Mahdollinen Merkuriuksen ja Venuksen nielaisu sekä epävarma Maan tulevaisuus
Elämä pääsarjan jälkeen
Aurinkoa muistuttavat tähdet viettävät suurimman osan elämästään pääsarjassa polttaen vetyä ytimessään. Auringolle tämä vakaa vaihe kestää noin 10 miljardia vuotta, josta noin 4,57 miljardia vuotta on jo kulunut. Kun kuitenkin noin yhden Auringon massan tähden ytimessä ydinvety kuluu loppuun, alkaa tähden evoluution käännekohta: käynnistyy vetypolttoaineen palaminen kuoressa, ja tähti siirtyy punaisen jättiläisen tilaan. Tällöin tähden säde voi kasvaa kymmeniä tai jopa satoja kertoja, sen kirkkaus kasvaa merkittävästi ja olosuhteet lähimmille planeetoille muuttuvat radikaalisti.
Aurinkokunnassamme Merkurius, Venus ja mahdollisesti Maa kokevat suoraan Auringon säteen kasvun. Tämän seurauksena nämä planeetat voivat tuhoutua tai vahingoittua merkittävästi. Punaisen jättiläisen vaihe on ratkaiseva vaihe ymmärtää sisäplaneettojen lopullinen kohtalo. Seuraavaksi tarkastellaan yksityiskohtaisemmin, miten Auringon sisäinen rakenne muuttuu, miksi tähti paisuu punaiseksi jättiläiseksi ja mitä tämä tarkoittaa Merkuriuksen, Venuksen ja Maan kiertoradoille, ilmastolle ja säilymiselle.
2. Muutokset pääsarjan jälkeen: vetypolttoaineen palaminen kuoressa
2.1 Ytimen vetypolttoaineen ehtyminen
Noin 5 miljardin vuoden kuluttua ytimen vetyfuusion jatkuessa Auringolla ei enää ole riittävästi keskivetyä. Silloin tapahtuu:
- Ytimen supistuminen: Heliumilla kyllästynyt ydin supistuu gravitaation vaikutuksesta ja kuumenee entisestään.
- Vetyä polttava kuori: Ydintä ympäröivä heliumilla rikastunut vetykerros kuumenee ja tuottaa edelleen energiaa.
- Ulkokerroksen laajeneminen: Suuremman energian vapautumisen vuoksi tähden ulkokerros laajenee ja säde kasvaa huomattavasti, pintalämpötila laskee ("punainen" väri).
Nämä prosessit merkitsevät punaisen jättiläisen haaran (RGB) alkua, tähden kirkkaus kasvaa huomattavasti (useita tuhansia kertoja nykyistä suuremmaksi), vaikka pintalämpötila laskee nykyisestä ~5800 K:sta huomattavasti viileämpään "punaiseen" alueeseen [1], [2].
2.2 Koko ja säteen kasvu
Punaisen jättiläisen vaihe kestää yleensä useita satoja miljoonia vuosia, tähdelle, jonka massa on lähellä Auringon massaa – huomattavasti vähemmän kuin pääsarjalla. Mallit osoittavat, että Auringon säde voi laajentua noin 100–200 kertaa nykyistä suuremmaksi (~0,5–1,0 AU etäisyydelle). Lopulliset laajentumisrajat riippuvat tähden massan menetyksestä ja heliumin syttymisajankohdasta.
3. Nielemisskenaariot: Merkurius ja Venus
3.1 Tides-vaikutukset ja massan menetys
Auringon laajentuessa alkaa tähtituulen aiheuttama massan menetys. Lisäksi laajentuneen Auringon ilmakehän ja sisempien planeettojen välillä vallitsee tides-vaikutuksia. Tulokset voivat olla radan hajoaminen tai päinvastoin hieman suurempi etäisyyden kasvu: massan menetys heikentää vetovoimaa (joten radat voivat laajentua), mutta jos planeetta joutuu tähden ilmakehään, tides-kitka vetää sitä sisäänpäin. Keskeiset tekijät ovat:
- Massan menetys: Auringon gravitaatiovoima heikkenee, joten radat voivat laajentua.
- Tides-kitka: Jos planeetta joutuu tähden ilmakehään, kitka hidastaa sitä ja se laskeutuu spiraalimaisesti Auringon sisään.
