При превращении Солнца в белого карлика возможны возмущения или выбросы оставшихся планет на протяжении эонов
Солнечная система после стадии красного гиганта
Примерно через ~5 млрд. лет наше Солнце продолжит синтез водорода в ядре (основной последовательности). Однако, исчерпав это топливо, оно перейдет в фазы красного гиганта и асимптотической ветви гигантов, потеряет значительную часть массы и в конечном итоге превратится в белого карлика. В этих поздних стадиях орбиты планет — особенно внешних гигантов — могут изменяться из-за потери массы, гравитационных приливных сил или, если достаточно близко, сопротивления звездного ветра. Внутренние планеты (Меркурий, Венера, скорее всего и Земля) вероятно будут поглощены, но оставшиеся могут выжить на измененных орбитах. В течение очень длительных эпох (десятки миллиардов лет) другие факторы, такие как случайные проходящие звезды или галактические приливы, еще больше перестроят или разрушат эту систему. Ниже мы подробно рассматриваем каждую фазу и возможные последствия.
2. Основные факторы динамики поздней Солнечной системы
2.1 Потеря массы Солнцем на фазах красного гиганта и AGB
На стадии красного гиганта и поздней AGB (асимптотической ветви гигантов) внешняя часть Солнца расширяется и постепенно теряется из-за звездных ветров или сильных пульсирующих выбросов. Считается, что к концу AGB Солнце может потерять ~20–30 % своей массы:
- Светимость и радиус: Светимость Солнца возрастает до тысяч раз больше нынешней, радиус может достигать ~1 а.е. или более на стадии красного гиганта.
- Скорость потери массы: В течение нескольких сотен миллионов лет мощные ветры постепенно удаляют внешние слои, в конце формируется планетарная туманность.
- Влияние на орбиты: Уменьшение массы звезды ослабляет её гравитационное воздействие, поэтому орбиты оставшихся планет расширяются, согласно простому двухтелесному соотношению, где a ∝ 1/M☉. Иными словами, если масса Солнца уменьшается до 70–80 %, полуоси планет могут пропорционально увеличиться [1,2].
2.2 Поглощение внутренних планет
Меркурий и Венера почти наверняка будут поглощены расширяющейся внешней оболочкой Солнца. Земля находится на грани — некоторые модели показывают, что потеря массы может достаточно расширить её орбиту, чтобы избежать полного погружения, однако приливные силы всё равно могут её уничтожить. По окончании этапа AGB, возможно, останутся только внешние планеты (начиная с Марса) и карликовые и малые тела, хотя и с изменёнными орбитами.
2.3 Формирование белого карлика
В конце AGB Солнце за десятки тысяч лет выбрасывает внешние слои, формируя планетарную туманность. Остаётся ядро белого карлика (~0,5–0,6 солнечной массы), синтез больше не происходит; оно лишь излучает тепловую энергию и остывает в течение миллиардов или даже триллионов лет. Уменьшение массы означает, что оставшиеся планеты имеют расширенные или иным образом изменённые орбиты, что определяет долгосрочную динамику в новой массоотношении звезды и планеты.
3. Судьба внешних планет – Юпитера, Сатурна, Урана, Нептуна
3.1 Расширение орбит
На этапе потери массы красным гигантом и AGB орбиты Юпитера, Сатурна, Урана и Нептуна расширятся адиабатически из-за уменьшающейся массы Солнца. Приблизительно конечную полуось af можно оценить, если время потери массы значительно больше орбитального периода:
a(f) ≈ a(i) × (M(⊗,i) / M(⊗,f))
Где M⊙,i – это начальная масса Солнца, а M⊙,f – конечная (~0,55–0,6 M☉). Орбиты могут увеличиться примерно в 1,3–1,4 раза, если звезда потеряет около 20–30 % массы. Например, Юпитер на расстоянии ~5,2 а.е. может удалиться до ~7–8 а.е., в зависимости от конечной массы. Аналогичное расширение ожидается и для Сатурна, Урана, Нептуна [3,4].
3.2 Долгосрочная стабильность
После превращения Солнца в белого карлика планетная система может сохраняться ещё миллиарды лет, хотя и расширенной. Тем не менее со временем могут появиться факторы, вызывающие дестабилизацию:
- Взаимные возмущения планет: За гигагоды (109 лет) резонансы или хаотические явления могут накапливаться.
