Võimalik Merkuuri ja Veenuse neelamine ning Maa ebakindel tulevik
Elu pärast põhijada
Päikesega sarnased tähed veedavad suurema osa oma elust põhijadas, põledes tuumas vesinikku. Päikese jaoks kestab see stabiilne faas umbes 10 miljardit aastat, millest on juba möödunud umbes 4,57 miljardit. Kui aga ~1 Päikese massiga tähe tuumas vesinik ammendub, algab tähe evolutsiooni pöördepunkt: süttib vesiniku põlemine kestas ja täht läheb üle punase hiiglase olekusse. Sellisel juhul võib tähe raadius kasvada mitmekümne või isegi sadade kordadeni, selle heledus suureneb märkimisväärselt ja tingimused lähimatele planeetidele muutuvad oluliselt.
Meie Päikesesüsteemis tunnevad Merkuur, Veenus ja võib-olla Maa otseselt sellist Päikese raadiuse suurenemist. Selle tõttu võivad need planeedid hävida või tugevalt deformeeruda. Punase hiiglase faas on otsustav etapp, et mõista sisemiste planeetide lõplikku saatust. Järgnevalt uuritakse põhjalikumalt, kuidas Päikese sisemine struktuur muutub, miks täht paisub punase hiiglaseks ja mida see tähendab Merkuuri, Veenuse ja Maa orbiitidele, kliimale ja ellujäämisele.
2. Muutused põhijadas: vesiniku põlemine kestas
2.1 Tuuma vesiniku ammendumine
Pärast umbes 5 miljardit aastat edasist vesiniku sünteesi tuumas ei jätku Päikesele enam keskset vesinikku. Siis toimub:
- Tuuma kokkutõmbumine: Heeliumiga küllastunud tuum tõmbub gravitatsiooni mõjul kokku ja kuumeneb veelgi.
- Vesiniku põlemise kest: Tuumast väljas olev vesiniku kiht, mis ümbritseb heeliumiga rikastatud tuuma, kuumeneb ja jätkab energia tootmist.
- Väliskihi laienemine: Suurema energiaväljastuse tõttu tähe väliskest laieneb ja raadius suureneb märkimisväärselt, pinnatemperatuur langeb ("punane" värv).
Need protsessid tähistavad punase hiiglase haru (RGB) algust, tähe heledus suureneb märkimisväärselt (kuni mitu tuhat korda suurem kui praegu), kuigi pinnatemperatuur langeb praeguselt ~5800 K-st palju jahedamasse "punasesse" vahemikku [1], [2].
2.2 Kestus ja raadiuse kasv
Punase hiiglase haru kestab tavaliselt mitu sada miljonit aastat, tähel, mille mass on sarnane Päikese omale – palju lühem kui peamine jada. Mudelid näitavad, et Päikese raadius võib laieneda umbes 100–200 korda rohkem kui praegu (~0,5–1,0 AV kaugusel). Lõplikud laienemise piirid sõltuvad tähe massi kaotusest ja heeliumi süttimise ajast.
3. Neelamisskenaariumid: Merkuur ja Veenus
3.1 Tõusu ja mõõna vastastikmõjud ja massi kadu
Päikese laienedes algab tähetuule põhjustatud massi kadu. Lisaks valitsevad paisunud Päikese atmosfääri ja sisemiste planeetide vahel tõusu ja mõõna vastastikmõjud. Tulemuseks võib olla orbiidi kahanemine või vastupidi, veidi suurem kauguse suurenemine: massi kadu nõrgestab gravitatsiooni (seega võivad orbiidid laieneda), kuid kui planeet satub tähe atmosfääri, tõmbab tõusu ja mõõna hõõrdumine selle sissepoole. Peamised tegurid on:
- Massi kadu: Päikese gravitatsioonijõud väheneb, mistõttu orbiidid võivad laieneda.
- Tõusu ja mõõna hõõrdumine: Kui planeet satub tähe atmosfääri, aeglustab hõõrdumine seda ja see laskub spiraalselt Päikese sisemusse.
