När solen blir en vit dvärg kan kvarvarande planeter störas eller kastas ut över eoner
Solsystemet efter den röda jättefasen
Om cirka ~5 miljarder år kommer vår Sol att fortsätta syntetisera väte i sin kärna (huvudsekvensen). När detta bränsle tar slut kommer den att gå in i röd jätte och asymptotiska jättegrenens faser, förlora en stor del av sin massa och slutligen bli en vit dvärg. Under dessa sena stadier kan planeternas banor – särskilt de yttre jättarna – förändras på grund av massförlust, gravitationella tidvattenkrafter eller, om tillräckligt nära, motstånd från stjärnvind. De inre planeterna (Merkurius, Venus, troligen även Jorden) kommer sannolikt att slukas, men de kvarvarande kan överleva i förändrade banor. Under mycket långa epoker (tiotals miljarder år) kommer andra faktorer, såsom slumpmässiga förbipasserande stjärnor eller galaktiska tidvattenkrafter, ytterligare att omgruppera eller upplösa detta system. Nedan diskuterar vi varje fas och möjliga konsekvenser mer i detalj.
2. Huvudsakliga faktorer i den sena solsystemets dynamik
2.1 Solens massförlust under den röda jättens och AGB-faserna
Under den röda jättens och den efterföljande AGB-fasen (asymptotiska jättegrenen) expanderar solens yttre delar och förloras gradvis genom stjärnvindar eller starka pulserande utkast. Man antar att solen kan förlora ~20–30 % av sin massa fram till slutet av AGB:
- Ljusstyrka och radie: Solens ljusstyrka ökar till tusentals gånger den nuvarande, och radien kan nå ~1 AU eller mer under den röda jättestadiet.
- Massförlusthastighet: Under flera hundra miljoner år avlägsnas de yttre lagren successivt av kraftiga vindar, och i slutet bildas ett planetariskt nebulosum.
- Effekt på banorna: Den minskade stjärnmassan försvagar dess gravitationella påverkan, så de kvarvarande planeternas banor expanderar enligt det enkla tvåkroppsförhållandet där a ∝ 1/M☉. Med andra ord, om solmassan minskar till 70–80 %, kan planeternas halva stora axlar öka proportionellt [1,2].
2.2 Förlust av de inre planeterna
Merkurius och Venus kommer nästan säkert att slukas av den utvidgade solens yttre lager. Jorden befinner sig på gränsen – vissa modeller visar att massförlusten kan expandera dess bana tillräckligt för att undvika fullständig nedsänkning, men tidvattenkrafter kan ändå förstöra den. Efter AGB-fasen kan endast de yttre planeterna (från Mars och utåt) samt dvärg- och små kroppar finnas kvar, även om deras banor förändrats.
2.3 Bildandet av vit dvärg
I slutet av AGB kastar solen ut sina yttre lager under tiotusentals år och bildar ett planetariskt nebulosum. Kvar blir vit dvärg-kärnan (~0,5–0,6 solmassor), där ingen fusion längre sker; den avger endast värmestrålning och svalnar under miljarder eller till och med biljoner år. Den minskade massan innebär att de kvarvarande planeterna har utvidgade eller på annat sätt förändrade banor, vilket påverkar den långsiktiga dynamiken i det nya stjärn-planet-massförhållandet.
3. De yttre planeterna – Jupiter, Saturnus, Uranus, Neptunus – öde
3.1 Banexpansion
Under den röda jättens och AGB-massförlustfasen kommer Jupiters, Saturnus, Uranus och Neptunus banor att expandera adiabatiskt på grund av den minskande solmassan. Ungefär kan det slutliga halva stora axeln af uppskattas om massförlustens varaktighet är lång jämfört med omloppstiden:
a(f) ≈ a(i) × (M(⊙,i) / M(⊙,f))
Där M⊙,i är den ursprungliga solmassan, och M⊙,f – slutlig (~0,55–0,6 M☉). Banorna kan öka med ~1,3–1,4 gånger om stjärnan förlorar ~20–30 % av sin massa. T.ex. kan Jupiter på ~5,2 AE avstånd flytta ut till ~7–8 AE, beroende på slutmassan. Liknande expansion förväntas för Saturnus, Uranus och Neptunus [3,4].
