Kun Aurinko muuttuu valkoiseksi kääpiöksi, jäljellä olevien planeettojen mahdolliset häiriöt tai poistot voivat tapahtua aikojen kuluessa
Aurinkokunta punaisen jättiläisen vaiheen jälkeen
Noin ~5 miljardiaa vuotta Aurinkomme jatkaa vedyn synteesiä ytimessään (pääjaksossa). Kun tämä polttoaine loppuu, se siirtyy punaisen jättiläisen ja asymptoottisen jättiläisen haarojen vaiheisiin, menettää suuren osan massastaan ja lopulta muuttuu valkoiseksi kääpiöksi. Näiden myöhäisten vaiheiden aikana planeettojen radat – erityisesti ulkoisten jättiläisten – voivat muuttua massan menetyksen, gravitaatiovuorovesivoimien tai, jos tarpeeksi lähellä, tähtituulen vastuksen vuoksi. Sisemmät planeetat (Merkurius, Venus, todennäköisesti myös Maa) todennäköisesti nielaistaan, mutta jäljelle jääneet voivat selviytyä muuttuneilla radoilla. Erittäin pitkien aikakausien (kymmeniä miljardeja vuosia) aikana muut tekijät, kuten sattumanvaraiset ohilentävät tähdet tai galaktiset vuorovedet, järjestävät tai hajottavat järjestelmää entisestään. Alla käsittelemme tarkemmin kutakin vaihetta ja mahdollisia seurauksia.
2. Pagrindiniai vėlyvos Saulės sistemos dinamikos veiksniai
2.1 Saulės masės netekimas raudonosios milžinės ir AGB fazėse
Raudonosios milžinės ir vėlesnėje AGB (asimptotinės milžinės šakos) stadijoje Saulės išorinė dalis plečias ir po truputį netenkama per žvaigždinius vėjus ar stiprius pulsinius išmetimus. Manoma, kad iki AGB pabaigos Saulė gali prarasti ~20–30 % savo masės:
- Šviesis ir spindulys: Saulės šviesis pakyla iki tūkstančių kartų didesnio už dabartinį, spindulys gali siekti ~1 AV ar daugiau raudonosios milžinės stadijoje.
- Masės netekimo sparta: Per kelis šimtus milijonų metų galingi vėjai nuosekliai šalina viršutinius sluoksnius, pabaigoje susiformuoja planetinis ūkas.
- Poveikis orbitoms: Sumažėjusi žvaigždės masė silpnina jos gravitacinį poveikį, todėl likusių planetų orbitos plečias, atsižvelgiant į paprastą dviejų kūrinių santykį, kur a ∝ 1/M☉. Kitaip tariant, jei Saulės masė sumažėja iki 70–80 %, planetų pusiau didžiųjų ašių dydis gali proporcingai išaugti [1,2].
2.2 Vidinių planetų prarijimas
Merkurijų ir Venerą beveik neabejotinai prarys išsipūtusi Saulės išorė. Žemė atsiduria ties riba – dalis modelių rodo, kad masės netekimas galėtų pakankamai išplėsti jos orbitą, kad išvengtų visiško panirimo, tačiau potvyninės jėgos vis tiek gali ją pražudyti. Pasibaigus AGB etapui, galbūt išliks tik išorinės planetos (nuo Marso) bei nykštukiniai ir mažieji kūriniai, nors ir pakitusių orbitų.
2.3 Baltosios nykštukės susiformavimas
AGB pabaigoje Saulė per dešimtis tūkstančių metų išsviedžia išorinius sluoksnius, suformuodama planetinį ūką. Lieka baltosios nykštukės branduolys (≈ 0,5–0,6 Saulės masės), sintezė nebesigeneruoja; jis tik spinduliuoja šiluminę energiją ir per milijardus ar net trilijonus metų vėsta. Sumažėjusi masė reiškia, kad likusios planetos turi išsiplėtusias ar kitaip pakitusias orbitas, lemiančias ilgalaikę dinamiką naujame žvaigždės–planetos masės santykyje.
