Ilgalaikė Saulės sistemos evoliucija

Долгосрочная эволюция Солнечной системы

После превращения Солнца в белый карлик возможны возмущения или выброс оставшихся планет в течение эонов

Солнечная система после стадии красного гиганта

Ещё примерно через ~5 млрд лет наше Солнце продолжит синтез водорода в ядре (на главной последовательности). Однако после исчерпания этого топлива оно перейдёт на стадии красного гиганта и асимптотической ветви гигантов, потеряет значительную часть массы и в конечном итоге превратится в белый карлик. В течение этих поздних стадий орбиты планет - особенно внешних гигантов - могут изменяться из-за потери массы, гравитационных приливных сил или, если они находятся достаточно близко, сопротивления звёздного ветра. Внутренние планеты (Меркурий, Венера и, вероятно, Земля) будут, по-видимому, поглощены, однако остальные могут выжить на изменившихся орбитах. На протяжении очень длительных эпох (десятков миллиардов лет) другие факторы, такие как случайные пролёты звёзд или галактические приливные силы, ещё сильнее перестроят или разрушат эту систему. Ниже мы подробнее рассмотрим каждую стадию и возможные последствия.

2. Основные факторы поздней динамики Солнечной системы

2.1 Потеря массы Солнца на стадиях красного гиганта и AGB

На стадии красного гиганта и последующей стадии AGB (асимптотической ветви гигантов) внешняя оболочка Солнца расширяется и постепенно теряется из-за звёздного ветра или мощных пульсационных выбросов. Считается, что к концу стадии AGB Солнце может потерять ~20–30 % своей массы:

  • Светимость и радиус: Светимость Солнца возрастает до величины, в тысячи раз превышающей нынешнюю, а радиус на стадии красного гиганта может достигать ~1 а. е. или более.
  • Скорость потери массы: В течение нескольких сотен миллионов лет мощные ветры постепенно удаляют верхние слои, а в конце формируется планетарная туманность.
  • Влияние на орбиты: Уменьшение массы звезды ослабляет её гравитационное воздействие, поэтому орбиты сохранившихся планет расширяются согласно простому соотношению для двух тел, где a ∝ 1/M☉. Иными словами, если масса Солнца уменьшится до 70–80 %, большие полуоси планет могут пропорционально увеличиться [1,2].

2.2 Поглощение внутренних планет

Меркурий и Венеру почти наверняка поглотит раздувшаяся внешняя оболочка Солнца. Земля оказывается на грани - некоторые модели показывают, что потеря массы может достаточно расширить её орбиту, чтобы она избежала полного погружения, однако приливные силы всё равно могут её погубить. После завершения стадии AGB, возможно, останутся только внешние планеты (начиная с Марса), а также карликовые планеты и малые тела, хотя их орбиты изменятся.

2.3 Формирование белого карлика

В конце стадии AGB Солнце за десятки тысяч лет выбросит внешние слои, сформировав планетарную туманность. Останется ядро белого карлика (~0,5–0,6 солнечной массы), в котором больше не будет происходить синтез; оно будет лишь излучать тепловую энергию и остывать в течение миллиардов или даже триллионов лет. Уменьшение массы означает, что сохранившиеся планеты окажутся на расширенных или иным образом изменившихся орбитах, определяющих долгосрочную динамику в новом соотношении масс звезды и планет.

3. Судьба внешних планет — Юпитера, Сатурна, Урана и Нептуна

3.1 Расширение орбит

На этапах потери массы красным гигантом и звездой на стадии AGB орбиты Юпитера, Сатурна, Урана и Нептуна будут адиабатически расширяться из-за уменьшения массы Солнца. Приблизительно конечную большую полуось af можно оценить, если продолжительность потери массы велика по сравнению с орбитальным периодом:

a(f) ≈ a(i) × (M(⊙,i) / M(⊙,f))

Где M⊙,i — 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, находящийся на расстоянии ~5,2 а.е. Юпитер может удалиться до ~7–8 а.е. в зависимости от конечной массы. Аналогичное расширение ожидается и для Сатурна, Урана и Нептуна [3,4].

3.2 Долгосрочная стабильность

После превращения Солнца в белого карлика планетная система может сохраняться ещё миллиарды лет, хотя и в расширенном виде. Тем не менее со временем могут возникнуть дестабилизирующие факторы:

  • Взаимные возмущения планет: В течение гига-лет (109 лет) резонансы или хаотические явления могут накапливаться.
  • Пролетающие звёзды: Солнце движется по Галактике, поэтому близкие сближения со звёздами (несколько тысяч а.е. или меньше) могут нарушить орбиты.
  • Галактические приливы: На масштабах десятков или сотен миллиардов лет даже слабые галактические приливы могут влиять на внешние орбиты.