3.2 Merkuriuksen kohtalo
Merkurius, joka on lähimpänä Aurinkoa (~0,39 AU), nielehdään lähes varmasti punaisen jättiläisen vaiheessa. Suurin osa Auringon evoluutiomalleista osoittaa, että laajentunut Auringon fotosfääri voi ulottua tai jopa ylittää Merkuriuksen radan, ja tides-voimat jatkavat Merkuriuksen "laskeutumista" Auringon ilmakehään. Se on pieni planeetta (massa noin 5,5 % Maasta) eikä sillä ole tarpeeksi inertiaa vastustaa vetävää voimaa syvässä laajentuneessa ilmakehässä [3], [4].
3.3 Venus: todennäköinen nieleminen
Venus, joka kiertää noin 0,72 AU:n etäisyydellä, todennäköisesti myös nielehdään. Vaikka tähden massan menetys muuttaa ratoja hieman ulospäin, se tuskin riittää säilyttämään Venuksen 0,72 AU:n etäisyydellä, varsinkin kun punaisen jättiläisen säde voi ulottua noin 1 AU:iin. Tides-vaikutukset voivat kiertoradallaan vetää Venuksen spiraalimaisesti kohti Aurinkoa, kunnes se tuhoutuu. Vaikka hypoteettisesti Venus ei täysin nielehtyisikään, se kokisi uskomattoman kuumuuden, menettäisi ilmakehänsä ja sterilisoituisi täysin.
4. Epäselvä Maan kohtalo
4.1 Punaisen jättiläisen säde ja Maan rata
Maa, joka sijaitsee noin 1,00 AU:n etäisyydellä, on rajan tuntumassa tai hieman sen ulkopuolella, jonka mallien mukaan maksimissaan laajentunut Aurinko voi saavuttaa (~1,0–1,2 AU). Jos tuo raja olisi noin 1 AU, uhkaa osittainen tai täydellinen nieleminen. Kuitenkin on tärkeitä vivahteita:
- Massan menetys: Jos Aurinko menettäisi merkittävän osan massastaan (~20–30 % alkuperäisestä), Maan rata voisi laajentua noin ~1,2–1,3 AU:iin.
- Tides-vaikutukset: Jos Maa uppoaisi Auringon ulomman ilmakehän osaan, kitka saattaa ylittää radan laajenemisen vaikutuksen.
- Höyhenpeitteen ominaisuudet: Tähden ilmakehän tiheys noin ~1 AU etäisyydellä voi olla pieni, mutta ei välttämättä tarpeeksi pieni suojellakseen Maata vastavoimalta.
Näin ollen Maan säilyminen riippuu massan menetyksestä, joka pyrkii työntämään kiertoradan ulospäin, ja vuorovesihankauksesta, joka vetää sitä sisäänpäin. Jotkut mallit osoittavat, että Maa voi jäädä juuri laajentuneen fotosfäärin ulkopuolelle, mutta on tuomittu kuumuuteen; toiset taas, että se tuhoutuu. [3], [5].
4.2 Olosuhteet, jos Maa välttyisi nielemiseltä
Vaikka Maa jäisikin uppoamatta, jo kauan ennen punaisen jättiläisen suurinta laajenemista planeettamme olosuhteet kävisivät elinkelvottomiksi. Auringon kirkkauden kasvaessa pintalämpötila nousisi, valtamerät haihtuisivat ja syntyisi hallitsematon kasvihuoneilmiö. Jättiläisvaiheen jälkeen jäljelle jäisi vain osittain tai kokonaan sulanut Maan kuori, ja voimakas punaisen jättiläisen tuuli saattaisi puhaltaa ilmakehän pois.
5. Heliumin poltto ja myöhemmät vaiheet: AGB, planetaarinen sumu, valkoisen kääpiön vaihe
5.1 Helium"salama" ja horisontaalinen haara
Kun punaisen jättiläisen ytimessä lämpötila saavuttaa noin 100 miljoonaa K, syttyy heliumin fuusio ("kolmois-alfa"-prosessi); joskus se tapahtuu äkillisesti ("heliumsalama"), jos ydin on elektronien degeneroitunut. Tällöin tähti järjestäytyy uudelleen hieman kompaktimpaan "heliumpolton" tilaan (ns. horisontaalinen haara). Tämä vaihe kestää suhteellisen lyhyen ajan (~10–100 miljoonaa vuotta). Kuitenkin mikä tahansa säilynyt lähistöllä oleva planeetta kokisi koko ajan erittäin suuren lämmön.
