Mulig oppsluking av Merkur og Venus og usikker fremtid for Jorden
Livet etter hovedserien
Solsystem-lignende stjerner tilbringer mesteparten av livet i hovedserien, hvor de brenner hydrogen i kjernen. For Sola vil denne stabile fasen vare i omtrent 10 milliarder år, hvorav omtrent 4,57 milliarder allerede har gått. Når kjernehydrogenet i en ~1 solmasse-stjerne er brukt opp, begynner stjerneutviklingen å endre seg: hydrogenbrenning i skall starter, og stjernen går over i rød kjempe-fasen. Da kan stjernens radius vokse med flere titalls eller hundrevis av ganger, lysstyrken øker betydelig, og forholdene for de nærmeste planetene endres dramatisk.
I vårt solsystem vil Merkur, Venus og muligens Jorden direkte merke denne økningen i solens radius. Som følge kan disse planetene bli ødelagt eller sterkt deformert. Den røde kjempestadiet er en avgjørende fase for å forstå de indre planetenes endelige skjebne. Videre undersøkes hvordan Solas indre struktur endres, hvorfor stjernen blåser seg opp til en rød kjempe, og hva dette betyr for banene, klimaet og overlevelsen til Merkur, Venus og Jorden.
2. Endringer etter hovedserien: hydrogenbrenning i skall
2.1 Utarming av kjernehydrogen
Etter omtrent 5 milliarder år med videre hydrogenfusjon i kjernen vil Sola ikke lenger ha nok sentralt hydrogen. Da skjer følgende:
- Kjernens sammentrekning: Heliummettet kjerne trekker seg sammen på grunn av gravitasjon og varmes ytterligere opp.
- Hydrogenbrennende skall: Det ikke-kjernereaktive hydrogenskallet rundt heliumberiket kjerne varmes opp og fortsetter å generere energi.
- Utvendig lagutvidelse: På grunn av økt energifrigjøring utvider stjernens ytre seg og radiusen øker betydelig, overflatetemperaturen synker ("rød" farge).
Disse prosessene markerer starten på den røde kjempens gren (RGB), stjernens lysstyrke øker kraftig (opptil flere tusen ganger større enn nå), selv om overflatetemperaturen faller fra dagens ~5800 K til det mye kjøligere "røde" området [1], [2].
2.2 Varighet og radiusvekst
Den røde kjempegrenen varer vanligvis flere hundre millioner år, for en stjerne med masse lik Sola – betydelig kortere enn hovedserien. Modellene viser at Solens radius kan utvide seg ~100–200 ganger mer enn i dag (~0,5–1,0 AU). De endelige utvidelsesgrensene avhenger av stjernens massetap og tidspunktet for heliumtenning.
3. Oppslukningsscenarier: Merkur og Venus
3.1 Tidevannspåvirkninger og massetap
Når Sola utvider seg, begynner masse tap forårsaket av stjernens vind. I tillegg oppstår det tidevannspåvirkninger mellom den utvidede Solens atmosfære og de indre planetene. Resultatene kan være banekollaps eller, motsatt, en noe større utvidelse: massetap svekker gravitasjonen (så banene kan utvide seg), men hvis en planet kommer inn i stjernens atmosfære, trekker tidevannsfriksjonen den innover. Hovedfaktorene er:
- Massetap: Solens gravitasjonskraft reduseres, så banene kan utvide seg.
- Tidevannsfriksjon: Hvis en planet kommer inn i stjernens atmosfære, vil friksjonen bremse den, og den vil spirale innover mot Sola.
3.2 Merkurs skjebne
Merkur, som er nærmest Sola (~0,39 AU), vil nesten helt sikkert bli oppsluket i den røde kjempefasen. De fleste modeller for Solens evolusjon viser at den utvidede fotosfæren kan nå eller overskride Merkurs bane, og tidevannskreftene vil fortsette å "senke" Merkur inn i Solens atmosfære. Det er en liten planet (masse ~5,5 % av Jordens) og har ikke nok treghet til å motstå den dragende kraften i den dype, utvidede atmosfæren [3], [4].
3.3 Venus: sannsynlig oppslukning
Venus, som kretser rundt ~0,72 AU, vil sannsynligvis også bli oppsluket. Selv om stjernens massetap endrer banene noe utover, er det lite sannsynlig at det vil være nok til å bevare Venus ved 0,72 AU, spesielt når radiusen til den røde kjempen kan nå ~1 AU. Tidevannspåvirkninger kan føre til at Venus spiraler inn mot Sola til den blir ødelagt. Selv om Venus hypotetisk ikke skulle bli fullstendig oppslukt, ville den oppleve ekstrem oppvarming, miste atmosfæren og bli fullstendig steril.
