Коли Сонце перетвориться на білого карлика, можливі збурення або викиди залишкових планет протягом еонів
Сонячна система після фази червоної гігантської зірки
Але приблизно через ~5 млрд. років наше Сонце продовжить синтез водню в ядрі (головній послідовності). Проте, вичерпавши це паливо, воно перейде у фази червоної гігантської та асимптотичної гігантської гілок, втратить значну частину маси і зрештою перетвориться на білого карлика. Під час цих пізніх стадій орбіти планет – особливо зовнішніх гігантів – можуть змінюватися через втрату маси, гравітаційні припливні сили або, якщо досить близько, опір зоряного вітру. Внутрішні планети (Меркурій, Венера, ймовірно і Земля) ймовірно будуть поглинуті, але інші можуть вижити на змінених орбітах. Протягом дуже тривалих епох (десятки мільярдів років) інші чинники, такі як випадкові проходження зірок або галактичні припливи, ще більше реорганізують або розпадуть цю систему. Нижче детальніше розглядаємо кожну фазу та можливі наслідки.
2. Основні фактори пізньої динаміки Сонячної системи
2.1 Втрата маси Сонцем на стадіях червоного гіганта та AGB
На стадії червоного гіганта та пізнішій AGB (асимптотичної гілки гігантів) зовнішня частина Сонця розширюється і поступово втрачається через зоряні вітри або сильні пульсаційні викиди. Вважається, що до кінця AGB Сонце може втратити ~20–30 % своєї маси:
- Світність і радіус: Світність Сонця зростає до тисяч разів більшої за теперішню, радіус може досягати ~1 астрономічної одиниці або більше на стадії червоного гіганта.
- Швидкість втрати маси: Протягом кількох сотень мільйонів років потужні вітри поступово видаляють зовнішні шари, в кінці формується планетарна туманність.
- Вплив на орбіти: Зменшена маса зірки послаблює її гравітаційний вплив, тому орбіти планет, що залишилися, розширюються, враховуючи просте співвідношення двох тіл, де a ∝ 1/M☉. Іншими словами, якщо маса Сонця зменшиться до 70–80 %, напіввеликі півосі планет можуть пропорційно збільшитися [1,2].
2.2 Поглинання внутрішніх планет
Меркурій та Венеру майже напевно поглине розширена зовнішня оболонка Сонця. Земля опиняється на межі – деякі моделі показують, що втрата маси може достатньо розширити її орбіту, щоб уникнути повного занурення, але припливні сили все одно можуть її знищити. Після завершення етапу AGB, можливо, залишаться лише зовнішні планети (починаючи з Марса) та карликові й малі тіла, хоча й з модифікованими орбітами.
2.3 Формування білої карликової зірки
Наприкінці AGB Сонце за десятки тисяч років викидає зовнішні шари, формуючи планетарну туманність. Залишається ядро білої карликової зірки (~0,5–0,6 маси Сонця), синтез більше не відбувається; воно лише випромінює теплову енергію і охолоджується протягом мільярдів або навіть трильйонів років. Зменшена маса означає, що планети, що залишилися, мають розширені або інакше змінені орбіти, що визначає довготривалу динаміку у новому співвідношенні мас зірки і планети.
3. Доля зовнішніх планет – Юпітера, Сатурна, Урана, Нептуна
3.1 Розширення орбіт
Per raudonosios гігантės та AGB етап втрати маси орбіти Юпітера, Сатурна, Урана та Нептуна розширюватимуться адіабатично через зменшення маси Сонця. Орієнтовно, кінцеву напіввелику піввісь af можна оцінити, якщо тривалість втрати маси велика порівняно з орбітальним періодом:
a(f) ≈ a(i) × (M(⊙,i) / M(⊙,f))
Де M⊙,i є початкова маса Сонця, а M⊙,f – кінцева (~0,55–0,6 M☉). Орбіти можуть збільшитися приблизно в 1,3–1,4 рази, якщо зоря втратить близько 20–30 % маси. Наприклад, Юпітер на відстані ~5,2 а.о. може віддалитися до ~7–8 а.о., залежно від кінцевої маси. Подібне розширення очікується і для Сатурна, Урана, Нептуна [3,4].
3.2 Довготривала стабільність
Після перетворення Сонця на білий карлик планетна система може зберігатися ще мільярди років, хоча й розширена. Проте з часом можуть з’явитися фактори, що дестабілізують:
- Взаємні збурення планет: Протягом гіга років (109 р.) резонанси чи хаотичні явища можуть накопичуватися.
