Galimas Merkurijaus ir Veneros prarijimas bei neaiški Žemės perspektyva
Gyvenimas po pagrindinės sekos
Į Saulę panašios žvaigždės didžiąją gyvenimo dalį praleidžia pagrindinėje sekoje, degindamos vandenilį branduolyje. Saulei ši stabili fazė truks apie 10 mlrd. metų, iš kurių jau praėjo maždaug 4,57 mlrd. Visgi, kai ~1 Saulės masės žvaigždėje susinaudoja branduolinis vandenilis, prasideda žvaigždės evoliucijos lūžis: užsidega vandenilio degimas apvalkale, ir žvaigždė pereina į raudonosios milžinės būseną. Tokiu atveju žvaigždės spindulys gali išaugti keliasdešimt ar net šimtus kartų, ženkliai padidėja jos šviesis ir labai pasikeičia sąlygos artimiausioms planetoms.
Mūsų Saulės sistemoje Merkurijus, Venera ir galbūt Žemė tiesiogiai pajus tokį Saulės spindulio didėjimą. Dėl to šios planetos gali būti sunaikintos arba stipriai deformuotos. Raudonosios milžinės fazė – lemiamas etapas, norint suvokti vidinių planetų galutinį likimą. Toliau išsamiau nagrinėjama, kaip kinta Saulės vidinė sandara, kodėl žvaigždė išsipučia iki raudonosios milžinės, ir ką tai reiškia Merkurijaus, Veneros ir Žemės orbitoms, klimatui bei išlikimui.
2. Pokyčiai po pagrindinės sekos: vandenilio degimas apvalkale
2.1 Branduolinio vandenilio išeikvojimas
Po maždaug 5 mlrd. metų tolesnės vandenilio sintezės branduolyje Sunai nebeužteks centrinio vandenilio. Tada įvyksta:
- Branduolio traukimasis: Helio prisotintas branduolys traukiasi dėl gravitacijos ir dar labiau įkaista.
- Vandenilio degimo apvalkalas: Užbranduolinis vandenilio sluoksnis, esantis aplink heliu praturtintą branduolį, įkaista ir toliau generuoja energiją.
- Išorinio sluoksnio plėtimasis: Dėl didesnio energijos išsiskyrimo žvaigždės išorė plečiasi ir spindulys labai padidėja, paviršiaus temperatūra mažėja („raudona“ spalva).
Šie procesai žymi raudonosios milžinės šakos (RGB) pradžią, žvaigždės šviesis smarkiai išauga (iki kelių tūkstančių kartų didesnis nei dabar), nors paviršiaus temperatūra krinta nuo dabartinių ~5800 K iki gerokai vėsesnio „raudono“ diapazono [1], [2].
2.2 Trukmė ir spindulio augimas
Raudonosios milžinės šaka paprastai trunka kelis šimtus milijonų metų, žvaigždei, kurios masė panaši į Saulės – gerokai trumpiau, nei pagrindinė seka. Modeliai rodo, kad Saulės spindulys gali išsiplėsti ~100–200 kartų daugiau nei dabartinis (~0,5–1,0 AV atstumo). Galutinės išsipūtimo ribos priklauso nuo žvaigždės masės praradimo ir helio užsiliepsnojimo laiko.
3. Prarijimo scenarijai: Merkurijus ir Venera
3.1 Potvyninės sąveikos ir masės netekimas
Plečiantis Saulei, prasideda žvaigždinio vėjo sukeltas masės praradimas. Be to, tarp prasiplėtusios Saulės atmosferos ir vidinių planetų įsivyrauja potvyninės sąveikos. Rezultatai gali būti orbitos irimas arba, priešingai, šiek tiek didesnis atitolinimas: masės netekimas silpnina trauką (tad orbitos gali plėstis), bet jei planeta pakliūna į žvaigždės atmosferą, potvyninė trintis tempia ją vidun. Pagrindiniai veiksniai:
- Masės netekimas: Sumažėja Saulės gravitacinė jėga, tad orbitos gali plėstis.
- Potvyninė trintis: Jei planeta patenka į žvaigždės atmosferą, trintis ją stabdo, ji spirališkai leidžiasi į Saulės vidų.