5.2 AGB: asymptoottinen jättiläishaarake
Heliumin loppuessa ytimessä tähti siirtyy AGB-vaiheeseen, jossa kuorissa palaa samanaikaisesti heliumia ja vetyä jo hiili-happi-ytimen ympärillä. Ulommat kerrokset laajenevat entisestään, ja termiset impulssit aiheuttavat voimakasta massan menetystä ja muodostavat valtavan, mutta harvan tähden ilmakehän. Tämä vaihe on hyvin lyhyt (muutamia miljoonia vuosia). Jos jokin planeetan jäänne vielä olisi olemassa, sitä vaikuttaisi voimakas tähtituuli, joka voisi entisestään epävakauttaa kiertorataa.
5.3 Planetaarisen sumun muodostuminen
Ulommat kerrokset, jotka ovat poistuneet voimakkaan UV-säteilyn vaikutuksesta kuumasta ytimestä, muodostavat planetaarisen sumun – lyhytikäisen hohtavan kaasukotelon. Kymmenien tuhansien vuosien kuluessa tämä sumu hajaantuu. Tarkkailijat näkevät sen renkaana tai kuplamaisena hohtavana pilvenä keskellä olevaa tähteä ympäröivänä. Viimeisessä vaiheessa tähti muuttuu valkoiseksi kääpiöksi, kun sumu himmenee.
6. Valkoisen kääpiön jäänne
6.1 Ytimen degeneraatio ja koostumus
AGB-vaiheen jälkeen säilyy tiivis valkoisen kääpiön ydin, joka koostuu pääasiassa hiilestä ja hapesta (~1 Auringon massan verran tähdelle). Sitä pitää koossa elektronien degeneraatio paine, eikä ydinreaktioita enää tapahdu. Tyypillinen valkoisen kääpiön massa on noin 0,5–0,7 M☉. Kohteen säde on Maata vastaava (~6 000–8 000 km). Aluksi lämpötila on erittäin korkea (kymmeniä tuhansia K), mutta laskee hitaasti miljardien vuosien aikana [5], [6].
6.2 Jäähtyminen kosmisessa ajassa
Valkoinen kääpiö säteilee jäljellä olevan lämpöenergian. Kymmenien tai satojen miljardien vuosien aikana se tummuu ja muuttuu lähes näkymättömäksi "musta kääpiöksi". Tämä jäähtyminen kestää erittäin kauan, pidempään kuin koko Universumin ikä nyt. Lopullisessa tilassaan tähti on inertti – ilman fuusiota, pelkkä kylmä "hiiltynyt" ydin kosmisessa pimeydessä.
7. Keston yleiskatsaus
- Pääsarja: noin 10 miljardia vuotta yhden Auringon massaiselle tähdelle. Aurinko on ollut tässä vaiheessa noin 4,57 miljardia vuotta, joten jäljellä on noin 5,5 miljardia vuotta.
- Punaisen jättiläisen vaihe: Kestää noin 1–2 miljardia vuotta, sisältää vetykuoren palamisen ja heliumräjähdyksen.
- Heliumin palaminen: Lyhyt vakaa jakso, joka voi kestää satoja miljoonia vuosia.
- AGB: Terminaaliset impulssit, voimakas massan menetys, kestää useita miljoonia vuosia tai vähemmän.
- Planeettasumu: noin kymmeniä tuhansia vuosia.
- Valkoisen kääpiön vaihe: Epämääräisen pitkä jäähtyminen eonien aikana, lopulta – tumma "musta kääpiö" (jos Universumi on olemassa tarpeeksi kauan).
8. Vaikutus Auringonjärjestelmään ja Maahan
8.1 Heikkenevät olosuhteet
Nykyinen Auringon kirkkaus kasvaa noin 10 % seuraavien ~1–2 miljardin vuoden aikana, joten Maan meret ja biosfääri alkavat hävitä voimistuvan kasvihuoneilmiön vuoksi kauan ennen punaisten jättiläisten vaihetta. Geologisessa mittakaavassa tämä tarkoittaa, että Maan elinkelpoisuudella on vanhenemisaika. Teoreettisesti (hyvin kaukaisen tulevaisuuden ajatuksia) teknologiset sivilisaatiot voisivat yrittää muuttaa planeetan rataa tai "leikata" osan tähden massasta ("tähtilaiva" – puhdas spekulaatio) hidastaakseen näitä muutoksia.