3. Išorinių planetų – Jupiterio, Saturno, Urano, Neptūno – likimas
3.1 Orbitų plėtimasis
Raudonosios milžinės ir AGB masės netekimo etapu Jupiterio, Saturno, Urano ir Neptūno orbitos laipsniškai plečias adiabatiškai dėl mažėjančios Saulės masės. Apytikriai galutinę pusiau didžiąją ašį af galima įvertinti, jei masės netekimo trukmė yra ilga, palyginti su orbitiniu periodu:
a(f) ≈ a(i) × (M(⊗,i) / M(⊗,f))
Missä M⊙,i on alkuperäinen Auringon massa, ja M⊙,f – lopullinen (~0,55–0,6 M☉). Radat voivat laajentua noin 1,3–1,4-kertaisiksi, jos tähti menettää noin 20–30 % massastaan. Esimerkiksi Jupiter, joka on noin 5,2 AU:n päässä, voi siirtyä noin 7–8 AU:n etäisyydelle lopullisesta massasta riippuen. Samankaltainen laajeneminen on odotettavissa myös Saturnuksen, Uranuksen ja Neptunuksen tapauksissa [3,4].
3.2 Pitkäaikainen vakaus
Kun Aurinko muuttuu valkoiseksi kääpiöksi, planeettajärjestelmä voisi säilyä vielä miljardeja vuosia, vaikka se laajeneekin. Kuitenkin ajan myötä voi ilmetä destabilisoivia tekijöitä:
- Planeettojen keskinäiset häiriöt: Gigavuosien (109 v.) aikana resonanssit tai kaoottiset ilmiöt voivat kertyä.
- Ohilentävät tähdet: Aurinko liikkuu galaksissa, joten läheiset tähtien lähestymiset (muutamia tuhansia AU tai vähemmän) voivat häiritä ratoja.
- Galaktiset vuorovedet: Kymmenien tai satojen miljardien vuosien aikaskaalalla heikot galaktiset vuorovedet voivat vaikuttaa ulkoratoihin.
Jotkut mallit osoittavat, että ~1010–1011 Miljardien vuosien aikana jättiläisplaneettojen radat voivat muuttua riittävän kaoottisiksi aiheuttaen poistumisia tai törmäyksiä. Kuitenkin nämä ovat pitkiä aikajaksoja, ja järjestelmä voi säilyä ainakin osittain muuttumattomana, jos voimakkaita häiriöitä ei ilmene. Lopulta vakaus riippuu myös paikallisesta tähtien ympäristöstä.
3.3 Esimerkkejä säilyvistä planeetoista
Usein mainitaan, että Jupiter (jolla on suurin massa) ja sen kuut voivat säilyä pisimpään, pysyen edelleen valkoisen kääpiön ympärillä. Saturnus, Uranus ja Neptunus ovat alttiimpia poistumiselle Jupiterin aiheuttamien häiriöiden vuoksi. Kuitenkin tällaiset radan muutokset voivat kestää miljardeista triljooniin vuosiin, joten osa aurinkokunnan rakenteesta voisi säilyä hyvin pitkään valkoisen kääpiön jäähtymisjakson aikana.
4. Pienet kappaleet: asteroidit, Kuiperin vyöhyke ja Oortin pilvi
4.1 Sisemmän vyöhykkeen asteroidit
Suurin osa pääasteroidivyöhykkeen kappaleista (2–4 AU) on suhteellisen lähellä Aurinkoa. Massan menetys ja gravitaatiovärähtelyt voisivat siirtää niiden ratoja kauemmas. Vaikka punaisen jättiläisen "kaasuvaippa" voi ulottua noin 1–1,2 AU:iin eikä peitä suoraan päävyöhykettä, voimistunut tähtituuli tai säteily voisi aiheuttaa lisähajontaa tai törmäyksiä. AGB-vaiheen jälkeen osa asteroideista säilyy, mutta kaoottiset resonanssit ulkoplaneettojen kanssa voivat heittää osan pois.
4.2 Kuiperin vyöhyke, levinnyt kiekko
Kuiperin vyöhyke (~30–50 AU) ja levinnyt kieklevy (50–100+ AU) eivät todennäköisesti kohtaa punaisen jättiläisen kaasukehää fyysisesti, mutta ne kokevat tähden massan vähenemisen, minkä seurauksena radat laajenevat suhteessa. Lisäksi Neptunuksen radan muuttuessa TNOjen sijoittuminen voi järjestäytyä uudelleen. Miljardien vuosien aikana tähtien ohilennot voivat hajottaa monia TNOja. Sama pätee Oortin pilveen (jopa ~100 000 AU): se tuntee jättimäisen laajenemisen vain vähän suoraan, mutta on hyvin altis ohilentävien tähtien ja galaktisten vuorovesien vaikutuksille.
