Was genau passiert, wenn die Sonne die Hauptreihe verlässt? Ich weiß, dass es sich zweimal zu einem Roten Riesen ausdehnt, aber was genau passiert? Was ist der Zeitplan? [Duplikat]

Ich habe zahlreiche diesbezügliche Behauptungen gesehen, wobei einige behaupten, dass die Ausdehnung der Sonne von ihrem End-Hauptreihenradius bis zu ihrem maximalen Roten-Riesen-Radius über 1 Milliarde Jahre dauern wird, während andere behaupten, dass dies in zwei Phasen erfolgen wird (eine langsame Ausdehnung gefolgt von einer schnelleren über den gleichen Zeitraum (ich spreche nicht von den AGB, dies liegt innerhalb des anfänglichen RGB)) oder einer weitaus schnelleren Expansion, die 5 Millionen Jahre oder weniger umfasst. Darüber hinaus habe ich einige Behauptungen gesehen, dass der maximale Radius der Sonne während des RGB erreicht wird, während andere behaupten, dass dies innerhalb der AGB liegt (ungefähr das 256-fache des heutigen Werts oder 1,5 AE oder so, von dem, was ich ' habe gehört). Es war auch immer mein Verständnis, dass sich die Sonne in beiden Stadien kontinuierlich ausdehnen wird, erreicht seinen Höhepunkt kurz bevor es zum roten Klumpen zusammenbricht oder sich schließlich selbst zerstört, für RGB bzw. AGB. Aber ich habe einige Anspielungen gesehen, dass die Sonne ihren maximalen RGB-Radius erreichen und dann noch einige Zeit, etwa eine Milliarde Jahre, relativ statisch bleiben wird, bevor sie zu dem roten Klumpen zusammenbricht. Soweit ich das beurteilen kann, scheint niemand zu widersprechen, dass die AGB durch kontinuierliche Expansion gekennzeichnet ist, wobei wenig Zeit auf einem statischen Radius verbracht wird, wobei der maximale AGB-Radius erreicht wird, bevor der letzte Impuls die äußeren Schichten der Sonne vollständig zerstört und beginnt, sie hineinzuschleudern ein planetarischer Nebel. Ich habe auch widersprüchliche Dinge über das Schicksal der überlebenden Planeten gehört, wenn die Sonne schließlich stirbt. und bleiben dann für einige Zeit, etwa eine Milliarde Jahre, relativ statisch, bevor sie zu dem roten Klumpen zusammenbrechen. Soweit ich das beurteilen kann, scheint niemand zu widersprechen, dass die AGB durch kontinuierliche Expansion gekennzeichnet ist, wobei wenig Zeit auf einem statischen Radius verbracht wird, wobei der maximale AGB-Radius erreicht wird, bevor der letzte Impuls die äußeren Schichten der Sonne vollständig zerstört und beginnt, sie hineinzuschleudern ein planetarischer Nebel. Ich habe auch widersprüchliche Dinge über das Schicksal der überlebenden Planeten gehört, wenn die Sonne schließlich stirbt. und bleiben dann für einige Zeit, etwa eine Milliarde Jahre, relativ statisch, bevor sie zu dem roten Klumpen zusammenbrechen. Soweit ich das beurteilen kann, scheint niemand zu widersprechen, dass die AGB durch kontinuierliche Expansion gekennzeichnet ist, wobei wenig Zeit auf einem statischen Radius verbracht wird, wobei der maximale AGB-Radius erreicht wird, bevor der letzte Impuls die äußeren Schichten der Sonne vollständig zerstört und beginnt, sie hineinzuschleudern ein planetarischer Nebel. Ich habe auch widersprüchliche Dinge über das Schicksal der überlebenden Planeten gehört, wenn die Sonne schließlich stirbt. Der maximale AGB-Radius wird erreicht, bevor der letzte Impuls die äußeren Schichten der Sonne vollständig zerstört und beginnt, sie in einen planetarischen Nebel auszustoßen. Ich habe auch widersprüchliche Dinge über das Schicksal der überlebenden Planeten gehört, wenn die Sonne schließlich stirbt. Der maximale AGB-Radius wird erreicht, bevor der letzte Impuls die äußeren Schichten der Sonne vollständig zerstört und beginnt, sie in einen planetarischen Nebel auszustoßen. Ich habe auch widersprüchliche Dinge über das Schicksal der überlebenden Planeten gehört, wenn die Sonne schließlich stirbt.

Was lassen unsere neusten Modelle, Berechnungen und Beobachtungen vermuten? Wie schnell expandiert die Sonne zu einem Roten Riesen? In welcher Phase der Roten-Riesen-Phase wird der maximale Radius erreicht, der RGB oder der AGB? Wie hoch ist die Rate der Leuchtkraftzunahme und des Massenverlusts in beiden Stadien? Welche Planeten werden wahrscheinlich in welchen Stadien verschlungen werden; Werden alle drei bis zum AGB überleben, ist beispielsweise Merkur dazu bestimmt, im RGB zerstört zu werden, aber der Rest der inneren Planeten (außer Mars) wird bis zum AGB überleben, oder werden sie alle bis zum AGB überleben? Wird der Radius der Sonne während des RGB oder AGB für irgendeine Zeit statisch bleiben (ich weiß, dass er während des roten Klumpens konstant bleibt)? Wie groß werden Radius und Leuchtkraft der Sonne während des roten Klumpens sein? Wie lange gelten die AGB? In welcher Phase wird die maximale Leuchtkraft erreicht und wie hoch ist dieser Wert, auf die beste Genauigkeit? Wenn die Sonne sich schließlich selbst zerstört, was passiert mit den überlebenden Planeten, die nicht verschlungen wurden? Werden die überlebenden inneren Planeten (Mars und Erde, falls sie in dem unwahrscheinlichen Fall überleben) aufgrund ihrer Nähe durch dieses Ereignis zerstört? Werden andere um die Sonne kreisende Körper herausgeschleudert oder bewegen sie sich einfach weiter nach außen? Wie wahrscheinlich ist es, dass sich die vier Riesenplaneten in cthonische Planeten verwandeln? Ich würde davon ausgehen, dass es fast garantiert ist, dass der Kuipergürtel, die SD und die Oortsche Wolke entweder weitgehend zerstört werden (im Fall der KB, wenn man bedenkt, dass sie sich innerhalb der Schneegrenze der roten Riesensonne befinden und somit ihre flüchtigen Stoffe und Gase verlieren, aus denen a großen Prozentsatz seiner Masse) oder während der Roten-Riesen-Phase und der endgültigen Zerstörung der Sonne an den interstellaren Raum verloren?