Некоторые модели показывают, что ~1010–1011 В течение миллиардов лет орбиты планет-гигантов могут стать достаточно хаотичными, вызывая выбросы или столкновения. Однако это длительные сроки, и система может сохраниться хотя бы частично неизменной, если не будет сильных возмущений. В конечном счёте стабильность зависит и от локального окружения звёзд.

3.3 Примеры планет, способных сохраниться

Dažnai minima, kad Jupiteris (turintis didžiausią masę) ir jo palydovai gali išlikti ilgiausiai, toliau skriedami aplink baltąją nykštukę. Saturnas, Uranas ir Neptūnas yra jautresni išmetimui dėl sąveikų su Jupiterio sukeltais trikdžiais. Tačiau tokie orbitų kaitos procesai gali trukti nuo milijardų iki trilijonų metų, tad dalis Saulės sistemos struktūros galėtų egzistuoti dar labai ilgai baltosios nykštukės aušimo laikotarpiu.

4. Mažieji kūnai: asteroidai, Kuiperio juosta ir Oorto debesis

4.1 Vidinio žiedo asteroidai

Dauguma pagrindinio asteroidų žiedo kūnų (2–4 AV) yra santykinai arti Saulės. Masės netekimas ir gravitaciniai rezonansai galėtų nustumti jų orbitas tolyn. Nors raudonosios milžinės „apvalkalas“ gali nusidriekti iki ~1–1,2 AV ir tiesiogiai neuždengs pagrindinio žiedo, sustiprėjęs žvaigždinis vėjas ar radiacija galėtų sukelti papildomą išsibarstymą ar susidūrimus. Po AGB stadijos dalis asteroidų išliktų, tačiau chaotiški rezonansai su išorinėmis planetomis kai kuriuos išmestų.

4.2 Kuiperio juosta, išsisklaidęs diskas

Kuiperio juosta (~30–50 AV) ir išsisklaidęs diskas (50–100+ AV) greičiausiai nesusidurs su fiziniu raudonosios milžinės apvalkalu, bet jaus žvaigždės masės sumažėjimą, todėl orbitos plėsis proporcingai. Be to, Neptūnui pakeitus orbitą, gali persitvarkyti TNO išsidėstymas. Per milijardus metų žvaigždžių praskriejimai gali išsklaidyti daugelį TNO. Tas pats galioja ir Oorto debesiui (iki ~100 000 AV): jis menkai pajus milžinišką išsipūtimą tiesiogiai, bet bus labai jautrus praskrendančių žvaigždžių ir galaktinių potvynių poveikiui.

4.3 Baltosios nykštukės „tarša“ ir kometų kritimai

Stebint baltąsias nykštukes kitose sistemose, matoma „metalų tarša“ atmosferoje – sunkieji elementai, kurie turėtų nuskęsti, bet išsilaiko tik dėl nuolatinio asteroidų ar kometų nuolaužų kritimo. Panašiai mūsų ateities baltosios nykštukės atveju gali likti asteroidų / kometų, kurie laikas nuo laiko priartėja prie Roche ribos, suardomi ir praturtina nykštukės atmosferą metalais. Tai būtų paskutinis Saulės sistemos „perdirbimas“.

5. Galutinio iširimo ar išlikimo laiko skalės

5.1 Baltosios nykštukės vėsimas

Kai Saulė taps baltąja nykštuke (~po 7,5 mlrd. metų), jos spindulys bus panašus į Žemės, o masė - ~0,55–0,6 M☉. Pradinė temperatūra labai aukšta (~100 000+ K), pamažu krentanti per dešimtis/šimtus milijardų metų. Kol ji virs „juodąja nykštuke“ (teoriškai, Visatos amžius kol kas nepakankamas tokiam etapui pasiekti), planetų orbitos per tą laiką gali likti stabilios arba būti suardytos.

5.2 Выбросы и пролёты

За 1010–1011 Случайные сближения звёзд на протяжении лет (на расстоянии в несколько тысяч а.е.) могут постепенно выбрасывать планеты и малые тела в межзвёздное пространство. Если бы Солнечная система проходила через более плотную среду или скопление, темп распада был бы ещё выше. В конечном итоге может остаться одинокий белый карлик без сохранившихся планет или уцелеть одно-другое далёкое тело.

6. Сравнение с другими белыми карликами

6.1 «Загрязнённые» белые карлики

Астрономы часто обнаруживают белые карлики с тяжёлыми элементами (например, кальцием, магнием, железом) в атмосфере, которые должны были бы быстро осесть, но сохраняются из-за постоянного падения малых тел (астероидов/комет). В некоторых системах белых карликов обнаруживаются пылевые диски, образовавшиеся при разрушении астероидов. Эти данные показывают, что планетные остатки в системах могут сохраняться на стадии белого карлика, время от времени поставляя вещество.

