Når solen blir en hvit dverg, kan de gjenværende planetene oppleve forstyrrelser eller bli kastet ut over eoner
Solsystemet etter den røde kjempefasen
Om omtrent ~5 mrd. år vil vår Sol fortsette hydrogenfusjonen i kjernen (hovedsekvensen). Likevel, når dette drivstoffet er oppbrukt, vil den gå inn i fasene for rød kjempe og asymptotisk kjempegren, miste en stor del av massen sin og til slutt bli en hvit dverg. I disse sene stadiene kan planetbanene – spesielt for de ytre kjempeplanetene – endres på grunn av massetap, gravitasjonstidekrefter eller, hvis de er nær nok, motstand fra stjernens vind. De indre planetene (Merkur, Venus, sannsynligvis også Jorden) vil trolig bli slukt, men de gjenværende kan overleve i endrede baner. Over svært lange epoker (titalls milliarder år) vil andre faktorer, som tilfeldige forbipasserende stjerner eller galaktiske tidevann, ytterligere omorganisere eller oppløse dette systemet. Nedenfor diskuterer vi hver fase og mulige konsekvenser mer detaljert.
2. Hovedfaktorer i den sene dynamikken i solsystemet
2.1 Solens massetap i de røde kjempe- og AGB-fasene
I den røde kjempen og den påfølgende AGB-fasen (asymptotiske kjempegren) utvider solens ytre lag seg og tapes gradvis gjennom stjernvind eller sterke pulserende utkast. Det antas at solen kan miste ~20–30 % av sin masse innen slutten av AGB:
- Lysstyrke og radius: Solens lysstyrke øker til tusenvis av ganger dagens verdi, og radius kan nå ~1 AU eller mer i den røde kjempefasen.
- Massetapshastighet: I løpet av noen hundre millioner år fjerner kraftige vinder gradvis de ytre lagene, og til slutt dannes en planetarisk tåke.
- Effekt på banene: Den reduserte stjernemassen svekker dens gravitasjonelle påvirkning, så banene til de gjenværende planetene utvider seg i henhold til det enkle to-kroppsforholdet hvor a ∝ 1/M☉. Med andre ord, hvis solmassen reduseres til 70–80 %, kan planetenes halvstore akser øke proporsjonalt [1,2].
2.2 Tap av de indre planetene
Merkur og Venus vil nesten helt sikkert bli slukt av den utvidede solens ytre lag. Jorden befinner seg på grensen – noen modeller antyder at massetap kan utvide banen nok til å unngå fullstendig nedsenkning, men tidevannskreftene kan likevel ødelegge den. Etter AGB-fasen kan det hende at bare de ytre planetene (fra Mars og utover) samt dverg- og smålegemer overlever, selv om banene deres er endret.
2.3 Dannelsen av hvite dverger
Mot slutten av AGB kaster solen i titusenvis av år ut sine ytre lag og danner en planetarisk tåke. Kjernen som blir igjen er en hvit dverg (~0,5–0,6 solmasser), hvor fusjon ikke lenger foregår; den stråler kun ut termisk energi og kjøles ned over milliarder eller til og med billioner av år. Den reduserte massen betyr at de gjenværende planetene har utvidede eller på annen måte endrede baner, noe som påvirker den langsiktige dynamikken i det nye stjerne–planet-masseforholdet.
3. Skjebnen til de ytre planetene – Jupiter, Saturn, Uranus, Neptun
3.1 Banenes utvidelse
I løpet av den røde kjempen og AGB-massetapfasen vil banene til Jupiter, Saturn, Uranus og Neptun utvide seg adiabatisk på grunn av den minkende solmassen. Omtrent kan den endelige halvstore aksen af estimeres hvis massetapets varighet er lang sammenlignet med orbitalperioden:
a(f) ≈ a(i) × (M(⊙,i) / M(⊙,f))
Hvor M⊙,i er den opprinnelige solmassen, og M⊙,f – slutt (~0,55–0,6 M☉). Banene kan vokse med ~1,3–1,4 ganger hvis stjernen mister ~20–30 % av massen. For eksempel kan Jupiter, som er på ~5,2 AU, bevege seg ut til ~7–8 AU, avhengig av sluttmassen. En lignende utvidelse forventes for Saturn, Uranus og Neptun [3,4].
