuste jahtumine
Kui Päike muutub valgeks kääbuseks (~7,5+ miljardit aastat tulevikus), on selle raadius sarnane Maa omale ja mass ~0,55–0,6 M☉. Algne temperatuur on väga kõrge (~100 000+ K), langeb järk-järgult kümnete/sajandite miljardite aastate jooksul. Kuni see muutub „mustaks kääbuseks“ (teoreetiliselt, Universumi vanus pole veel selleks etapiks piisav), võivad planeetide orbiidid selle aja jooksul püsida stabiilsena või hävinud olla.
5.2 Väljatõuked ja möödumised
Üle 1010–1011 Aastate jooksul juhuslikud tähtede lähenemised (mõned tuhanded AV) võivad järk-järgult planeete ja väikeseid kehi välja visata tähtedevahelisse ruumi. Kui Päikesesüsteem liiguks tihedama keskkonna või parve kaudu, oleks lagunemiskiirus veelgi suurem. Lõpuks võib jääda üksik valge kääbus ilma säilinud planeetideta või vaid mõne kauge kehaga.
6. Võrdlus teiste valgete kääbustega
6.1 „Saastunud“ valged kääbused
Astronoomid leiavad sageli valgetel kääbustel raskemetalle (nt kaltsium, magneesium, raud) atmosfääris, mis peaksid kiiresti vajuma, kuid püsivad tänu pidevale väikeste kehade (asteroidide/kometide) langemisele. Mõnes WD süsteemis leidub tolmukettaid, mis tekivad asteroidide purunemisel. Sellised andmed näitavad, et planeedijäänused süsteemides võivad valge kääbuse faasi jooksul püsida, aeg-ajalt materjali tarnides.
6.2 Eksoplaneedid valgete kääbuste juures
Leitud on mitu planeedikandidaati valgete kääbuste juures (nt WD 1856+534 b), suured, Jupiteri suurused, väga lähedastel (~1,4 päeva) orbiitidel. Arvatakse, et need planeedid võisid hiljem migreeruda sissepoole pärast tähe massikaotust või püsida, vastu seistes tähe paisumisele. See annab vihjeid, kuidas pärast sarnaseid protsesse võivad säilida või muutuda Päikesesüsteemi hiidplaneedid.
7. Tähendus ja laiemad arusaamad
7.1 Tähtede elutsükli ja planeedisüsteemi mõistmine
Uurides Päikesesüsteemi pikaajalist evolutsiooni, on ilmne, et tähtede ja nende planeetide elu kestab kaugele peale peamise jada lõppu. Planeetide saatus paljastab üldised nähtused – massikaotus, orbiitide laienemine, tõmbejõu mõjud – mis on tüüpilised Päikese-laadsetele tähtedele. See näitab, et eksoplaneetide süsteemidel ümber evolutsioonis olevate tähtede võib olla sarnane saatus. Nii lõpeb tähtede ja planeetide elutsükkel.
7.2 Lõplik elamiskõlblikkus ja võimalik evakuatsioon
Mõned oletused väidavad, et arenenud tsivilisatsioonid võivad suhelda „tähe massi kontrollimisega“ või nihutada planeete väljapoole, et ellu jääda pärast tähe stabiilse perioodi lõppu. Reaalses kosmilises perspektiivis võib Maa lahkumine (näiteks Titanile või isegi Päikesesüsteemi piiridest välja) olla ainus viis inimkonnale või selle tulevastele järeltulijatele eksisteerida läbi eonide, kuna Päikese muutumine on vältimatu.
7.3 Tulevaste vaatlustulemuste kontroll
Jätkates „saastunud“ valgete kääbuste ja nende ümber võimalike säilinud eksoplaneetide analüüsi, mõistame järjest täpsemalt, kuidas Maa-laadsete süsteemide elu lõplikult lõpeb. Samal ajal, kui Päikese modelleerimine paraneb, selgub, kui palju punase hiide kihid paisuvad ja kui kiiresti mass kaob. Tähtede astrofüüsika, orbiidimehaanika ja eksoplaneetide uurimise koostöös luuakse järjest põhjalikumaid pilte, kuidas planeedid tähe surma ajal oma lõplikesse seisunditesse jõuavad.
8. Kokkuvõte
Pika ajalise perioodi (~5–8 miljardit aastat) jooksul läbib Päike punase hiid ja AGB faasid, kaotades suure hulga massist ning tõenäoliselt neelates Merkuuri, Veenuse ja võib-olla ka Maa. Ülejäänud kehad (välisplaneedid, väiksemad objektid) tõmbuvad tagasi, kuna tähe mass väheneb. Lõpuks orbiidivad nad ümber valge kääbuse. Veel miljardite aastate jooksul võivad juhuslikud tähe möödumised või resonantsilised mõjud süsteemi järk-järgult lagundada. Päike – nüüd juba külm ja tuhm jäänuk – meenutab vaid nõrgalt kunagi õitsenud planeedipere.
Peamine jadajärgu lõpp on tüüpiline ~1 Päikese massiga tähtedele, näidates, kui lühiajaline on planeetide elamiskõlblikkuse periood. Nende lõppstaadiumite parema mõistmise aitab kaasa arvutimudelid, eredate punaste hiidude vaatlusandmed ning „saastunud valgete kääbuste“ näited. Kuigi meie praegune stabiilne peamise jada periood kestab, näitab kosmiline ajakaart, et ükski planeedisüsteem ei ole igavene – aeglane Päikesesüsteemi hääbumine on selle miljardite aastate pikkuse teekonna viimane osa.
Viited ja edasine lugemine
- Sackmann, I.-J., Boothroyd, A. I., & Kraemer, K. E. (1993). „Mūsų Saulė. III. Dabartis ir ateitis.“ The Astrophysical Journal, 418, 457–468.
- Schröder, K.-P., & Smith, R. C. (2008). „Tolima Saulės ir Žemės ateitis peržiūrėta.“ Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 386, 155–163.
- Villaver, E., & Livio, M. (2007). „Ar planetos gali išgyventi žvaigždžių evoliuciją?“ The Astrophysical Journal, 661, 1192–1201.
- Veras, D. (2016). „Järgmise peamise jadajärgu planeedisüsteemi evolutsioon.“ Royal Society Open Science, 3, 150571.
- Althaus, L. G., jt. (2010). „Valgete kääbuste tähtede evolutsioon.“ Astronomy & Astrophysics Review, 18, 471–566.