Wie viel Masse wird die Sonne haben, wenn sie ein weißer Zwerg wird?

In 4 Milliarden Jahren, wenn unsere Sonne alle ihre äußeren Gasschichten abwirft und sich in einen weißen Zwerg verwandelt, wie viel Masse wird der weiße Zwerg im Vergleich zu dem haben, was die Sonne heute hat?

Werden die Planeten immer noch auf die gleiche Weise umkreisen oder wird die reduzierte Masse dazu führen, dass sich die Flugbahnen der Planeten ändern, so dass sie schließlich das Sonnensystem verlassen?

Kurze Antwort:

Die Sonne wird auf dem Weg zum Weißen Zwerg etwa die Hälfte ihrer Masse verlieren. Der größte Teil dieses Massenverlusts wird in den letzten Millionen Jahren seines Lebens während der Phase des asymptotischen Riesenastes (AGB) auftreten. Gleichzeitig wächst der Umlaufradius der Erde um die Sonne um den Faktor zwei (ebenso wie die äußeren Planeten). Unglücklicherweise für die Erde wird der Radius der Sonne auch ungefähr 2 au erreichen, so dass sie geröstet wird.

Es besteht die Möglichkeit, dass die verringerte Bindungsenergie und die erhöhte Exzentrizität der Erde und der äußeren Planeten zu dynamischen Instabilitäten führen, die zum Ausstoß des Planeten führen können. Dies hängt stark von der genauen Zeitabhängigkeit des späten, schweren Massenverlusts und der Ausrichtung oder auf andere Weise der Planeten zu diesem Zeitpunkt ab.

Lange Antwort:

Sterne mit einer Masse von weniger als etwa 8 Sonnenmassen beenden ihr Leben als weiße Zwerge auf einer Zeitskala, die mit abnehmender Anfangsmasse der Hauptsequenz zunimmt. Die gebildeten weißen Zwerge haben eine geringere Masse als ihre Vorläufer-Hauptsequenzsterne, da ein Großteil der ursprünglichen Masse eines Sterns durch Sternwinde (insbesondere während der thermisch pulsierenden asymptotischen Riesenastphase ) und den endgültigen Ausstoß eines planetarischen Nebels verloren geht. Somit spiegelt die aktuelle Verteilung der Massen der Weißen Zwerge, die Spitzenwerte zwischen und und eine Dispersion von , die Endzustände aller Hauptreihensterne mit wider.$0.6$$0.7 M_{\odot}$$\sim 0.2 M_{\odot}$$0.9 <M/M_{\odot}<8 M_{\odot}$, die zu Lebzeiten unserer Galaxie Zeit hatten, sich zu entwickeln und zu sterben.

Die zuverlässigsten Informationen über die Beziehung zwischen der anfänglichen Hauptsequenzmasse und der endgültigen Masse der Weißen Zwerge (die Beziehung zwischen der anfänglichen und der endgültigen Masse oder IFMR) stammen aus der Messung der Eigenschaften weißer Zwerge in Sternhaufen bekannten Alters. Die Spektroskopie führt zu einer Massenschätzung für den Weißen Zwerg. Die anfängliche Masse wird geschätzt, indem eine Hauptsequenz plus die Lebensdauer der Riesenäste aus der Differenz zwischen dem Alter des Sternhaufens und dem Abkühlungsalter des Weißen Zwergs berechnet wird. Stellare Modelle zeigen uns dann die Beziehung zwischen der Hauptsequenz plus der Lebensdauer des Riesen und der anfänglichen Hauptsequenzmasse, was zu einer IFMR führt.

Eine aktuelle Zusammenstellung von Kalirai (2013) ist unten dargestellt. Dies zeigt, dass ein Stern wie die Sonne, der mit einer Anfangsmasse von (oder vielleicht ein oder zwei Prozent mehr, da die Sonne bereits etwas Masse verloren hat) geboren wurde, sein Leben als weißer Zwerg mit . dh Die Sonne sollte bei Sternwinden und (möglicherweise) planetarem Nebelauswurf ungefähr 50% ihrer ursprünglichen Masse verlieren.$1M_{\odot}$$M = 0.53 \pm 0.03\ M_{\odot}$

Eine umfassende Beschreibung dessen, was mit Sonnensystemen passiert, wenn der Zentralstern zeitabhängig an Masse verliert, findet sich bei Adams et al. (2013) . Die einfachsten Fälle sind anfänglich Kreisbahnen, bei denen der Massenverlust auf viel längeren Zeitskalen als der Umlaufzeit stattfindet. Mit fortschreitendem Massenverlust steigt die Energie des Gravitationspotentials (wird weniger negativ) und somit nimmt die gesamte Orbitalenergie zu und die Umlaufbahn wird breiter. Grob gesagt ist eine Konstante, wobei der Umlaufradius ist, was eine einfache Folge der Erhaltung des Drehimpulses ist: Die Erde würde also in einer Umlaufbahn von 2 Au enden.$aM$$a$

Bei Vorhandensein einer Exzentrizität ungleich Null in der anfänglichen Umlaufbahn oder bei einem schnellen Massenverlust, wie er beispielsweise gegen Ende der AGB-Phase auftritt, werden die Dinge insgesamt unvorhersehbarer, wobei auch die Exzentrizität zunimmt wenn der Massenverlust fortschreitet. Dies wirkt sich negativ auf die dynamische Stabilität des gesamten (entwickelten) Sonnensystems aus und kann zum Ausstoß des Planeten führen. Je schneller der Massenverlust ist, desto unvorhersehbarer werden die Dinge.

Der Radius eines AGB-Sterns kann mit berechnet werden . Sterne an der Spitze des AGB-Zweigs haben Leuchtdichten von und , was zu wahrscheinlichen Radien von au führt. Es ist also sehr wahrscheinlich, dass die Erde, wenn sie nicht ausgeworfen wird oder ihre Umlaufbahn durch eine dynamische Instabilität nicht wesentlich verändert wird, wie die inneren Planeten in der äußeren Hülle des AGB-Sterns verschlingt und sich nach innen windet ...$L = 4\pi R^2 \sigma T_{eff}^{4}$$\sim 10^{4} L_{\odot}$$T_{eff} \simeq 2500\ K$$\sim 2$

Selbst wenn es diesem unmittelbaren Schicksal nur knapp entgeht, ist es sehr wahrscheinlich, dass die Gezeitendissipation schnell Energie aus der Umlaufbahn entzieht und die Erde sich in Richtung der Hülle der riesigen Sonne dreht ... mit dem gleichen Ergebnis.

Einfach gesagt, die Sonne wird sicherlich mindestens ein Viertel ihrer Masse verlieren. Dies liegt daran, dass der größte Teil der Masse der Sonne in ihrem Kern zentriert ist. Und da ein weißer Zwerg nur der Restkern eines Sterns ist. . . Oh, und bevor die Sonne ein weißer Zwerg wird, durchläuft sie die Phase des "roten Riesen", in der sie ungefähr die Größe der Marsbahn erreicht. Alle Planeten werden verbrennen oder aufhören zu umkreisen, und sie werden aufhören zu existieren, wenn die Nova der Sonne auftritt. Happy End . . .