4.3 Valkoisen kääpiön "saastuminen" ja komeettojen putoamiset
Havaittaessa valkoisia kääpiöitä muissa järjestelmissä näkyy "metallisaastunut" ilmakehä – raskaat alkuaineet, jotka normaalisti uppoaisivat, mutta säilyvät vain jatkuvan asteroidien tai komeettojen jäänteiden putoamisen vuoksi. Samoin tulevaisuuden valkoisen kääpiömme tapauksessa voi jäädä asteroideja/komeettoja, jotka ajoittain lähestyvät Roche-rajaa, hajoavat ja rikastuttavat kääpiön ilmakehää metalleilla. Tämä olisi Aurinkokunnan viimeinen "kierrätys".
5. Lopullisen hajoamisen tai säilymisen aikaskaala
5.1 Valkoisen kääpiön jäähtyminen
Kun Aurinko muuttuu valkoiseksi kääpiöksi (~7,5+ miljardia vuotta tulevaisuudessa), sen säde on lähellä Maan säteen suuruista ja massa noin 0,55–0,6 M☉. Alkuperäinen lämpötila on erittäin korkea (~100 000+ K), laskee vähitellen kymmenien/satojen miljardien vuosien aikana. Kunnes siitä tulee "musta kääpiö" (teoreettisesti, maailmankaikkeuden ikä ei vielä riitä tämän vaiheen saavuttamiseen), planeettojen radat voivat pysyä vakaina tai hajota tänä aikana.
5.2 Poistumat ja ohilennot
Yli 1010–1011 vuosien satunnaiset tähtien lähestymiset (useita tuhansia AV) voivat vähitellen poistaa planeettoja ja pieniä kappaleita tähtienväliseen avaruuteen. Jos Aurinkokunta kulkisi tiheämmän ympäristön tai tähtijoukon läpi, hajoamisnopeus olisi vielä suurempi. Lopulta voi jäädä yksinäinen valkoinen kääpiö ilman säilyneitä planeettoja tai vain muutama kaukainen kappale.
6. Vertailu muihin valkoisiin kääpiöihin
6.1 "Saastuneet" valkoiset kääpiöt
Astronomit löytävät usein valkoisia kääpiöitä, joiden ilmakehässä on raskaita alkuaineita (esim. kalsiumia, magnesiumia, rautaa), jotka normaalisti uppoaisivat nopeasti, mutta pysyvät jatkuvan pienten kappaleiden (asteroidien/komeettojen) putoamisen vuoksi. Joissakin WD-järjestelmissä havaitaan pölylevyjä, jotka muodostuvat asteroidien hajotessa. Tällaiset havainnot osoittavat, että planeettajäänteet voivat säilyä järjestelmissä valkoisen kääpiön vaiheessa ja ajoittain toimittaa materiaalia.
6.2 Eksoplaneetat valkoisten kääpiöiden läheisyydessä
Löydetty useita planeettakandidaatteja valkoisten kääpiöiden läheltä (esim. WD 1856+534 b), suuria, Jupiterin kokoisia, erittäin läheisillä (~1,4 päivän) kiertoradoilla. Uskotaan, että nämä planeetat ovat voineet myöhemmin siirtyä sisäänpäin tähden massan menetyksen jälkeen tai säilyä tähden laajenemista vastaan. Tämä antaa vihjeitä siitä, miten vastaavien prosessien jälkeen Aurinkokunnan jättiläisplaneetat voivat säilyä tai muuttua.