6.2 Экзопланеты у белых карликов

Обнаружено несколько кандидатов в планеты у белых карликов (например, WD 1856+534 b) - крупных объектов, сопоставимых по размеру с Юпитером, находящихся на чрезвычайно близких (~1,4-дневных) орбитах. Считается, что эти планеты могли позднее мигрировать внутрь после потери звездой массы или сохраниться, выдержав расширение звезды. Это даёт представление о том, как планеты-гиганты Солнечной системы могут сохраниться или измениться после подобных процессов.

7. Значение и более широкие выводы

7.1 Понимание жизненного цикла звезды и планетной структуры

При изучении долгосрочной эволюции Солнечной системы становится очевидно, что жизнь звёзд и их планет продолжается далеко за пределами окончания главной последовательности. Судьба планет раскрывает общие явления - потерю массы, расширение орбит, приливное взаимодействие - характерные для похожих на Солнце звёзд. Это указывает на то, что с экзопланетными системами вокруг эволюционирующих звёзд могут происходить сходные процессы. Так завершается жизненный цикл звёзд и планет.

7.2 Окончательная пригодность для жизни и возможные эвакуации

Некоторые предположения утверждают, что развитые цивилизации могут взаимодействовать с «управлением массой звезды» или перемещать планеты наружу, чтобы пережить конец стабильного периода существования звезды. Реалистично, с космической точки зрения, уход с Земли (например, на Титан или даже за пределы Солнечной системы) может быть единственным способом для человечества или его будущих потомков существовать в течение эонов, поскольку преобразование Солнца неизбежно.

7.3 Проверка предсказаний о будущем

Toliau analizuojant „užterštas“ baltąsias nykštukes bei galimai aplink jas išlikusias egzoplanetas, mes vis tiksliau suvoksime, kaip galutinai pasibaigia Žemės tipo sistemų gyvenimas. Tuo pat metu tobulėjant Saulės modeliavimui, aiškėja, kiek išsiplečia raudonosios milžinės sluoksniai ir kokiu greičiu prarandama masė. Bendradarbiaujant žvaigždžių astrofizikos, orbitinės mechanikos ir egzoplanetų tyrimams, išvystomi vis išsamesni vaizdai, kaip žvaigždei mirštant planetos žengia į savo galutines būsenas.

8. Išvada

Per ilgesnį laikotarpį (~5–8 mlrd. metų) Saulė, pereidama į raudonosios milžinės ir AGB fazes, patirs didelį masės netekimą bei, veikiausiai, prarys Merkurijų, Venerą ir galbūt Žemę. Likusieji kūnai (išorinės planetos, mažesni objektai) atsitrauks, nes žvaigždės masė menks. Galiausiai jie orbitaus aplink baltąją nykštukę. Per dar milijardus metų atsitiktiniai žvaigždžių praskriejimai ar rezonansinės sąveikos gali laipsniškai išardyti sistemą. Saulė – jau šalta, blanki liekana – tik menkai primins kadaise klestėjusią planetinę šeimą.

Tokia baigtis būdinga ~1 Saulės masės žvaigždėms, liudijant, kokia trumpalaikė yra planetų tinkamumo gyventi trukmė. Išsamiau suprasti šiuos baigiamuosius evoliucinius etapus padeda skaitmeniniai modeliai, stebėjimų duomenys iš ryškių raudonųjų milžinių bei „užterštų baltųjų nykštukių“ pavyzdžiai. Tad nors mūsų dabar džiuginanti stabili pagrindinės sekos era tęsiasi, kosminis laiko žemėlapis aiškina, jog nė viena planetinė sistema nėra amžina – lėtas Saulės sistemos nykimas yra paskutinė jos milijardus metų trunkančios kelionės dalis.

Nuorodos ir tolesnis skaitymas

  1. Sackmann, I.-J., Boothroyd, A. I. ir Kraemer, K. E. (1993). „Mūsų Saulė. III. Dabartis ir ateitis.“ The Astrophysical Journal, 418, 457–468.
  2. Schröder, K.-P. ir Smith, R. C. (2008). „Tolima Saulės ir Žemės ateitis iš naujo.“ Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 386, 155–163.
  3. Villaver, E. ir Livio, M. (2007). „Ar planetos gali išgyventi žvaigždės evoliuciją?“ The Astrophysical Journal, 661, 1192–1201.
  4. Veras, D. (2016). „Planetinių sistemų evoliucija po pagrindinės sekos.“ Royal Society Open Science, 3, 150571.
  5. Althaus, L. G. ir kt. (2010). „Baltųjų nykštukių žvaigždžių evoliucija.“ Astronomy & Astrophysics Review, 18, 471–566.
Вернуться к блогу