3.2 Långsiktig stabilitet
När solen blir en vit dvärg kan planetsystemet överleva i miljarder år till, även om det expanderar. Men på sikt kan destabiliserande faktorer uppstå:
- Planeters inbördes störningar: Under gigår (109 år) kan resonanser eller kaotiska fenomen ackumuleras.
- Passerande stjärnor: Solen rör sig i galaxen, så nära stjärnpassager (några tusen AE eller mindre) kan rubba banor.
- Galaktiska tidvatten: På tidsskalor av tiotals eller hundratals miljarder år kan svaga galaktiska tidvatten påverka yttre banor.
Vissa modeller visar att ~1010–1011 Under årens lopp kan jättarnas planetbanor bli tillräckligt kaotiska och orsaka utkastningar eller kollisioner. Men detta är långsiktiga processer, och systemet kan förbli åtminstone delvis oförändrat om inga starka störningar inträffar. Slutligen beror stabiliteten också på den lokala stjärnmiljön.
3.3 Exempel på planeter som kan överleva
Det nämns ofta att Jupiter (med störst massa) och dess månar kan överleva längst och fortsätta kretsa runt den vita dvärgen. Saturnus, Uranus och Neptunus är mer känsliga för utkastning på grund av störningar som uppstår i Jupiter. Men sådana processer av orbital förändring kan pågå från miljarder till biljoner år, så en del av solsystemets struktur kan existera mycket länge under den vita dvärgens kylperiod.
4. Små kroppar: asteroider, Kuiperbältet och Oorts moln
4.1 Inre bältets asteroider
De flesta kroppar i huvudbältesasteroiderna (2–4 AE) är relativt nära solen. Massförlust och gravitationella resonanser kan skjuta deras banor längre bort. Även om den röda jättens "skal" kan sträcka sig till ~1–1,2 AE och inte direkt täcka huvudbältet, kan förstärkt stjärnvind eller strålning orsaka ytterligare spridning eller kollisioner. Efter AGB-stadiet skulle en del asteroider finnas kvar, men kaotiska resonanser med yttre planeter kan kasta ut några.
4.2 Kuiperbältet, spridda skivan
Kuiperbältet (~30–50 AE) och det spridda skivan (50–100+ AE) kommer troligen inte att kollidera med den fysiska skalet av den röda jättestjärnan, men kommer att känna av minskningen i stjärnmassan, vilket gör att banorna expanderar proportionellt. Dessutom kan TNO-fördelningen omorganiseras när Neptunus bana förändras. Under miljarder år kan stjärnpassager sprida många TNO. Detsamma gäller för Oorts moln (upp till ~100 000 AE): det kommer knappt att påverkas direkt av den gigantiska utvidgningen, men kommer att vara mycket känsligt för passerande stjärnors och galaktiska tidvatteneffekter.
4.3 Förorening av vita dvärgar och kometnedslag
Observationer av vita dvärgar i andra system visar "metallförorening" i atmosfären – tunga element som borde sjunka men finns kvar tack vare kontinuerligt fall av asteroid- eller kometfragment. På liknande sätt kan framtidens vita dvärg i vårt solsystem ha kvar asteroider/kometer som då och då närmar sig Roche-gränsen, krossas och berikar dvärgens atmosfär med metaller. Detta skulle vara solsystemets sista "återvinning".
5. Tidsramar för slutlig upplösning eller överlevnad
5.1 Nedkylning av vita dvärgar
När solen blir en vit dvärg (~7,5+ miljarder år framåt), kommer dess radie vara lik jordens och massan ~0,55–0,6 M☉. Den initiala temperaturen är mycket hög (~100 000+ K), sjunker gradvis över tiotals/hundratals miljarder år. Innan den blir en "svart dvärg" (teoretiskt, universums ålder är ännu inte tillräcklig för detta stadium), kan planetbanorna förbli stabila eller störas under denna tid.
5.2 Utslungningar och förbiflygningar
Under 1010–1011 Årliga slumpmässiga stjärnpassager (flera tusen AV) kan gradvis slunga ut planeter och små kroppar till interstellärt utrymme. Om solsystemet rör sig genom tätare miljöer eller kluster är upplösningshastigheten ännu högre. Till slut kan en ensam vit dvärg återstå utan några kvarvarande planeter eller möjligen med någon avlägsen kvarvarande kropp.