- Пролетающие звёзды: Солнце движется в Галактике, поэтому близкие сближения звёзд (несколько тысяч а.е. или меньше) могут нарушать орбиты.
- Галактические приливы: В масштабах десятков или сотен миллиардов лет слабые галактические приливы могут влиять на внешние орбиты.
Некоторые модели показывают, что ~1010–1011 Со временем орбиты гигантских планет могут стать достаточно хаотичными, вызывая выбросы или столкновения. Однако это долгосрочные процессы, и система может оставаться хотя бы частично неизменной при отсутствии сильных возмущений. В конечном итоге стабильность зависит и от локальной звёздной среды.
3.3 Примеры планет, способных выжить
Часто отмечается, что Юпитер (обладающий наибольшей массой) и его спутники могут сохраняться дольше всего, продолжая вращаться вокруг белого карлика. Сатурн, Уран, Нептун более подвержены выбросу из-за взаимодействий с возмущениями, возникшими у Юпитера. Однако такие процессы орбитальных изменений могут длиться от миллиардов до триллионов лет, поэтому часть структуры Солнечной системы может существовать ещё очень долго в период охлаждения белого карлика.
4. Мелкие тела: астероиды, пояс Койпера и облако Оорта
4.1 Астероиды внутреннего пояса
Большинство тел главного астероидного пояса (2–4 а.е.) находятся относительно близко к Солнцу. Потеря массы и гравитационные резонансы могут сместить их орбиты дальше. Хотя "оболочка" красного гиганта может простираться до ~1–1,2 а.е. и не перекроет главный пояс напрямую, усиленный звёздный ветер или радиация могут вызвать дополнительное рассеяние или столкновения. После стадии AGB часть астероидов сохранится, но хаотические резонансы с внешними планетами выбросят некоторых из них.
4.2 Пояс Койпера, рассеянный диск
Пояс Койпера (~30–50 а.е.) и рассеянный диск (50–100+ а.е.) скорее всего не столкнутся с физической оболочкой красного гиганта, но почувствуют уменьшение массы звезды, из-за чего орбиты расширятся пропорционально. Кроме того, при изменении орбиты Нептуна может перестроиться распределение ТНО. За миллиарды лет пролёты звёзд могут рассеять многие ТНО. То же самое касается облака Оорта (до ~100 000 а.е.): оно слабо почувствует гигантское расширение напрямую, но будет очень чувствительно к воздействию пролетающих звёзд и галактических приливов.
4.3 «Загрязнение» белых карликов и падения комет
Наблюдая белых карликов в других системах, видно «металлическое загрязнение» в атмосфере – тяжёлые элементы, которые должны оседать, но сохраняются только благодаря постоянному падению астероидных или кометных обломков. Аналогично в случае нашей будущей белой карлики могут остаться астероиды/кометы, которые время от времени приближаются к границе Роша, разрушаются и обогащают атмосферу карлика металлами. Это будет последняя «переработка» Солнечной системы.
5. Временные масштабы конечного разрушения или сохранения
5.1 Охлаждение белого карлика
Когда Солнце превратится в белого карлика (~через 7,5+ млрд лет), его радиус будет похож на земной, а масса ~0,55–0,6 M☉. Начальная температура очень высокая (~100 000+ K), постепенно снижающаяся в течение десятков/сотен миллиардов лет. Пока она не превратится в «чёрного карлика» (теоретически, возраст Вселенной пока недостаточен для достижения этой стадии), орбиты планет за это время могут оставаться стабильными или быть разрушены.
5.2 Выбросы и пролёты
За 1010–1011 случайные сближения звёзд за годы (несколько тысяч астрономических единиц) могут постепенно выбивать планеты и мелкие тела в межзвёздное пространство. Если Солнечная система будет проходить через более плотную среду или скопление, скорость разрушения будет ещё выше. В итоге может остаться одинокий белый карлик без сохранившихся планет или с одним-двумя удалёнными телами.
6. Сравнение с другими белыми карликами
6.1 «Загрязнённые» белые карлики
Астрономы часто обнаруживают белых карликов с тяжёлыми элементами (например, кальцием, магнием, железом) в атмосфере, которые должны быстро оседать, но сохраняются из-за постоянного падения мелких тел (астероидов/комет). В некоторых системах WD обнаружены пылевые диски, образующиеся при разрушении астероидов. Такие данные показывают, что планетарные остатки в системах могут сохраняться в фазе белого карлика, время от времени поставляя вещество.