8.2 Ulkoinen Auringonjärjestelmä
AGB-vaiheen alkaessa ja osan Auringon massasta menettäessä gravitaatiovoima heikkenee. Ulommat planeetat voivat siirtyä kauemmas tai muuttua epävakaiksi. Jotkut kääpiöplaneetat tai komeetat voivat hajota. Lopulta valkoinen kääpiö ja joukko säilyneitä kaukaisia planeettoja muodostavat mahdollisen Auringonjärjestelmän lopullisen vaiheen, riippuen siitä, miten massan menetys ja vuorovesivaikutukset (tai muut häiriöt) vaikuttavat niiden ratoihin.
9. Havainnollistavat analogiat
9.1 Punaiset jättiläiset ja planeettasumut Linnunradalla
Astronomit tarkkailevat punaisia jättiläisiä ja AGB-tähtiä (kuten Arcturus, Mira) sekä planeettasumuja (esim. Ring- tai Helix-sumu), jotka näyttävät, miltä Aurinko näyttää tulevaisuudessa. Nämä kohteet tarjoavat reaaliaikaista dataa ulkokerrosten laajenemisesta, terminaalisista impulsseista ja pölyn muodostumisesta. Verrattaessa tähtien massaa, metallisuutta ja evoluutiovaihetta, havaitaan, että noin yhden Auringon massainen tähti kehittyy suunnilleen ennustetulla tavalla Auringolle.
9.2 Valkoiset kääpiöt ja niiden jäännökset
Tutkiessa valkoisia kääpiöitä paljastuu, miltä jäännökset voisivat näyttää planeettojen tuhoutumisen jälkeen. Joissakin valkoisissa kääpiöissä havaitaan ”metallisaasteita” – todennäköisesti hajonneista asteroideista tai pienistä planeetoista. Tämä osoittaa suoraan, mitä voi tapahtua jäljellä oleville aurinkokunnan kappaleille – ne voivat joutua valkoisen kääpiön vetovoimaan tai jäädä kaukaisille radoille.
10. Yhteenveto
Punaisen jättiläisen vaihe on tärkeä muutos Auringon kaltaisille tähdille. Ytimen vety poltettua loppuun tähti paisuu voimakkaasti, todennäköisesti nielemällä Merkuriuksen ja Venuksen, ja Maan kohtalo jää epävarmaksi. Vaikka Maa jotenkin välttyisi täydelliseltä uppoamiselta tähden ilmakehään, siitä tulee helvetti intensiivisen kuumuuden ja tähtituulen olosuhteiden vuoksi. Useiden kuoripolttovaiheiden jälkeen Aurinkomme kehittyy valkoiseksi kääpiöksi, jonka ympärille jää vain hajallaan olevia poistuneiden kerrosten pilviä. Tämä kehitys on tyypillinen noin yhden Auringon massan tähdille, osoittaen tähden elämän ”kierron” – muodostumisesta ja synteesistä laajenemiseen ja lopulta kutistumiseen degeneroituneeksi jäännökseksi.
Astrofysikaaliset havainnot (punaisista jättiläisistä, valkoisista kääpiöistä ja eksoplaneettajärjestelmistä) vahvistavat tämän teoreettisen evoluutiopolun ja mahdollistavat ennustamisen, miten kukin vaihe vaikuttaa planeettojen ratoihin. Nykyisestä näkökulmasta Maassa tämä on lyhyt vaihe kosmisessa mittakaavassa, ja punaisen jättiläisen väistämätön tulevaisuus korostaa, että planeettojen elinkelpoisuus on väliaikainen lahja. Näiden prosessien ymmärtäminen auttaa paremmin arvioimaan koko aurinkokunnan haavoittuvuutta ja miljardien vuosien evoluution suuruutta.
Nuorodos ir tolesnis skaitymas
- 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.
- Rybicki, K. R., & Denis, C. (2001). ”Maan ja aurinkokunnan lopullisesta kohtalosta.” Icarus, 151, 130–137.
- Villaver, E., & Livio, M. (2007). ”Voivatko planeetat selviytyä tähtien evoluutiosta?” The Astrophysical Journal, 661, 1192–1201.
- Althaus, L. G., Córsico, A. H., Isern, J., & García-Berro, E. (2010). ”Valkoisten kääpiöiden evoluutio.” Astronomy & Astrophysics Review, 18, 471–566.
- Siess, L., & Livio, M. (1999). ”Kuluttavatko planeetat isäntätähtensä?” Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 304, 925–930.