- Проходячі зірки: Сонце рухається в Галактиці, тому близькі зближення зірок (кілька тисяч а.о. або менше) можуть порушувати орбіти.
- Галактичні припливи: На масштабах десятків чи сотень мільярдів років слабкі галактичні припливи можуть впливати на зовнішні орбіти.
Деякі моделі показують, що ~1010–1011 Протягом років орбіти гігантських планет можуть стати досить хаотичними, спричиняючи викиди або зіткнення. Проте це довгострокові процеси, і система може залишатися принаймні частково стабільною, якщо не буде сильних збурень. Зрештою, стабільність залежить також від локального зоряного оточення.
3.3 Приклади планет, які можуть зберегтися
Часто зазначають, що Юпітер (з найбільшою масою) та його супутники можуть зберегтися найдовше, продовжуючи обертатися навколо білого карлика. Сатурн, Уран, Нептун більш вразливі до викидів через взаємодії з порушеннями, що виникають у Юпітері. Однак такі процеси орбітальних змін можуть тривати від мільярдів до трильйонів років, тож частина структури Сонячної системи може існувати дуже довго в період охолодження білого карлика.
4. Малі тіла: астероїди, пояс Койпера та хмара Оорта
4.1 Астероїди внутрішнього поясу
Більшість тіл головного поясу астероїдів (2–4 а.о.) розташовані відносно близько до Сонця. Втрата маси та гравітаційні резонанси можуть зсунути їх орбіти далі. Хоча «оболонка» червоного гіганта може простягатися до ~1–1,2 а.о. і безпосередньо не закриватиме головний пояс, посилений зоряний вітер або радіація можуть спричинити додаткове розсіювання чи зіткнення. Після стадії AGB частина астероїдів залишиться, але хаотичні резонанси з зовнішніми планетами викинуть деякі з них.
4.2 Пояс Койпера, розсіяний диск
Пояс Койпера (~30–50 а.о.) та розсіяний диск (50–100+ а.о.) найімовірніше не зіткнуться з фізичною оболонкою червоного гіганта, але відчують зменшення маси зорі, через що орбіти пропорційно розширяться. Крім того, при зміні орбіти Нептуна може перебудуватися розподіл ТНО. Протягом мільярдів років проходження зірок може розсіювати багато ТНО. Те саме стосується хмари Оорта (до ~100 000 а.о.): вона мало відчує гігантське розширення безпосередньо, але буде дуже чутлива до впливу проходячих зірок і галактичних припливів.
4.3 «Забрудненість» білого карлика та падіння комет
Спостерігаючи білі карлики в інших системах, видно «забруднення металами» в атмосфері – важкі елементи, які мали б осідати, але зберігаються лише через постійне падіння астероїдних або кометних уламків. Аналогічно у випадку нашого майбутнього білого карлика можуть залишатися астероїди/комети, які час від часу наближаються до межі Роша, руйнуються і збагачують атмосферу карлика металами. Це буде останнє «перероблення» Сонячної системи.
5. Шкали часу остаточного руйнування або збереження
5.1 Охолодження білого карлика
Коли Сонце стане білим карликом (~7,5+ млрд років у майбутньому), його радіус буде подібним до Землі, а маса ~0,55–0,6 M☉. Початкова температура дуже висока (~100 000+ К), поступово знижується протягом десятків/сотень мільярдів років. Поки вона не перетвориться на «чорного карлика» (теоретично, вік Всесвіту наразі недостатній для досягнення цього етапу), орбіти планет за цей час можуть залишатися стабільними або бути порушеними.
5.2 Викиди та пролітання
Протягом 1010–1011 Річні випадкові зближення зірок (кілька тисяч астрономічних одиниць) можуть поступово виштовхувати планети та малі тіла у міжзоряний простір. Якщо Сонячна система рухатиметься через більш густе середовище або скупчення, темп руйнування буде ще більшим. Зрештою може залишитися самотній білий карлик без жодних збережених планет або з одним-двома віддаленими тілами.