3.2 Langsiktig stabilitet
Når solen blir en hvit dverg, kan planetsystemet overleve i flere milliarder år, selv om det er utvidet. Likevel kan destabiliserende faktorer oppstå over tid:
- Planetariske forstyrrelser: Over gigår (109 år) kan resonanser eller kaotiske fenomener akkumuleres.
- Forbipasserende stjerner: Siden solen beveger seg i galaksen, kan nære stjernepasseringer (noen tusen AU eller mindre) forstyrre banene.
- Galaktiske tidevann: Over titalls eller hundrevis av milliarder år kan svake galaktiske tidevann påvirke ytre baner.
Noen modeller antyder at ~1010–1011 Over tid kan banene til de gigantiske planetene bli kaotiske nok til å forårsake utkast eller kollisjoner. Men dette er langsiktige prosesser, og systemet kan forbli delvis uendret hvis det ikke oppstår sterke forstyrrelser. Til slutt avhenger stabiliteten også av det lokale stjernemiljøet.
3.3 Eksempler på planeter som kan overleve
Det nevnes ofte at Jupiter (med størst masse) og dens måner kan overleve lengst, og fortsette å gå i bane rundt den hvite dvergen. Saturn, Uranus og Neptun er mer utsatt for utkast på grunn av forstyrrelser som oppstår i Jupiter. Slike prosesser med orbital endring kan vare fra milliarder til billioner av år, så deler av solsystemets struktur kan eksistere lenge inn i den hvite dvergens avkjølingsperiode.
4. Små legemer: asteroider, Kuiperbeltet og Oorts sky
4.1 Indre belte-asteroider
De fleste legemer i hovedasteroidebeltet (2–4 AU) er relativt nær solen. Masseavgang og gravitasjonsresonanser kan skyve banene deres lenger ut. Selv om den røde kjempenes "lag" kan strekke seg til ~1–1,2 AU og ikke direkte dekke hovedbeltet, kan forsterket stjernvind eller stråling forårsake ytterligere spredning eller kollisjoner. Etter AGB-fasen vil noen asteroider overleve, men kaotiske resonanser med ytre planeter kan kaste ut noen.
4.2 Kuiperbeltet, det spredte disket
Kuiperbeltet (~30–50 AU) og det spredte disket (50–100+ AU) vil sannsynligvis ikke kollidere med det fysiske laget til den røde kjempen, men vil merke stjernens masseavgang, noe som vil føre til at banene utvider seg proporsjonalt. I tillegg, når Neptun endrer bane, kan TNO-fordelingen omorganiseres. Over milliarder av år kan stjerners forbipasseringer spre mange TNO. Det samme gjelder for Oorts sky (opptil ~100 000 AU): den vil knapt merke den gigantiske utvidelsen direkte, men vil være svært mottakelig for påvirkning fra forbipasserende stjerner og galaktiske tidevann.
4.3 "Forurensning" av hvite dverger og kometnedslag
Ved observasjon av hvite dverger i andre systemer sees "metallforurensning" i atmosfæren – tunge elementer som burde synke, men som opprettholdes kun på grunn av kontinuerlig nedslag av asteroide- eller kometfragmenter. På samme måte kan det i vår fremtidige hvite dverg bli igjen asteroider/kometer som tidvis nærmer seg Roche-grensen, blir oppløst og beriker dvergens atmosfære med metaller. Dette vil være den siste "resirkuleringen" i solsystemet.
5. Tidsrammer for endelig oppløsning eller overlevelse
5.1 Avkjøling av hvite dverger
Når solen blir en hvit dverg (~7,5+ milliarder år i fremtiden), vil radiusen være lik jordens, og massen ~0,55–0,6 M☉. Starttemperaturen er svært høy (~100 000+ K), og faller gradvis over titalls/hundretalls milliarder år. Før den blir en "sort dverg" (teoretisk, universets alder er foreløpig ikke nok til å nå dette stadiet), kan planetbanene forbli stabile eller bli forstyrret i løpet av denne tiden.
5.2 Utkast og forbipasseringer
I løpet av 1010–1011 Årlige tilfeldige stjernetilnærmelser (flere tusen AV) kan gradvis kaste planeter og små legemer ut i det interstellare rom. Hvis solsystemet beveger seg gjennom tettere omgivelser eller klynger, øker oppløsningshastigheten ytterligere. Til slutt kan det bli en ensom hvit dverg uten gjenværende planeter eller med bare noen få fjerne legemer.