3.2 Merkuuri saatus
Merkuur, olles Päikesele lähim (~0,39 AV), neelatakse peaaegu kindlasti punase hiiglase faasis alla. Enamik Päikese evolutsioonimudeleid näitab, et paisunud Päikese fotosfäär võib ulatuda või isegi ületada Merkuuri orbiidi ning tõusu ja mõõna jõud jätkavad Merkuuri "sadestamist" Päikese atmosfääri. See on väike planeet (mass umbes 5,5 % Maast) ja tal pole piisavalt inertsust, et sügavas paisunud atmosfääris tõmbavale jõule vastu panna [3], [4].
3.3 Veenus: tõenäoline neelamine
Veenus, mis tiirleb umbes ~0,72 AV kaugusel, neelatakse tõenäoliselt samuti alla. Kuigi tähe massi kadu muudab orbiite veidi väljapoole, ei pruugi see piisata Veenuse säilitamiseks 0,72 AV kaugusel, eriti kui punase hiiglase raadius võib ulatuda ~1 AV-ni. Tõusu ja mõõna vastastikmõjud võivad Veenuse Päikesele spiraalselt lähemale tuua, kuni see hävitatakse. Isegi kui hüpoteetiliselt Veenus ei neelataks täielikult, kogeks see uskumatut kuumust, kaotaks atmosfääri ja steriliseeritaks täielikult.
4. Maa ebaselge saatus
4.1 Punase hiiglase raadius ja Maa orbiit
Maa, mis asub umbes ~1,00 AV kaugusel, on piiril või veidi üle selle piiri, mida mudelid näitavad maksimaalselt paisunud Päikese (~1,0–1,2 AV) saavutamiseks. Kui see piir oleks umbes ~1 AV, ähvardab osaline või täielik neelamine. Kuid on olulisi nüansse:
- Massi kadu: Kui Päike kaotaks märkimisväärse massi (~20–30 % algsest), võiks Maa orbiit laieneda kuni ~1,2–1,3 AV-ni.
- Tõusu ja mõõna vastastikmõjud: Kui Maa sukeldub Päikese välisatmosfääri, võib hõõrdumine ületada orbiidi laienemise efekti.
- Apvalkalo omadused: Tähe atmosfääri tihedus umbes ~1 AV kaugusel võib olla väike, kuid võib-olla mitte piisavalt väike, et Maa säilitada takistava jõu eest.
Seega sõltub Maa säilimine massikadust, mis kipub orbiiti väljapoole suruma, ja tõmmetakistusest, mis tõmbab seda sissepoole. Mõned mudelid näitavad, et Maa võib jääda vaid paisunud fotosfääri serva taha, kuid on määratud kõrvetama; teised näitavad, et see hävitatakse. [3], [5].
4.2 Tingimused, kui Maa pääseks neelamisest
Isegi kui Maa ei upuks, muutuks meie planeedi elu tingimused kaugel enne punase hiidtähe maksimaalset paisumist eluks sobimatuks. Päikese heleduse suurenedes tõuseks pinnatemperatuur, ookeanid aurustuksid ja tekiks kontrollimatu kasvuhooneefektiga keskkond. Pärast hiidtähe faasi jääks alles vaid osaliselt või täielikult sulanud Maa koorik ning tugev punase hiidtähe tuul võib atmosfääri ära kanda.
5. Heeliumi põlemine ja hilisemad staadiumid: AGB, planeetiline udu, valge kääbuse staadium
5.1 Heeliumi „välk“ ja horisontaalharu
Kui punase hiidtähe tuumas tõuseb temperatuur ~100 mln K-ni, süttib heeliumi süntes („kolmekordne alfa“ protsess); mõnikord toimub see järsult („heeliumi välk“), kui tuum on elektronide degeneratsioonis. Seejärel reorganiseerub täht veidi kompaktsemaks „heeliumi põlemise“ olekuks (nn horisontaalharuks). See faas kestab suhteliselt lühikest aega (~10–100 mln aastat). Kuid mis tahes säilinud lähedal asuv planeet kogeks kogu selle aja jooksul ikkagi väga suurt kuumust.
