Возможное поглощение Меркурия и Венеры и неопределённые перспективы Земли
Жизнь после главной последовательности
Звезды, похожие на Солнце, большую часть жизни проводят на главной последовательности, сжигая водород в ядре. Для Солнца эта стабильная фаза продлится около 10 млрд лет, из которых уже прошло примерно 4,57 млрд. Однако, когда в звезде с массой около 1 солнечной массы исчерпывается ядерный водород, начинается перелом в эволюции звезды: загорается горение водорода в оболочке, и звезда переходит в состояние красного гиганта. В этом случае радиус звезды может увеличиться в несколько десятков или даже сотен раз, значительно возрастает её светимость и сильно меняются условия для ближайших планет.
В нашей Солнечной системе Меркурий, Венера и, возможно, Земля непосредственно почувствуют такое увеличение радиуса Солнца. Из-за этого эти планеты могут быть уничтожены или сильно деформированы. Фаза красного гиганта — решающий этап для понимания конечной судьбы внутренних планет. Далее подробно рассматривается, как меняется внутренняя структура Солнца, почему звезда раздувается до красного гиганта и что это значит для орбит, климата и выживания Меркурия, Венеры и Земли.
2. Изменения после главной последовательности: горение водорода в оболочке
2.1 Истощение ядерного водорода
Примерно через 5 млрд лет, когда в ядре исчерпается водород для дальнейшего синтеза, Солнцу не хватит центрального водорода. Тогда происходит:
- Сжатие ядра: Ядро, насыщенное гелием, сжимается под действием гравитации и нагревается еще сильнее.
- Оболочка горения водорода: Внекорпусный слой водорода вокруг обогащенного гелием ядра нагревается и продолжает генерировать энергию.
- Расширение внешнего слоя: Из-за увеличения выделения энергии внешняя часть звезды расширяется, и радиус значительно увеличивается, температура поверхности снижается ("красный" цвет).
Эти процессы знаменуют начало ветви красного гиганта (RGB), светимость звезды резко возрастает (до нескольких тысяч раз больше нынешней), хотя температура поверхности падает с нынешних ~5800 K до значительно более холодного "красного" диапазона [1], [2].
2.2 Продолжительность и рост радиуса
Ветка красного гиганта обычно длится несколько сотен миллионов лет, для звезды с массой, похожей на Солнце, — значительно меньше, чем главная последовательность. Модели показывают, что радиус Солнца может увеличиться примерно в 100–200 раз по сравнению с нынешним (~0,5–1,0 АЕ). Конечные пределы расширения зависят от потери массы звезды и времени зажигания гелия.
3. Сценарии поглощения: Меркурий и Венера
3.1 Приливные взаимодействия и потеря массы
По мере расширения Солнца начинается потеря массы, вызванная звездным ветром. Кроме того, между расширенной атмосферой Солнца и внутренними планетами возникают приливные взаимодействия. Результаты могут быть распадом орбиты или, наоборот, небольшим удалением: потеря массы ослабляет притяжение (поэтому орбиты могут расширяться), но если планета попадает в атмосферу звезды, приливное трение тянет её внутрь. Основные факторы:
- Потеря массы: Гравитационная сила Солнца уменьшается, поэтому орбиты могут расширяться.
- Приливное трение: Если планета попадает в атмосферу звезды, трение её тормозит, и она спирально движется внутрь Солнца.
3.2 Судьба Меркурия
Меркурий, будучи ближайшим к Солнцу (~0,39 АЕ), почти наверняка будет поглощён на фазе красного гиганта. Большинство моделей эволюции Солнца показывают, что расширенная фотосфера Солнца сможет достичь или даже превысить орбиту Меркурия, а приливные силы продолжат «осаждать» Меркурий в атмосферу Солнца. Это маленькая планета (масса ~5,5 % Земли) и у неё недостаточно инерции, чтобы противостоять тяге в глубокой раздутой атмосфере [3], [4].
3.3 Венера: вероятное поглощение
Венера, движущаяся на расстоянии ~0,72 АЕ, также, скорее всего, будет поглощена. Хотя потеря массы звезды немного смещает орбиты наружу, вряд ли этого будет достаточно, чтобы сохранить Венеру на расстоянии 0,72 АЕ, особенно учитывая, что радиус красного гиганта может достигать ~1 АЕ. Приливные взаимодействия могут спирально приблизить Венеру к Солнцу, пока оно не уничтожит её. Даже если гипотетически Венера не будет полностью поглощена, она подвергнется невероятному нагреву, потеряет атмосферу и будет полностью стерилизована.
