Скільки маси матиме Сонце, коли воно стане білим карликом?

За 4 мільярди років, коли наше Сонце скидає всі свої зовнішні газові шари і перетворюється на білого карлика, наскільки масою буде білий карлик порівняно з тим, що має сонце сьогодні?

Чи будуть планети все ще орбітувати однаково, або зменшена маса призведе до зміни траєкторій планети, щоб вони врешті-решт покинули Сонячну систему?

Коротка відповідь:

Сонце втратить близько половини своєї маси на шляху до того, щоб стати білим карликом. Більша частина цієї масової втрати відбудеться в останні кілька мільйонів років її життя, під час фази Асимптотичної гігантської гілки (AGB). У той же час орбітальний радіус Землі навколо Сонця зросте в два рази (як і зовнішні планети). На жаль для Землі, радіус Сонця також досягне приблизно 2 au, тому воно буде обсмажене.

Існує ймовірність, що зменшена енергія зв’язку та підвищена ексцентриситет Землі та зовнішніх планет призведуть до динамічних нестабільностей, які можуть призвести до викиду планети. Це сильно залежить від точної залежності часу від пізньої, великої втрати маси та вирівнювання планет планети чи іншим чином.

Довга відповідь:

Зірки з масою менше 8 сонячних мас закінчать своє життя як білі карлики в часовому масштабі, який збільшується в міру зменшення початкової маси їх основної послідовності. Білі карлики, що утворюються, мають меншу масу, ніж основні зірки їхніх попередників, оскільки значна частина початкової маси зірки втрачається через зоряний вітер (особливо під час термічно пульсуючої асимптотичної гігантської фази гілки ) та остаточне викидання планетарної туманності. Таким чином, поточний розподіл білих карликових мас, що досягає піків між і і з дисперсією , відображає кінцеві стани всіх основних зірок послідовності з$0.6$$0.7 M_{\odot}$$\sim 0.2 M_{\odot}$$0.9 <M/M_{\odot}<8 M_{\odot}$, які встигли еволюціонувати і вмирати протягом життя нашої Галактики.

Найбільш достовірна інформація, яку ми маємо про співвідношення між початковою масою основної послідовності та кінцевою масою білого карлика (відношення початково-кінцевої маси або ІФМР), походить від вимірювання властивостей білих карликів у зоряних скупченнях відомого віку. Спектроскопія призводить до масової оцінки білого карлика. Початкова маса оцінюється шляхом обчислення основної послідовності плюс тривалості гігантської гілки від різниці між віком зоряного скупчення та віком охолодження білого гнома. Зоряні моделі потім повідомляють нам про зв'язок між основною послідовністю плюс гігантським терміном експлуатації та початковою масою основної послідовності, що призводить до отримання IFMR.

Нещодавно представлена ​​збірка з Kalirai (2013) . Це показує, що така зірка, як Сонце, народилася з початковою масою 1 (а може, відсоток або два більше, оскільки Сонце вже втратило деяку масу), закінчує своє життя, як білий карлик з . тобто Сонце повинно втрачати приблизно 50% від початкової маси при зоряному вітрі та (можливо) планетарному викиді туманності.$1M_{\odot}$$M = 0.53 \pm 0.03\ M_{\odot}$

Комплексна обробка того, що відбувається з сонячними системами, коли центральна зірка втрачає масу у залежності від часу, наведена у Adams et al. (2013) . Найпростіші випадки - це спочатку кругові орбіти, де втрата маси відбувається за набагато довших часових масштабів, ніж орбітальний період. Зі збільшенням втрат маси гравітаційна потенціальна енергія збільшується (стає менш негативною) і, таким чином, загальна енергія орбіти збільшується, а орбіта стає ширшою. Грубо кажучи, - це константа, де - орбітальний радіус, що є простим наслідком збереження імпульсу кута: так Земля опиниться на орбіті 2 au.$aM$$a$

Однак за наявності ненульового ексцентриситету на початковій орбіті або у випадку швидких втрат маси, таких як, що відбувається наприкінці фази AGB, тоді речі стають взагалі більш непередбачуваними, ексцентриситет також зростає у міру продовження масових втрат. Це має ефект "придушення" при розгляді динамічної стійкості всієї (розвивається) сонячної системи і може спричинити планетарне викидання. Чим швидше втрата маси, тим більше непередбачуваних речей.

Радіус зірки AGB можна обчислити, використовуючи . Зірки на кінчику гілки AGB мають світність у та , що призводить до ймовірних радіусів au. Тож цілком ймовірно, що, якщо Земля не буде викинута або її орбіта істотно не зміниться деякою динамічною нестабільністю, яка, як і внутрішні планети, в кінцевому підсумку заглибиться у зовнішнє окорення зірки AGB і спіраль всередину ...$L = 4\pi R^2 \sigma T_{eff}^{4}$$\sim 10^{4} L_{\odot}$$T_{eff} \simeq 2500\ K$$\sim 2$

Навіть якщо це вузько уникнути цієї негайної долі, тоді цілком ймовірно, що припливне розсіювання швидко витягне енергію з орбіти, і Земля спірально вийде до огинаючої гігантського Сонця ... з тим же результатом.

Ну, простіше кажучи, Сонце, безумовно, втратить принаймні четверту частину своєї маси. Це тому, що більша частина маси Сонця зосереджена в його ядрі. А оскільки білий карлик - лише залишок ядра зірки. . . О, і перш ніж Сонце стане білим карликом, воно проходить фазу "червоного гіганта", де воно зростає приблизно до розміру орбіти мар. Всі планети згорять або припиняють орбіту, і вони припинять своє існування, коли настане нова Сонце. Щасливий кінець . . .