3.2 Merkurijaus likimas
Merkurijus, būdamas artimiausias Saulei (~0,39 AV), beveik neabejotinai bus prarytas raudonosios milžinės fazėje. Dauguma Saulės evoliucijos modelių rodo, kad išsiplėtusi Saulės fotosfera galės siekti ar net viršyti Merkurijaus orbitą, o potvyninės jėgos toliau „nusodins“ Merkurijų į Saulės atmosferą. Tai maža planeta (masė ~5,5 % Žemės) ir neturi pakankamai inercijos pasipriešinti tempiančiai jėgai gilioje išpūstoje atmosferoje [3], [4].
3.3 Venera: tikėtinas prarijimas
Venera, skriejanti ~0,72 AV atstumu, taip pat greičiausiai bus praryta. Nors žvaigždės masės netekimas šiek tiek keičia orbitas į išorę, vargu ar to pakaks išsaugoti Venerą 0,72 AV atstumu, ypač kai raudonosios milžinės spindulys gali siekti ~1 AV. Potvyninės sąveikos gali spirališkai artinti Venerą prie Saulės, kol ši ją sunaikins. Net jei hipotetiškai Venera nebūtų visiškai praryta, ji patirtų neįtikėtiną kaitrą, prarastų atmosferą ir būtų visiškai sterilizuota.
4. Neaiškus Žemės likimas
4.1 Raudonosios milžinės spindulys ir Žemės orbita
Žemė, esanti ~1,00 AV atstumu, yra ties riba arba truputį už tos ribos, kurią, pasak modelių, gali pasiekti maksimaliai išsipūtusi Saulė (~1,0–1,2 AV). Jei ta riba būtų ties ~1 AV, gresia dalinis ar visiškas prarijimas. Tačiau yra svarbių niuansų:
- Masės netekimas: Jei Saulė netektų reikšmingos masės (~20–30 % pirminės), Žemės orbita galėtų išsiplėsti iki ~1,2–1,3 AV.
- Potvyninės sąveikos: Jei Žemė panirtų į išorinę Saulės atmosferos dalį, trintis gali pranokti orbitos plėtimosi efektą.
- Apvalkalo savybės: Žvaigždės atmosferos tankis ties ~1 AV bus galbūt mažas, bet gali būti nepakankamai mažas, kad išsaugotų Žemę nuo stabdomosios jėgos.
Taigi, Žemės išlikimas priklauso nuo masės netekimo, linkusio stumti orbitą laukan, ir nuo potvyninės trinties, traukiančios ją vidun. Kai kurie modeliai rodo, kad Žemė gali likti vos už išsipūtusios fotosferos ribos, bet bus pasmerkta kaitrai; kiti – kad ji bus sunaikinta [3], [5].
4.2 Sąlygos, jei Žemė išvengtų prarijimo
Net jei Žemė liktų nenugrimzdusi, dar gerokai iki didžiausio raudonosios milžinės išsiplėtimo mūsų planetos sąlygos taptų netinkamos gyvybei. Didėjant Saulės šviesiui, kiltų paviršiaus temperatūra, išgaruotų vandenynai, susidarytų nekontroliuojama šiltnamio efektą sukelianti aplinka. Po milžinės fazės liktų tiktai iš dalies arba visiškai išsilydžiusi Žemės pluta, o stiprus raudonosios milžinės vėjas galbūt išnešiotų atmosferą.
5. Helio degimas ir vėlesnės stadijos: AGB, planetinis ūkas, baltosios nykštukės stadija
5.1 Helio „blyksnis“ ir horizontali šaka
Kai raudonosios milžinės branduolyje temperatūra pasiekia ~100 mln. K, užsiliepsnoja helio sintezė („trigubo alfa“ procesas); kartais tai vyksta staigiai („helio blyksnis“), jei branduolys yra elektronų išsigimęs. Tuomet žvaigždė persitvarko į kiek kompaktiškesnę „helio degimo“ būseną (vadinamąją horizontaliąją šaką). Ši fazė trunka sąlygiškai trumpai (~10–100 mln. metų). Tačiau bet kokia išlikusi artima planeta visą tą laiką vis tiek patirtų itin didelę šilumą.