4. Jordens usikre skjebne
4.1 Radiusen til den røde kjempen og Jordens bane
Jorden, som befinner seg ~1,00 AU unna, er på grensen eller litt utenfor grensen som modellene antyder at den maksimalt utvidede Sola kan nå (~1,0–1,2 AU). Hvis denne grensen er ved ~1 AU, er det fare for delvis eller fullstendig oppslukning. Men det finnes viktige nyanser:
- Massetap: Hvis Sola mister en betydelig mengde masse (~20–30 % av den opprinnelige), kan Jordens bane utvide seg til ~1,2–1,3 AU.
- Tidevannspåvirkninger: Hvis Jorden skulle synke inn i den ytre delen av Solens atmosfære, kan friksjonen overstige effekten av banens utvidelse.
- Skallens egenskaper: Tettheten i stjernens atmosfære ved ~1 AU vil kanskje være lav, men kan være ikke lav nok til å beskytte Jorden mot bremsende krefter.
Dermed avhenger Jordens overlevelse av massetap, som tenderer til å skyve banen utover, og tidevannsmotstand som trekker den innover. Noen modeller viser at Jorden kan forbli like utenfor den utvidede fotosfæren, men vil bli dømt til varme; andre at den vil bli ødelagt [3], [5].
4.2 Forholdene hvis Jorden unngår å bli slukt
Selv om Jorden ikke skulle bli slukt, vil forholdene på planeten bli ugunstige for liv lenge før den røde kjempen når sin største utvidelse. Med økende sollys vil overflatetemperaturen stige, havene fordampe, og en ukontrollert drivhuseffekt vil oppstå. Etter kjempefasen vil bare en delvis eller helt smeltet jordskorpe være igjen, og den sterke vinden fra den røde kjempen kan blåse bort atmosfæren.
5. Heliumbrenning og senere stadier: AGB, planetarisk tåke, hvit dverg-stadium
5.1 Helium "flash" og horisontal gren
Når temperaturen i kjernen til den røde kjempen når ~100 mill. K, starter heliumfusjon ("trippel-alfa"-prosessen); noen ganger skjer dette plutselig ("heliumflash"), hvis kjernen er elektrondegenerert. Da omorganiserer stjernen seg til en noe mer kompakt "heliumbrennende" tilstand (den såkalte horisontale grenen). Denne fasen varer relativt kort (~10–100 mill. år). Men enhver nær planet som fortsatt eksisterer, vil fortsatt oppleve ekstrem varme i hele denne perioden.
5.2 AGB: asymptotisk kjempestjernegren
Etter heliumutarming i kjernen går stjernen inn i AGB-stadiet, hvor den samtidig forbrenner helium og hydrogen i skallene rundt den allerede karbon-oksygen-kjernen. De ytre lagene utvider seg ytterligere, og termiske pulser forårsaker intens massetap og danner en stor, men tynn stjernetåke. Dette stadiet er svært kort (noen millioner år). Hvis noen rester av planeter fortsatt eksisterer, vil de bli påvirket av den sterke stjernevinden, som potensielt kan destabilisere banene ytterligere.
5.3 Dannelse av planetarisk tåke
De ytre lagene som blåses bort, påvirket av intens UV-stråling fra den varme kjernen, danner en planetarisk tåke – en kortvarig glødende gasskappe. Over titalls tusen år forsvinner denne tåken. Observatører ser dette som en ringformet eller bobleformet glødende sky rundt den sentrale stjernen. I den siste fasen blir stjernen en hvit dverg når tåken blekner.
6. Resten av den hvite dvergen
6.1 Kjernedegenerasjon og sammensetning
Etter AGB-stadiet forblir kjernen til den hvite dvergen tett, hovedsakelig bestående av karbon og oksygen (~1 solmasse for stjernen). Den holdes oppe av elektrondegenerasjonstrykk, videre fusjon skjer ikke. Typisk masse for en hvit dverg er ~0,5–0,7 M☉. Objektets radius er lik Jordens (~6 000–8 000 km). Temperaturen er opprinnelig svært høy (titalls tusen K), men avtar deretter langsomt over milliarder av år [5], [6].
6.2 Avkjøling over kosmisk tid
Den hvite dvergen utstråler gjenværende termisk energi. Over titalls eller hundrevis av milliarder år blir den mørkere, og blir til slutt en nesten usynlig "sort dverg". Denne avkjølingen tar svært lang tid, lenger enn universets nåværende alder. I sin endelige tilstand er stjernen inert – uten fusjon, bare en kald "forkullet" kjerne i det kosmiske mørket.
7. Oversikt over varighet
- Hovedserien: ~10 milliarder år for en stjerne med 1 solmasse. Sola har vært i dette stadiet i ~4,57 milliarder år, så det gjenstår ~5,5 milliarder år.
