Ile masy będzie miało Słońce, gdy stanie się białym karłem?

Za 4 miliardy lat, kiedy nasze Słońce zrzuci wszystkie swoje zewnętrzne warstwy gazu i zamieni się w białego karła, ile masy będzie miał biały karzeł w porównaniu z tym, co ma dzisiaj słońce?

Czy planety nadal będą krążyć w ten sam sposób, czy też zmniejszona masa spowoduje zmianę trajektorii planet, tak aby ostatecznie opuściły Układ Słoneczny?

Krótka odpowiedź:

Słońce straci około połowy swojej masy w drodze do zostania białym karłem. Większość tej utraty masy nastąpi w ciągu ostatnich kilku milionów lat jej życia, w fazie Asymptotic Giant Branch (AGB). W tym samym czasie promień orbity Ziemi wokół Słońca wzrośnie dwa razy (podobnie jak planety zewnętrzne). Niestety dla Ziemi promień Słońca osiągnie również około 2 au, więc będzie opiekany.

Istnieje możliwość, że zmniejszona energia wiązania i zwiększona ekscentryczność Ziemi i planet zewnętrznych doprowadzą do dynamicznych niestabilności, które mogą prowadzić do wyrzucenia planet. Jest to wysoce zależne od dokładnej zależności w czasie późnej, ciężkiej utraty masy i wyrównania planet w danym momencie lub w inny sposób.

Długa odpowiedź:

Gwiazdy o masie mniejszej niż około 8 mas Słońca zakończą swoje życie jako białe karły w skali czasowej, która rośnie wraz ze spadkiem masy początkowej ich głównej sekwencji. Utworzone białe karły mają mniejszą masę niż ich główne sekwencje progenitorowe, ponieważ znaczna część początkowej masy gwiazdy jest tracona przez wiatry gwiezdne (szczególnie podczas pulsującej termicznie asymptotycznej fazy gałęzi olbrzyma ) i ostatecznego wyrzucenia mgławicy planetarnej. Tak więc obecny rozkład mas białego karła, który osiąga wartości szczytowe między a i z dyspersją , odzwierciedla końcowe stany wszystkich gwiazd głównej sekwencji o$0.6$$0.7 M_{\odot}$$\sim 0.2 M_{\odot}$$0.9 <M/M_{\odot}<8 M_{\odot}$, które miały czas na ewolucję i śmierć w ciągu życia naszej Galaktyki.

Najbardziej wiarygodne informacje na temat związku między początkową masą sekwencji głównej a końcową masą białego karła (relacja masy początkowej do końcowej lub IFMR) pochodzą z pomiaru właściwości białych karłów w gromadach gwiazd o znanym wieku. Spektroskopia prowadzi do oszacowania masy białego karła. Początkową masę szacuje się, obliczając główną sekwencję plus czas życia gałęzi giganta na podstawie różnicy między wiekiem gromady gwiazd a wiekiem stygnięcia białego karła. Modele gwiezdne mówią nam następnie związek między sekwencją główną plus czas życia giganta a początkową masą sekwencji głównej, stąd prowadzi do IFMR.

Ostatnia kompilacja Kalirai (2013) jest pokazana poniżej. To pokazuje, że gwiazda taka jak Słońce, urodzona z początkową masą (a może nawet o jeden lub dwa procent, ponieważ Słońce już straciło pewną masę), kończy swoje życie jako biały karzeł z . tj. Słońce powinno stracić około 50% swojej początkowej masy w wietrze gwiezdnym i (ewentualnie) wyrzuceniu mgławicy planetarnej.$1M_{\odot}$$M = 0.53 \pm 0.03\ M_{\odot}$

Kompleksowe podejście do tego, co dzieje się z układami słonecznymi, gdy gwiazda centralna traci masę w sposób zależny od czasu, podano w Adams i in. (2013) . Najprostsze przypadki to początkowo okrągłe orbity, w których utrata masy ma miejsce w znacznie dłuższych skalach czasowych niż w okresie orbitalnym. W miarę upływu utraty masy energia potencjalna grawitacji rośnie (staje się mniej ujemna), a zatem całkowita energia orbity wzrasta, a orbita się poszerza. Z grubsza mówiąc, jest stałą, gdzie jest promieniem orbity, co jest prostą konsekwencją zachowania momentu pędu: więc Ziemia wylądowałaby na orbicie 2 au.$aM$$a$

Jednak w obecności niezerowej mimośrodowości na początkowej orbicie lub w przypadku szybkiej utraty masy, takiej jak ta, która ma miejsce pod koniec fazy AGB, rzeczy stają się całkowicie nieprzewidywalne, a ekscentryczność również rośnie w miarę postępu utraty masy. Ma to efekt domina, biorąc pod uwagę stabilność dynamiczną całego (rozwiniętego) układu słonecznego i może spowodować wyrzut planet. Im szybsza utrata masy, tym bardziej nieprzewidywalne rzeczy.

Promień gwiazdy AGB można obliczyć za pomocą . Gwiazdy na końcu gałęzi AGB mają jasność i , co prowadzi do prawdopodobnego promienia au. Jest więc całkiem prawdopodobne, że jeśli Ziemia nie zostanie wyrzucona lub jej orbita nie zostanie znacząco zmodyfikowana przez jakąś dynamiczną niestabilność, która, podobnie jak planety wewnętrzne, ostatecznie zostanie pochłonięta przez zewnętrzny rozwój gwiazdy AGB i spirali do wewnątrz ...$L = 4\pi R^2 \sigma T_{eff}^{4}$$\sim 10^{4} L_{\odot}$$T_{eff} \simeq 2500\ K$$\sim 2$

Nawet jeśli ledwo uniknie tego bezpośredniego losu, jest całkiem prawdopodobne, że rozproszenie pływów szybko wydobyje energię z orbity, a Ziemia spiralnie skieruje się w kierunku obwiedni gigantycznego Słońca ... z takim samym skutkiem.

Mówiąc wprost, Słońce z pewnością straci co najmniej jedną czwartą swojej masy. Jest tak, ponieważ większość masy Słońca jest wyśrodkowana w jej rdzeniu. A ponieważ biały karzeł jest tylko pozostałym jądrem gwiazdy. . . Och, i zanim Słońce stanie się białym karłem, przechodzi przez fazę „czerwonego giganta”, gdzie rośnie do rozmiarów orbity Marsa. Wszystkie planety spłoną lub przestaną orbitować i przestaną istnieć, gdy pojawi się nowa Słońce. Szczęśliwe zakończenie . . .