4. Неопределённая судьба Земли
4.1 Радиус красного гиганта и орбита Земли
Земля, находящаяся на расстоянии ~1,00 АЕ, находится на грани или немного за пределами той границы, которую, согласно моделям, может достичь максимально раздутый Солнце (~1,0–1,2 АЕ). Если эта граница будет около ~1 АЕ, существует угроза частичного или полного поглощения. Однако есть важные нюансы:
- Потеря массы: Если Солнце потеряет значительную массу (~20–30 % первоначальной), орбита Земли может расшириться до ~1,2–1,3 АЕ.
- Приливные взаимодействия: Если Земля погрузится во внешнюю часть атмосферы Солнца, трение может превзойти эффект расширения орбиты.
- Свойства оболочки: Плотность атмосферы звезды на расстоянии около ~1 АЕ, возможно, будет небольшой, но может быть недостаточно малой, чтобы защитить Землю от тормозящей силы.
Таким образом, выживание Земли зависит от потери массы, склонной выталкивать орбиту наружу, и от приливного трения, тянущего её внутрь. Некоторые модели показывают, что Земля может остаться чуть за пределами раздутой фотосферы, но будет обречена на нагрев; другие — что она будет уничтожена [3], [5].
4.2 Условия, если Земля избежит поглощения
Даже если Земля не будет поглощена, задолго до максимального расширения красного гиганта условия на нашей планете станут непригодными для жизни. С увеличением солнечной освещённости повысится температура поверхности, испарятся океаны, сформируется неконтролируемый парниковый эффект. После фазы гиганта останется лишь частично или полностью расплавленная земная кора, а сильный ветер красного гиганта, возможно, унесёт атмосферу.
5. Горение гелия и последующие стадии: AGB, планетарная туманность, стадия белого карлика
5.1 Гелио-вспышка и горизонтальная ветвь
Когда температура в ядре красного гиганта достигает ~100 млн K, загорается синтез гелия («тройной альфа» процесс); иногда это происходит резко («гелио-вспышка»), если ядро вырождено электронно. Тогда звезда перестраивается в более компактное состояние «горения гелия» (так называемая горизонтальная ветвь). Эта фаза длится относительно недолго (~10–100 млн лет). Однако любая оставшаяся близкая планета всё это время всё равно испытывала бы очень высокую тепловую нагрузку.
5.2 AGB: асимптотическая ветвь гигантов
После исчерпания гелия в ядре звезда переходит в стадию AGB, на которой одновременно в оболочках происходит горение гелия и водорода вокруг уже углеродно-кислородного ядра. Внешние слои ещё больше расширяются, а термические импульсы вызывают интенсивную потерю массы и формируют огромную, но разреженную атмосферу звезды. Этот этап очень короткий (несколько миллионов лет). Если бы остаток планеты всё ещё существовал, на него повлиял бы сильный звездный ветер, потенциально ещё больше дестабилизирующий орбиту.
5.3 Образование планетарной туманности
Внешние слои, выброшенные под воздействием интенсивного УФ-излучения горячего ядра, образуют планетарную туманность — кратковременную светящуюся газовую оболочку. В течение десятков тысяч лет эта туманность рассеивается. Наблюдатели видят её как кольцевое или пузырчатое светящееся облако вокруг центральной звезды. На последней стадии звезда превращается в белого карлика, когда туманность тускнеет.
6. Остаток белого карлика
6.1 Вырождение ядра и состав
После стадии AGB остаётся плотное ядро белого карлика, состоящее преимущественно из углерода и кислорода (~1 солнечная масса для звезды). Его удерживает электронное вырождение давления, дальнейший синтез не происходит. Типичная масса белого карлика ~0,5–0,7 M☉. Радиус объекта сопоставим с Землёй (~6 000–8 000 км). Изначально температура очень высокая (десятки тысяч K), затем она медленно снижается в течение миллиардов лет [5], [6].
6.2 Охлаждение во времени космоса
Белый карлик излучает оставшуюся тепловую энергию. В течение десятков или сотен миллиардов лет он темнеет, затем превращается в почти невидимый «чёрный карлик». Такое охлаждение длится очень долго, дольше, чем текущий возраст Вселенной. В конечном состоянии звезда становится инертной — без синтеза, просто холодное «обугленное» ядро в космической тьме.
7. Обзор продолжительности
- Главная последовательность: ~10 млрд лет для звезды с массой 1 массы Солнца. Солнце уже находится на этом этапе около 4,57 млрд лет, значит осталось примерно 5,5 млрд лет.
- Фаза красного гиганта: длится ~1–2 млрд лет, включает горение водородной оболочки, гелиевый всплеск.