5.2 AGB: asimptotinė milžinės šaka
Po helio išsekimo branduolyje žvaigždė pereina į AGB stadiją, kurioje tuo pačiu metu apvalkaluose degina helį ir vandenilį aplink jau anglies-deguonies branduolį. Išoriniai sluoksniai dar labiau išsiplečia, o terminiai impulsai sukelia intensyvų masės netekimą ir suformuoja didžiulę, bet retą žvaigždės atmosferą. Šis etapas labai trumpas (keli mln. metų). Jei koks nors planetos likutis dar egzistuotų, jį paveiktų stiprus žvaigždinis vėjas, potencialiai dar labiau destabilizuojantis orbitą.
5.3 Planetinio ūko susidarymas
Išsviesti išoriniai sluoksniai, veikiami intensyvios UV spinduliuotės iš karšto branduolio, sudaro planetinį ūką – trumpalaikį švytintį dujinį apvalkalą. Per dešimtis tūkstančių metų tas ūkas išsisklaido. Stebėtojai mato tai kaip žiedinį ar burbulinį švytintį debesį aplink centrinę žvaigždę. Paskutinėje stadijoje žvaigždė virsta baltąja nykštuke, kai ūkas išblėsta.
6. Baltosios nykštukės liekana
6.1 Branduolio degeneracija ir sudėtis
Po AGB stadijos išlieka tankus baltosios nykštukės branduolys, sudarytas daugiausia iš anglies ir deguonies (~1 Saulės masės žvaigždei). Jį laiko elektronų išsigimimo slėgis, tolesnė sintezė nevyksta. Tipinė baltosios nykštukės masė ~0,5–0,7 M☉. Objekto spindulys panašus į Žemės (~6 000–8 000 km). Iš pradžių temperatūra itin aukšta (dešimtys tūkstančių K), o vėliau ji lėtai mažėja per milijardus metų [5], [6].
6.2 Aušinimasis per kosminį laiką
Baltoji nykštukė išspinduliuoja likusią šiluminę energiją. Per dešimtis ar šimtus milijardų metų ji tamsėja, vėliau virsta beveik nematoma „juodąja nykštuke“. Toks atvėsimas trunka labai ilgai, ilgiau, nei dabar yra Visatos amžius. Galutinėje būsenoje žvaigždė tėra inertiška – be sintezės, tiesiog šaltas „apanglėjęs“ branduolys kosminėje tamsoje.
7. Trukmės apžvalga
- Pagrindinė seka: ~10 mlrd. metų 1 Saulės masės žvaigždei. Saulė jau ~4,57 mlrd. metų yra šiame etape, tad lieka ~5,5 mlrd. metų.
- Raudonosios milžinės fazė: Trunka ~1–2 mlrd. metų, apima vandenilio apvalkalo degimą, helio blyksnį.
- Helio degimas: Trumpas stabilus periodas, galintis trukti keletą šimtų mln. metų.
- AGB: Terminiai impulsai, stiprus masės netekimas, trunkantis kelis mln. metų ar mažiau.
- Planetinis ūkis: ~keliasdešimt tūkstančių metų.
- Baltosios nykštukės stadija: Neapibrėžtai ilgas vėsimas per eonus, galų gale – tamsi „juodoji nykštukė“ (jei Visata egzistuos pakankamai ilgai).
8. Poveikis Saulės sistemai ir Žemei
8.1 Silpstančios sąlygos
Dar per ~1–2 mlrd. metų dabartinis Saulės šviesis didės ~10 %, tad Žemės vandenynai ir biosfera pradės nykti dėl stiprėjančio šiltnamio efekto, dar gerokai iki raudonosios milžinės stadijos. Geologiniu mastu tai reiškia, kad Žemės tinkamumas gyvybei turi galiojimo terminą. Teoriškai (labai tolimos ateities idėjos) technologinės civilizacijos galėtų bandyti keisti planetos orbitą ar „nukirpti“ dalį žvaigždės masės („žvaigždlaiva“ – tai gryna spekuliacija), siekiant pristabdyti šiuos pokyčius.