6. Sammenligning med andre hvite dverger
6.1 "Forurensede" hvite dverger
Astronomer oppdager ofte hvite dverger med tunge elementer (f.eks. kalsium, magnesium, jern) i atmosfæren, som burde synke raskt, men som opprettholdes på grunn av kontinuerlig nedslag av små legemer (asteroider/kometer). I noen WD-systemer finnes støvskiver som dannes ved oppløsning av asteroider. Slike data indikerer at planetrester i systemene kan overleve gjennom den hvite dvergfasen, og tidvis tilføre materiale.
6.2 Eksoplaneter rundt hvite dverger
Det er oppdaget flere planetkandidater rundt hvite dverger (f.eks. WD 1856+534 b), store planeter på størrelse med Jupiter, i svært nære (~1,4 dagers) baner. Det antas at disse planetene kan ha migrert innover etter stjernens massetap eller overlevd ved å motstå stjernens utvidelse. Dette gir hint om hvordan gassgigantene i solsystemet kan overleve eller endres etter lignende prosesser.
7. Betydning og bredere innsikter
7.1 Forståelse av stjernenes livssyklus og planetarisk struktur
Ved å studere langtidsevolusjonen til solsystemet er det klart at livssyklusen til stjerner og deres planeter fortsetter langt utover hovedseriens slutt. Planetenes skjebne avslører generelle fenomener – masseavgang, utvidelse av baner, tidvannsinteraksjoner – som er typiske for stjerner som solen. Dette antyder at eksoplanetsystemer rundt evolverende stjerner kan oppleve lignende skjebner. Slik avsluttes livssyklusen til stjerner og planeter.
7.2 Endelig beboelighet og mulige evakueringer
Noen spekulasjoner hevder at avanserte sivilisasjoner kan kommunisere med «stjernemassekontroll» eller flytte planeter utad for å overleve etter stjernens stabile periode. Realistisk sett, fra et kosmisk perspektiv, kan det å forlate Jorden (for eksempel til Titan eller til og med utenfor solsystemet) være den eneste måten for menneskeheten eller dens fremtidige etterkommere å eksistere over eoner, siden solens transformasjon er uunngåelig.
7.3 Fremtidige observasjonsverifiseringer
Ved videre analyse av «forurensede» hvite dverger og muligens gjenværende eksoplaneter rundt dem, vil vi få en stadig bedre forståelse av hvordan livssyklusen til jordlignende systemer ender. Samtidig, med forbedret solmodellering, blir det tydelig hvor mye de røde kjempenes lag utvider seg og hvor raskt masse tapes. Gjennom samarbeid mellom stjerneastrofysikk, orbitalmekanikk og eksoplanetforskning utvikles stadig mer detaljerte bilder av hvordan planeter går inn i sine endelige tilstander når stjernen dør.
8. Konklusjon
Over en lengre periode (~5–8 milliarder år) vil solen, når den går inn i rød kjempe og AGB-fasene, miste mye masse og sannsynligvis svelge Merkur, Venus og muligens Jorden. De gjenværende legemene (de ytre planetene, mindre objekter) vil trekke seg tilbake ettersom stjernens masse minker. Til slutt vil de gå i bane rundt en hvit dverg. Over enda milliarder år kan tilfeldige stjernemøter eller resonansinteraksjoner gradvis oppløse systemet. Solen – nå en kald, svak rest – vil knapt minne om den en gang blomstrende planetsystemet.
En slik avslutning er typisk for stjerner med ~1 solmasse, noe som viser hvor kortvarig planetenes beboelighet er. Digitale modeller, observasjonsdata fra lyssterke røde kjemper og eksempler på «forurensede hvite dverger» hjelper oss å forstå disse avsluttende evolusjonsstadiene bedre. Selv om vår nåværende stabile hovedseriefase varer, viser det kosmiske tidkartet at ingen planetsystemer er evige – den langsomme forsvinningen av solsystemet er den siste delen av dets milliarder år lange reise.
Lenker og videre lesning
- Sackmann, I.-J., Boothroyd, A. I., & Kraemer, K. E. (1993). “Vår Sol. III. Nåtid og fremtid.” The Astrophysical Journal, 418, 457–468.
- Schröder, K.-P., & Smith, R. C. (2008). “Fjern fremtid for Solen og Jorden gjenbesøkt.” Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 386, 155–163.
- Villaver, E., & Livio, M. (2007). “Kan planeter overleve stjerners evolusjon?” 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). “Evolusjon av hvite dverger.” Astronomy & Astrophysics Review, 18, 471–566.