7. Merkitys ja laajemmat näkemykset
7.1 Tähtien elinkaaren ja planeettarakenteen ymmärtäminen
Tutkiessa Auringonjärjestelmän pitkäaikaista evoluutiota on selvää, että tähtien ja niiden planeettojen elinkaaret jatkuvat kauas pääsarjan lopun jälkeen. Planeettojen kohtalo paljastaa yleisiä ilmiöitä – massan menetystä, ratojen laajenemista, vuorovesivaikutuksia – jotka ovat tyypillisiä Auringon kaltaisille tähdille. Tämä osoittaa, että eksoplaneettajärjestelmille tähtien evoluution aikana voi tapahtua samanlaisia kohtaloita. Näin päättyy tähtien ja planeettojen elinkierto.
7.2 Lopullinen elinkelpoisuus ja mahdolliset evakuoinnit
Jotkut arvelut väittävät, että kehittyneet sivilisaatiot voivat kommunikoida ”tähden massan hallinnan” kautta tai siirtää planeettoja ulospäin selviytyäkseen tähden vakaiden aikojen päättymisen jälkeen. Realistisesti, kosmisesta näkökulmasta, pois siirtyminen Maasta (esim. Titanille tai jopa Auringonjärjestelmän ulkopuolelle) voi olla ainoa tapa ihmiskunnalle tai sen tuleville jälkeläisille selviytyä vuosituhansien yli, koska Auringon muutos on väistämätön.
7.3 Tulevien havaintojen tarkistus
Tutkimalla edelleen ”saastuneita” valkoisia kääpiöitä ja mahdollisesti niiden ympärillä säilyneitä eksoplaneettoja ymmärrämme yhä tarkemmin, miten Maan kaltaisten järjestelmien elämä päättyy lopullisesti. Samalla kun Auringon mallinnus kehittyy, selviää, kuinka laajalle punaisen jättiläisen kerrokset leviävät ja kuinka nopeasti massa vähenee. Tähtitieteen, kiertomekaniikan ja eksoplaneettatutkimuksen yhteistyöllä kehitetään yhä yksityiskohtaisempia kuvia siitä, miten planeetat siirtyvät lopullisiin tiloihinsa tähden kuollessa.
8. Yhteenveto
Pitkällä aikavälillä (~5–8 miljardia vuotta) Aurinko siirtyessään punaisen jättiläisen ja AGB-vaiheiden kautta menettää merkittävästi massaa ja todennäköisesti nielee Merkuriuksen, Venuksen ja mahdollisesti Maan. Jäljelle jäävät kappaleet (ulommat planeetat, pienemmät objektit) vetäytyvät, koska tähden massa vähenee. Lopulta ne kiertävät valkoista kääpiötä. Vielä miljardien vuosien ajan satunnaiset tähtien ohilennot tai resonanssivaikutukset voivat asteittain hajottaa järjestelmää. Aurinko – jo kylmä, himmeä jäänne – muistuttaa vain vähän kerran kukoistanutta planeettaperhettä.
Loppu on tyypillinen noin 1 Auringon massan tähdille, mikä osoittaa, kuinka lyhyt planeettojen elinkelpoisuuden aika on. Näiden loppuvaiheiden evoluution ymmärtämistä auttavat numeeriset mallit, havaintotiedot kirkkaista punaisista jättiläisistä sekä ”saastuneiden valkoisten kääpiöiden” esimerkit. Vaikka nykyinen vakaa pääsarjan aikakausi jatkuu, kosminen aikakartta selittää, ettei mikään planeettajärjestelmä ole ikuinen – Auringonjärjestelmän hidas hiipuminen on sen miljardien vuosien matkan viimeinen osa.
Linkit ja lisälukemista
- Sackmann, I.-J., Boothroyd, A. I., & Kraemer, K. E. (1993). ”Aurinkomme. III. Nykyhetki ja tulevaisuus.” The Astrophysical Journal, 418, 457–468.
- Schröder, K.-P., & Smith, R. C. (2008). ”Auringon ja Maan kaukainen tulevaisuus uudelleen tarkasteltuna.” Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 386, 155–163.
- Villaver, E., & Livio, M. (2007). ”Voivatko planeetat selviytyä tähtien evoluutiosta?” The Astrophysical Journal, 661, 1192–1201.
- Veras, D. (2016). ”Jälkijakson planeettajärjestelmien evoluutio.” Royal Society Open Science, 3, 150571.
- Althaus, L. G., et al. (2010). ”Valkoisten kääpiötähtien evoluutio.” Astronomy & Astrophysics Review, 18, 471–566.