6. Порівняння з іншими білими карликами
6.1 «Забруднені» білі карлики
Астрономи часто виявляють білі карлики з важкими елементами (наприклад, кальцієм, магнієм, залізом) в атмосфері, які мали б швидко осідати, але зберігаються через постійне падіння малих тіл (астероїдів/комет). У деяких системах WD знаходять пилові диски, що утворюються внаслідок руйнування астероїдів. Такі дані свідчать, що планетарні залишки в системах можуть зберігатися протягом фази білого карлика, час від часу постачаючи матеріал.
6.2 Екзопланети біля білих карликів
Виявлено кілька планетарних кандидатів біля білих карликів (наприклад, WD 1856+534 b), великих, розміром, що дорівнює Юпітеру, на дуже близьких (~1,4 днів) орбітах. Вважається, що ці планети могли пізніше мігрувати всередину після втрати маси зіркою або залишатися, протистоячи розширенню зірки. Це дає підказки, як після подібних процесів можуть зберігатися або змінюватися гігантські планети Сонячної системи.
7. Значення та ширші інсайти
7.1 Розуміння життєвого циклу зірок і планетарної структури
Досліджуючи довготривалу еволюцію Сонячної системи, очевидно, що життя зірок і їхніх планет триває далеко за межами головної послідовності. Доля планет виявляє загальні явища – втрату маси, розширення орбіт, припливні взаємодії – характерні для зірок, подібних до Сонця. Це свідчить, що екзопланетні системи навколо еволюціонуючих зірок можуть зазнавати подібних змін. Так завершується цикл життя зірок і планет.
7.2 Остаточна придатність для життя та можливі евакуації
Деякі припущення стверджують, що розвинені цивілізації можуть керувати «масою зірки» або переміщувати планети далі, щоб вижити після завершення стабільного періоду зірки. Реалістично, з космічної перспективи, евакуація з Землі (наприклад, на Титан або навіть за межі Сонячної системи) може бути єдиним шляхом для людства чи його майбутніх нащадків існувати протягом еонів, оскільки трансформація Сонця неминуча.
7.3 Перевірка майбутніх спостережень
Подальший аналіз «забруднених» білих карликів і можливих екзопланет навколо них допоможе точніше зрозуміти, як остаточно завершується життя систем типу Землі. Водночас удосконалення моделей Сонця прояснює, наскільки розширюються шари червоного гіганта і з якою швидкістю втрачається маса. Співпраця в галузі астрофізики зірок, орбітальної механіки та досліджень екзопланет дає дедалі повніші уявлення про те, як планети переходять у свої кінцеві стани під час смерті зірки.
8. Висновок
Протягом тривалого періоду (~5–8 млрд років) Сонце, переходячи у фази червоного гіганта та AGB, зазнає значної втрати маси і, ймовірно, поглине Меркурій, Венеру і, можливо, Землю. Решта тіл (зовнішні планети, дрібні об’єкти) віддаляться, оскільки маса зірки зменшуватиметься. Зрештою вони будуть обертатися навколо білого карлика. Протягом ще мільярдів років випадкові проходження зірок або резонансні взаємодії можуть поступово руйнувати систему. Сонце – тепер холодний, тьмяний залишок – лише слабо нагадуватиме колись квітучу планетну сім’ю.
Таке завершення характерне для зірок масою близько 1 Сонячної, що свідчить про короткочасність придатності планет для життя. Кращому розумінню цих фінальних еволюційних етапів сприяють цифрові моделі, спостереження яскравих червоних гігантів та приклади «забруднених білих карликів». Тож, хоча наша нинішня стабільна ера головної послідовності триває, космічна хронологія пояснює, що жодна планетна система не є вічною – повільне згасання Сонячної системи є останньою частиною її мільярдолітньої подорожі.
Посилання та подальше читання
- Sackmann, I.-J., Boothroyd, A. I., & Kraemer, K. E. (1993). “Наше Сонце. III. Сучасність і майбутнє.” The Astrophysical Journal, 418, 457–468.
- Schröder, K.-P., & Smith, R. C. (2008). “Віддалене майбутнє Сонця і Землі переглянуто.” Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 386, 155–163.
- Villaver, E., & Livio, M. (2007). “Чи можуть планети вижити під час зоряної еволюції?” The Astrophysical Journal, 661, 1192–1201.
- Veras, D. (2016). «Еволюція планетних систем після головної послідовності.» Royal Society Open Science, 3, 150571.
- Althaus, L. G., et al. (2010). «Еволюція білих карликів.» Astronomy & Astrophysics Review, 18, 471–566.