5.2 AGB: asümptootiline hiidharu
Pärast heeliumi ammendumist tuumas läbib täht AGB staadiumi, kus kestades põleb samaaegselt heelium ja vesinik juba süsinik-hapniku tuuma ümber. Väliskihid paisuvad veelgi ning termilised impulsid põhjustavad intensiivset massikadu ja moodustavad tohutu, kuid hõreda tähe atmosfääri. See etapp on väga lühike (mõned miljonid aastad). Kui mõni planeedi jäänuk veel eksisteeriks, mõjutaks seda tugev tähetuul, mis võib orbiiti veelgi destabiliseerida.
5.3 Planeetilise udu moodustumine
Väliskihid, mis paisatakse välja kuuma tuuma intensiivse UV-kiirguse mõjul, moodustavad planeetilise udu – lühiajalise helendava gaasilise kestaga. Kümnete tuhandete aastate jooksul see udu hajub. Vaatajad näevad seda kui rõngakujulist või mullikujulist helendavat pilve keskse tähe ümber. Viimasel staadiumil muutub täht valgeks kääbuseks, kui udu hääbub.
6. Valge kääbuse jäänuk
6.1 Tuuma degeneratsioon ja koostis
AGB staadiumis jääb tihedaks valge kääbuse tuumaks, mis koosneb peamiselt süsinikust ja hapnikust (~1 Päikese mass tähe kohta). Seda hoiab elektronide degeneratsioonirõhk, edasine süntes ei toimu. Tüüpiline valge kääbuse mass on ~0,5–0,7 M☉. Objekti raadius on sarnane Maale (~6 000–8 000 km). Alguses on temperatuur väga kõrge (kümned tuhanded K), hiljem langeb see aeglaselt miljardite aastate jooksul [5], [6].
6.2 Jahenemine kosmilise aja jooksul
Valge kääbus kiirgab välja allesjäänud soojusenergia. Kümnete või sadade miljardite aastate jooksul muutub see tumedaks, hiljem muutub peaaegu nähtamatuks „mustaks kääbuseks“. Selline jahtumine kestab väga kaua, kauem kui Universumi praegune vanus. Lõppfaasis on täht inertne – ilma sünteesita, lihtsalt külm „söestunud" tuum kosmilises pimeduses.
7. Kestuse ülevaade
- Peajada: ~10 miljardit aastat 1 Päikese massiga tähe jaoks. Päike on selles etapis juba ~4,57 miljardit aastat, seega on jäänud ~5,5 miljardit aastat.
- Punase hiiglase faas: Kestab ~1–2 miljardit aastat, hõlmab vesiniku kestapõlemist, heeliumi plahvatust.
- Heeliumi põlemine: Lühike stabiilne periood, mis võib kesta sadu miljoneid aastaid.
- AGB: Termilised impulsid, tugev massikaotus, kestab mitu miljonit aastat või vähem.
- Planeetaarud: ~kümneid tuhandeid aastaid.
- Valge kääbuse etapp: Määramatult pikk jahtumine eonide jooksul, lõpuks – tume „must kääbus“ (kui Universum eksisteerib piisavalt kaua).
8. Mõju Päikesesüsteemile ja Maale
8.1 Nõrgenevad tingimused
Veel umbes ~1–2 miljardi aasta jooksul suureneb praegune Päikese heledus ~10 %, mistõttu Maa ookeanid ja biosfäär hakkavad kahanema tugevneva kasvuhooneefekti tõttu, veel enne punase hiiglase etappi. Geoloogilises mastaabis tähendab see, et Maa elukõlblikkusel on aegumistähtaeg. Teoreetiliselt (väga kauge tuleviku ideed) võiksid tehnoloogilised tsivilisatsioonid proovida muuta planeedi orbiiti või „lõigata“ osa tähe massist („tähelaev“ – puhas spekulatsioon), et neid muutusi aeglustada.