- Горение гелия: короткий стабильный период, который может длиться несколько сотен миллионов лет.
- AGB: Термические импульсы, сильная потеря массы, продолжающаяся несколько миллионов лет или меньше.
- Планетарная туманность: ~несколько десятков тысяч лет.
- Стадия белого карлика: неопределённо долгое охлаждение в течение эонов, в конечном итоге — тёмный «чёрный карлик» (если Вселенная будет существовать достаточно долго).
8. Влияние на Солнечную систему и Землю
8.1 Ослабевающие условия
Ещё примерно через ~1–2 млрд лет текущая светимость Солнца увеличится примерно на 10 %, поэтому океаны и биосфера Земли начнут исчезать из-за усиливающегося парникового эффекта, задолго до стадии красного гиганта. С геологической точки зрения это означает, что пригодность Земли для жизни имеет срок годности. Теоретически (очень отдалённые идеи будущего) технологические цивилизации могли бы попытаться изменить орбиту планеты или «отрезать» часть массы звезды («звёздный корабль» — это чистая спекуляция), чтобы замедлить эти изменения.
8.2 Внешняя Солнечная система
Начинается стадия AGB и при потере части массы Солнца гравитационное притяжение ослабевает. Внешние планеты могут удалиться или стать нестабильно расположенными. Некоторые карликовые планеты или кометы могут рассеяться. В конечном итоге белый карлик с несколькими оставшимися дальними планетами — такой возможен финальный этап Солнечной системы, в зависимости от того, как потеря массы и приливы (или другие возмущения) повлияют на их орбиты.
9. Аналогии наблюдений
9.1 Красные гиганты и планетарные туманности в Млечном Пути
Астрономы наблюдают красные гиганты и AGB звёзды (такие как Арктур, Мира), а также планетарные туманности (например, туманности Кольцо (Ring) или Спираль (Helix)), которые показывают, как будет выглядеть Солнце в будущем. Эти объекты в реальном времени предоставляют данные о расширении внешних слоёв, термических импульсах и образовании пыли. Сравнивая массу звёзд, металличность и стадию эволюции, определяется, что звезда с массой около 1 массы Солнца эволюционирует примерно так, как прогнозируется для Солнца.
9.2 Белые карлики и их обломки
Изучение белых карликов показывает, как могут выглядеть остатки после уничтожения планет. В некоторых белых карликах обнаружены «металлические загрязнители» — вероятно, из разрушенных астероидов или малых планет. Это прямо указывает на то, что может случиться с оставшимися телами Солнечной системы — они могут быть поглощены белым карликом или остаться на дальних орбитах.
10. Заключение
Фаза красного гиганта — важный переход для звёзд, подобных Солнцу. После исчерпания ядерного водорода звезда сильно расширяется, вероятно поглощая Меркурий и Венеру, а судьба Земли остаётся неопределённой. Даже если Земля каким-то образом избежит полного погружения в атмосферу звезды, она превратится в ад из-за интенсивного нагрева и условий звёздного ветра. После нескольких стадий оболочечного горения наше Солнце эволюционирует в белый карлик, вокруг которого останутся лишь рассеянные облака выброшенных слоёв. Такое развитие характерно для звёзд с массой около одной солнечной, показывая «круг жизни» звезды — от формирования и синтеза до расширения и, наконец, сжатия в вырожденный остаток.
Астрофизические наблюдения (красных гигантов, белых карликов и систем экзопланет) подтверждают этот теоретический путь эволюции и позволяют предсказать, как каждая стадия повлияет на орбиты планет. С современной точки зрения для Земли это кратковременный этап в космическом масштабе, а неизбежное будущее красного гиганта подчёркивает, что пригодность планет для жизни — временный дар. Понимание этих процессов позволяет лучше оценить хрупкость всей Солнечной системы и величественную эволюцию, длившуюся несколько миллиардов лет.
Nuorodos ir tolesnis skaitymas
- 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.
- Rybicki, K. R., & Denis, C. (2001). «О конечной судьбе Земли и Солнечной системы.» Icarus, 151, 130–137.
- Villaver, E., & Livio, M. (2007). «Могут ли планеты выжить при эволюции звезды?» The Astrophysical Journal, 661, 1192–1201.
- Althaus, L. G., Córsico, A. H., Isern, J., & García-Berro, E. (2010). «Эволюция белых карликов.» Astronomy & Astrophysics Review, 18, 471–566.
- Siess, L., & Livio, M. (1999). «Поглощаются ли планеты своими звёздами-хозяевами?» Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 304, 925–930.