8.2 Išorinė Saulės sistema
Prasidedant AGB stadijai ir netenkant dalies Saulės masės, gravitacinė trauka silpnėja. Išorinės planetos gali nutolti ar tapti nestabiliai išsidėsčiusios. Kai kurios nykštukinės planetos ar kometos gali išsibarstyti. Galiausiai, baltoji nykštukė su saujele išlikusių tolimųjų planetų – toks galimas Saulės sistemos finalinis etapas, priklausomai nuo to, kaip masės netekimas ir potvyniai (ar kiti trikdymai) paveiks jų orbitas.
9. Stebėjimų analogijos
9.1 Raudonosios milžinės ir planetiniai ūkai Paukščių Take
Astronomai stebi raudonąsias milžines ir AGB žvaigždes (tokias kaip Arktūras, Mira) bei planetinius ūkus (pvz., Žiedo (Ring) ar Sraigės (Helix) ūkas), kurie parodo, kaip ateityje atrodys Saulė. Šie objektai realiu laiku teikia duomenų apie išorinių sluoksnių plėtimąsi, terminius impulsus ir dulkių susidarymą. Lyginant žvaigždžių masę, metalingumą ir evoliucijos stadiją, nustatoma, kad ~1 Saulės masės žvaigždė evoliucionuoja panašiai, kaip prognozuojama Saulei.
9.2 Baltosios nykštukės ir jų nuolaužos
Tyrinėjant baltąsias nykštukes paaiškėja, kaip galėtų atrodyti likučiai po planetų sunaikinimo. Kai kuriose baltosiose nykštukėse aptinkami „metalų teršalai“ – greičiausiai iš suardytų asteroidų ar mažų planetų. Tai tiesiogiai rodo, kas gali nutikti likusiems Saulės sistemos kūnams – jie gali būti įsitraukti į baltąją nykštukę arba išlikti tolimose orbitose.
10. Išvada
Raudonosios milžinės fazė yra svarbus virsmas į Saulę panašioms žvaigždėms. Išeikvojus branduolinį vandenilį, žvaigždė smarkiai išsipučia, greičiausiai prarydama Merkurijų ir Venerą, o Žemės likimas išlieka neapibrėžtas. Net jei Žemė kažkaip išvengs visiško panirimo į žvaigždės atmosferą, ji bus paversta pragaru dėl intensyvios kaitros ir žvaigždinio vėjo sąlygų. Po kelių apvalkalinio degimo stadijų, mūsų Saulė evoliucionuos į baltąją nykštukę, aplink kurią liks tik išsibarstę išmestų sluoksnių ūkai. Toks vystymasis būdingas maždaug vienos Saulės masės žvaigždėms, parodantis žvaigždės gyvenimo „ratą“ – nuo susiformavimo ir sintezės iki plėtimosi ir galiausiai susitraukimo į išsigimusią liekaną.
Astrofiziniai stebėjimai (raudonųjų milžinių, baltųjų nykštukių bei egzoplanetų sistemų) patvirtina šį teorinį evoliucijos kelią ir leidžia nuspėti, kaip kiekviena stadija veiks planetines orbitas. Iš dabartinės perspektyvos Žemėje tai – trumpalaikis etapėlis kosminiu mastu, o neišvengiama raudonosios milžinės ateitis pabrėžia, kad planetų tinkamumas gyvybei yra laikina dovana. Šių procesų supratimas leidžia geriau įvertinti visos Saulės sistemos trapumą ir didingą kelių milijardų metų evoliuciją.
Nuorodos ir tolesnis skaitymas
- Sackmann, I.-J., Boothroyd, A. I., & Kraemer, K. E. (1993). “Our Sun. III. Present and Future.” The Astrophysical Journal, 418, 457–468.
- Schröder, K.-P., & Smith, R. C. (2008). “Distant future of the Sun and Earth revisited.” Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 386, 155–163.
- Rybicki, K. R., & Denis, C. (2001). “On the final destiny of the Earth and the Solar System.” Icarus, 151, 130–137.
- Villaver, E., & Livio, M. (2007). “Can Planets Survive Stellar Evolution?” The Astrophysical Journal, 661, 1192–1201.
- Althaus, L. G., Córsico, A. H., Isern, J., & García-Berro, E. (2010). “Evolution of white dwarf stars.” Astronomy & Astrophysics Review, 18, 471–566.
- Siess, L., & Livio, M. (1999). “Are Planets Consumed by Their Host Stars?” Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 304, 925–930.