8.2 Välis-Päikesesüsteem
AGB-etapi alguses ja osa Päikese massi kaotades nõrgeneb gravitatsioonijõud. Välised planeedid võivad kaugeneda või muutuda ebastabiilseks. Mõned kääbusplaneedid või komeedid võivad hajuda. Lõpuks on valge kääbus koos väikese hulgaga allesjäänud kaugetest planeetidest – see on võimalik Päikesesüsteemi lõppfaas, sõltuvalt massikaotusest ja tõusudest (või muudest häiretest), mis mõjutavad nende orbiite.
9. Vaatluste analoogiad
9.1 Punased hiiglased ja planeetaarud Põhjanaelal
Astronoomid jälgivad punaseid hiiglasi ja AGB tähti (nagu Arcturus, Mira) ning planeetaarudu (nt Sõrmuse (Ring) või Toru (Helix) udu), mis näitavad, kuidas Päike tulevikus välja näeb. Need objektid annavad reaalajas andmeid väliskihide laienemise, termiliste impulssete ja tolmu tekkimise kohta. Tähtede massi, metallisuse ja evolutsioonietapi võrdlemisel selgub, et ~1 Päikese massiga täht areneb sarnaselt Päikese prognoosile.
9.2 Valged kääbused ja nende jäänused
Uurides valgeid kääbuseid, selgub, millised võivad olla jäänused pärast planeetide hävitamist. Mõnes valges kääbuses leitakse „metallireostust“ – tõenäoliselt lagunenud asteroidide või väikeste planeetide jäänuseid. See näitab otseselt, mis võib juhtuda ülejäänud Päikesesüsteemi kehadega – need võivad sattuda valge kääbuse sisse või jääda kaugetele orbiitidele.
10. Kokkuvõte
Punase hiid-tähe faas on oluline üleminek Päikese-laadsetele tähtedele. Kui tuumavettik on ammendunud, paisub täht tugevalt, tõenäoliselt neelates Merkuuri ja Veenuse, samas kui Maa saatus jääb ebaselgeks. Isegi kui Maa mingil moel pääseb täielikust sukeldumisest tähe atmosfääri, muutub see põrguks intensiivse kuumuse ja tähetuule tingimustes. Pärast mitut kestapõlemise etappi areneb meie Päike valgeks kääbuseks, mille ümber jäävad vaid hajunud väljutatud kihtide pilved. Selline areng on tüüpiline umbes ühe Päikese massiga tähtedele, näidates tähe eluringi – alates moodustumisest ja sünteesist kuni paisumise ja lõpuks kokkutõmbumiseni degeneratiivseks jäänukiks.
Astrofüüsikalised vaatlused (punaste hiidude, valgete kääbuste ja eksoplaneetide süsteemide) kinnitavad seda teoreetilist evolutsioonirada ja võimaldavad ennustada, kuidas iga staadium mõjutab planeetide orbiite. Praegusest vaatenurgast on see Maal kosmilises mastaabis lühiajaline etapp ning vältimatu punase hiid-tähe tulevik rõhutab, et planeetide elamiskõlblikkus on ajutine kingitus. Nende protsesside mõistmine võimaldab paremini hinnata kogu Päikesesüsteemi habrast olemust ja muljetavaldavat mitme miljardi aasta pikkust evolutsiooni.
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.
- Rybicki, K. R., & Denis, C. (2001). „Apie Žemės ir Saulės sistemos galutinę lemtį.“ Icarus, 151, 130–137.
- Villaver, E., & Livio, M. (2007). „Ar planetos gali išgyventi žvaigždžių evoliuciją?“ The Astrophysical Journal, 661, 1192–1201.
- Althaus, L. G., Córsico, A. H., Isern, J., & García-Berro, E. (2010). „Baltųjų nykštukių žvaigždžių evoliucija.“ Astronomy & Astrophysics Review, 18, 471–566.
- Siess, L., & Livio, M. (1999). „Kas planetos yra suvalgomos savo šeimininkių žvaigždžių?“ Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 304, 925–930.