6.2 Экзопланеты у белых карликов
Обнаружено несколько планетарных кандидатов у белых карликов (например, WD 1856+534 b), крупных, по размеру сравнимых с Юпитером, на очень близких (~1,4 дня) орбитах. Считается, что эти планеты могли позже мигрировать внутрь после потери массы звезды или сохраниться, противостоя расширению звезды. Это даёт подсказки о том, как после подобных процессов могут сохраниться или измениться гигантские планеты Солнечной системы.
7. Значение и более широкие выводы
7.1 Понимание жизненного цикла звёзд и планетарной структуры
Изучая долгосрочную эволюцию Солнечной системы, очевидно, что жизни звёзд и их планет продолжаются далеко за пределами главной последовательности. Судьба планет раскрывает общие явления – потерю массы, расширение орбит, приливные взаимодействия – характерные для звёзд, подобных Солнцу. Это показывает, что экзопланетарные системы вокруг эволюционирующих звёзд могут испытывать похожие судьбы. Так завершается цикл жизни звёзд и планет.
7.2 Конечная пригодность для жизни и возможная эвакуация
Некоторые предположения утверждают, что развитые цивилизации могут управлять «массовыми характеристиками звезды» или перемещать планеты наружу, чтобы выжить после окончания стабильного периода звезды. Реалистично, с космической точки зрения, покинуть Землю (например, на Титан или даже за пределы Солнечной системы) может быть единственным способом для человечества или его будущих потомков существовать в течение эонов, поскольку трансформация Солнца неизбежна.
7.3 Проверка будущих наблюдений
Дальнейший анализ «загрязнённых» белых карликов и, возможно, сохранившихся вокруг них экзопланет позволит нам всё точнее понять, как окончательно заканчивается жизнь систем типа Земли. Одновременно с совершенствованием моделей Солнца становится яснее, насколько расширяются слои красного гиганта и с какой скоростью теряется масса. Сотрудничество в областях астрофизики звёзд, орбитальной механики и исследований экзопланет создаёт всё более полные картины того, как при умирании звезды планеты переходят в свои конечные состояния.
8. Заключение
В течение длительного периода (~5–8 млрд лет) Солнце, переходя в фазы красного гиганта и AGB, потеряет значительную массу и, вероятно, поглотит Меркурий, Венеру и, возможно, Землю. Оставшиеся тела (внешние планеты, мелкие объекты) отдалятся из-за уменьшения массы звезды. В конечном итоге они будут вращаться вокруг белого карлика. В течение ещё миллиардов лет случайные прохождения звёзд или резонансные взаимодействия могут постепенно разрушить систему. Солнце – теперь холодный, тусклый остаток – лишь слабо напомнит когда-то процветавшую планетную семью.
Такой исход характерен для звёзд с массой около 1 солнечной, показывая, насколько кратковременна пригодность планет для жизни. Цифровые модели, данные наблюдений ярких красных гигантов и примеры «загрязнённых белых карликов» помогают лучше понять эти завершающие этапы эволюции. Хотя наша нынешняя стабильная эпоха главной последовательности продолжается, космическая временная карта объясняет, что ни одна планетная система не вечна – медленное угасание Солнечной системы является последней частью её многомиллиардного пути.
Ссылки и дополнительное чтение
- Sackmann, I.-J., Boothroyd, A. I., & Kraemer, K. E. (1993). «Наше Солнце. III. Настоящее и будущее.» The Astrophysical Journal, 418, 457–468.
- Schröder, K.-P., & Smith, R. C. (2008). «Дальнее будущее Солнца и Земли пересмотрено.» Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 386, 155–163.
- Villaver, E., & Livio, M. (2007). «Могут ли планеты выжить при эволюции звезды?» The Astrophysical Journal, 661, 1192–1201.
- Veras, D. (2016). «Эволюция планетных систем после главной последовательности.» Royal Society Open Science, 3, 150571.
- Althaus, L. G., et al. (2010). «Эволюция белых карликов.» Astronomy & Astrophysics Review, 18, 471–566.