6. Jämförelse med andra vita dvärgar
6.1 "Förorenade" vita dvärgar
Astronomer upptäcker ofta vita dvärgar med tunga element (t.ex. kalcium, magnesium, järn) i atmosfären, som borde sjunka snabbt men finns kvar tack vare kontinuerligt fall av små kroppar (asteroider/kometer). I vissa WD-system finns dammskivor som bildas av krossade asteroider. Sådana data visar att planetariska rester kan överleva under den vita dvärgens fas och då och då tillföra material.
6.2 Exoplaneter runt vita dvärgar
Flera planetkandidater har upptäckts runt vita dvärgar (t.ex. WD 1856+534 b), stora, Jupiter-stora planeter i mycket nära (~1,4 dagars) banor. Man tror att dessa planeter kan ha migrerat inåt efter stjärnans massförlust eller överlevt trots stjärnans utvidgning. Detta ger ledtrådar om hur jätteplaneter i solsystemet kan överleva eller förändras efter liknande processer.
7. Betydelse och bredare insikter
7.1 Förståelse av stjärnors livscykel och planetära strukturer
Vid studier av solsystemets långsiktiga evolution är det tydligt att stjärnors och deras planeters liv fortsätter långt efter huvudseriens slut. Planeternas öde avslöjar gemensamma fenomen – massförlust, utvidgning av banor, tidvatteninteraktioner – som är typiska för sol-liknande stjärnor. Detta visar att exoplanetsystem runt evolverande stjärnor kan drabbas av liknande öden. Så avslutas stjärnors och planeters livscykler.
7.2 Slutgiltig beboelighet och möjliga evakueringar
Vissa spekulationer hävdar att avancerade civilisationer kan kommunicera med ”stjärnmasstyrning” eller flytta planeter utåt för att överleva efter stjärnans stabila period. Realistiskt sett, ur ett kosmiskt perspektiv, kan flykt från jorden (t.ex. till Titan eller till och med bortom solsystemets gränser) vara den enda vägen för mänskligheten eller dess framtida ättlingar att existera över eoner, eftersom solens omvandling är oundviklig.
7.3 Kontroll av framtida observationer
Genom att vidare analysera ”förorenade” vita dvärgar och eventuella exoplaneter som finns kvar runt dem, kommer vi att förstå allt bättre hur livet för jordliknande system slutligen tar slut. Samtidigt, med förbättrade solmodeller, klarnar det hur mycket de röda jättarnas lager expanderar och hur snabbt massa förloras. Genom samarbete mellan stjärnastrofysik, orbitalmekanik och exoplanetforskning utvecklas allt mer detaljerade bilder av hur planeter går in i sina slutliga tillstånd när stjärnan dör.
8. Slutsats
Under en längre period (~5–8 miljarder år) kommer solen, när den går in i röd jätte och AGB-faserna, att förlora mycket massa och troligen sluka Merkurius, Venus och kanske Jorden. De kvarvarande kropparna (yttre planeter, mindre objekt) kommer att dra sig tillbaka eftersom stjärnans massa minskar. Till slut kommer de att kretsa runt en vit dvärg. Under ytterligare miljarder år kan slumpmässiga stjärnpassager eller resonansinteraktioner gradvis riva isär systemet. Solen – nu en kall, svag kvarleva – kommer knappt att påminna om den en gång blomstrande planetsystemet.
En sådan slutpunkt är typisk för stjärnor med ungefär 1 solmassa, vilket visar hur kortvarig planeternas beboelighet är. Digitala modeller, observationsdata från ljusstarka röda jättar och exempel på ”förorenade vita dvärgar” hjälper oss att bättre förstå dessa slutliga evolutionära faser. Så även om vår nuvarande stabila huvudseriefas fortsätter, visar det kosmiska tidsperspektivet att ingen planetsystem är evigt – solsystemets långsamma försvinnande är den sista delen av dess miljardåriga resa.
Länkar och vidare läsning
- Sackmann, I.-J., Boothroyd, A. I., & Kraemer, K. E. (1993). “Vår sol. III. Nutid och framtid.” The Astrophysical Journal, 418, 457–468.
- Schröder, K.-P., & Smith, R. C. (2008). “Solens och jordens avlägsna framtid återbesökt.” Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 386, 155–163.
- Villaver, E., & Livio, M. (2007). “Kan planeter överleva stjärnutveckling?” 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). ”Utveckling av vita dvärgstjärnor.” Astronomy & Astrophysics Review, 18, 471–566.