- Rød kjempe-fase: Varer ~1–2 milliarder år, inkluderer hydrogen skallbrenning, helium-flash.
- Heliumbrenning: Kort stabil periode som kan vare flere hundre millioner år.
- AGB: Termiske impulser, kraftig massetap, varer noen millioner år eller mindre.
- Planetarisk tåke: ~titusenvis av år.
- Hvite dverg-stadiet: Ubestemt lang avkjøling over eoner, til slutt en mørk "sort dverg" (hvis universet eksisterer lenge nok).
8. Påvirkning på solsystemet og Jorden
8.1 Svekkede forhold
Om ~1–2 milliarder år vil solens nåværende lysstyrke øke med ~10 %, så Jordens hav og biosfære vil begynne å forsvinne på grunn av en forsterket drivhuseffekt, lenge før den røde kjempefasen. Geologisk sett betyr dette at Jordens egnethet for liv har en utløpsdato. Teoretisk (veldig fjerne fremtidsidéer) kunne teknologiske sivilisasjoner forsøke å endre planetens bane eller "kutte av" en del av stjernens masse ("stjerneskip" – ren spekulasjon) for å bremse disse endringene.
8.2 Det ytre solsystemet
Når AGB-stadiet begynner og en del av solmassen går tapt, svekkes gravitasjonskraften. Ytre planeter kan bevege seg bort eller bli ustabilt plassert. Noen dvergplaneter eller kometer kan spre seg. Til slutt kan en hvit dverg med noen få gjenværende fjerne planeter være det endelige stadiet for solsystemet, avhengig av hvordan massetap og tidevann (eller andre forstyrrelser) påvirker banene deres.
9. Observasjonsanalogier
9.1 Røde kjemper og planetariske tåker i Melkeveien
Astronomer observerer røde kjemper og AGB-stjerner (som Arcturus, Mira) samt planetariske tåker (f.eks. Ringtåken eller Heliks-tåken), som viser hvordan Sola vil se ut i fremtiden. Disse objektene gir sanntidsdata om utvidelsen av de ytre lagene, termiske impulser og støvdannelse. Ved å sammenligne stjernemasse, metallisitet og evolusjonsstadium, fastslås det at en stjerne med ~1 solmasse utvikler seg på en måte som forventes for Sola.
9.2 Hvite dverger og deres rester
Studier av hvite dverger avslører hvordan restene etter planetenes ødeleggelse kan se ut. I noen hvite dverger oppdages "metallforurensninger" – sannsynligvis fra ødelagte asteroider eller små planeter. Dette viser direkte hva som kan skje med de gjenværende kroppene i solsystemet – de kan bli trukket inn i den hvite dvergen eller forbli i fjerne baner.
10. Konklusjon
Fasen med rød kjempe er en viktig overgang for stjerner som ligner på Solen. Når kjernehydrogenet er brukt opp, utvider stjernen seg kraftig, sannsynligvis sluker Merkur og Venus, mens Jordens skjebne forblir usikker. Selv om Jorden på en eller annen måte unngår fullstendig nedsenkning i stjernens atmosfære, vil den bli forvandlet til et helvete på grunn av intens varme og stjernvindforhold. Etter flere skallbrenningsstadier vil vår Sol utvikle seg til en hvit dverg, omgitt bare av spredte rester av utstøtte lag. En slik utvikling er typisk for stjerner med omtrent en solmasse, og viser stjernens livssyklus – fra dannelse og fusjon til utvidelse og til slutt sammentrekning til en degenerert rest.
Astrofysiske observasjoner (av røde kjemper, hvite dverger og eksoplanetsystemer) bekrefter denne teoretiske evolusjonsveien og gjør det mulig å forutsi hvordan hvert stadium vil påvirke planetbaner. Fra dagens perspektiv på Jorden er dette et kortvarig stadium i kosmisk målestokk, og den uunngåelige fremtiden som rød kjempe understreker at planeters egnethet for liv er en midlertidig gave. Forståelsen av disse prosessene gjør det mulig å bedre vurdere hele solsystemets sårbarhet og den storslåtte evolusjonen over flere milliarder år.
Nuorodos ir tolesnis skaitymas
- 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.
- Rybicki, K. R., & Denis, C. (2001). “Om Jordens og solsystemets endelige skjebne.” Icarus, 151, 130–137.
- Villaver, E., & Livio, M. (2007). “Kan planeter overleve stjerners evolusjon?” The Astrophysical Journal, 661, 1192–1201.
- Althaus, L. G., Córsico, A. H., Isern, J., & García-Berro, E. (2010). “Evolusjon av hvite dverger.” Astronomy & Astrophysics Review, 18, 471–566.
- Siess, L., & Livio, M. (1999). “Blir planeter konsumert av sine verts-stjerner?” Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 304, 925–930.