Viele, viele Fragen, ich weiß. Ich möchte nur die neuesten Informationen wissen, die wir über das Schicksal der Sonne haben, da das Internet mit zweideutigen und alten Informationen verschmutzt zu sein scheint.

Ich denke, mein vorgeschlagenes Duplikat beantwortet die Hauptfrage hier. Ich weiß, dass es noch andere Fragen gibt ... Ich denke, das sollte aufgeteilt werden, eine Frage nach der anderen stellen.
Ich weiß, dass ich viele Fragen gestellt habe, aber ich hoffte auf eine Art „Timeline“-Antwort, vom Ende der Hauptsequenz bis zum planetarischen Nebel. Was Ihren vorgeschlagenen Thread betrifft, wird sich die Sonne, soweit ich das beurteilen kann, exponentiell ausdehnen, wobei der größte Teil der Expansion innerhalb von ein paar hundert Millionen Jahren stattfindet? In welchem ​​Fall bleibt die Sonne zu keinem Zeitpunkt ein statischer roter Riese?
@Cryoraptor Ich denke, Sie haben definitiv eine andere Frage als das vorgeschlagene Duplikat (können), aber das ist noch nicht klar. Sie können diese Frage mit "Ich habe Antworten gelesen auf ..." beginnen, aber hier möchte ich etwas anderes fragen. Ich suche nach einer Art Zeitleiste ; eine Grafik oder Tabelle oder ein Diagramm über die Zeit der vorhergesagten Eigenschaften der Sonne, wenn sie sich entwickelt." Wenn Sie möchten, können Sie die langen Absätze beibehalten, aber eine Überschrift hinzufügen, die lautet: "Dies sind die Arten von Fragen, über die ich nachdenke, und die Zeitachse wird es tun hoffentlich sprechen Sie zumindest einige von ihnen an.
@Cryoraptor, aber Ihre eigentliche Frage selbst, wie geschrieben (nicht nur wie in den Kommentaren darunter erläutert), sollte kurz, klar, deutlich gekennzeichnet und ziemlich gut eingeschränkt sein , damit klar ist, welche Antwort lauten sollte und wie sie sich von Antworten auf die vorgeschlagenen unterscheiden wird Duplikat. Danke!
@uhoh Ja, das ist nicht dieselbe Frage wie das Duplikat, da dies nur erklärt, wie schnell die Ausdehnung der Sonne während des RGB sein wird. Sie hätten Recht, wenn Sie sagen, dass ich hätte klarstellen sollen, dass ich eine Zeitlinie vom Ende der Hauptsequenz der Sonne (oder heute, beides wäre in Ordnung) bis zum planetarischen Nebel wollte. Ich wusste damals nicht, wie ich es wirklich aufschlüsseln sollte. Wenn ich eine neue Frage mit diesem Format posten muss, werde ich dies tun.
Ich möchte auch hinzufügen, dass eine meiner Hauptfragen war, ob die Sonne als Roter Riese für eine beliebige Zeit dynamisch stabil bleiben würde, nachdem sie einen Spitzenradius erreicht hatte, bevor sie zum Roten Klumpen kollabierte, oder ob die Phase des Roten Riesen rein instabil ist und die Der Spitzenradius wird kurz vor dem roten Klumpen oder dem planetarischen Nebel erreicht. Ich habe es immer als Letzteres verstanden, aber ich habe einige widersprüchliche Informationen gesehen, die auf Ersteres hindeuten. Daher erstmal die Frage.
Eine Frage nach der anderen in Stack Exchange

Antworten (1)

Ich habe ein forschungstaugliches Tool verwendet , um einen sehr vereinfachten und definitiv nicht forschungstauglichen Lauf der Entwicklung eines ungefähr sonnenähnlichen Sterns ungefähr von der Geburt bis zu seiner Abkühlungssequenz für weiße Zwerge zu berechnen. Ich betreibe nicht oft Modelle für den White-Dwarf-Cooling-Zweig, daher sind einige meiner Parameterauswahlen wahrscheinlich schlecht, aber abgesehen von all diesen Vorbehalten ist dies eine Grundlage, auf der viele Ihrer Fragen diskutiert werden können.

Hier ist eine Momentaufnahme des Radius vom Anfang bis etwas mehr als das Alter des Universums und ein Zoom auf das Zeug um 12 Gyr. Die wichtigsten Dinge, die Sie hier sehen können, sind, dass die meiste Zeit für die Hauptsequenz aufgewendet wird, gefolgt von einer kurzen Unterriesenphase und den verschiedenen Phasen der Entwicklung im Rot. Der Einbruch um 12,2 Gyr ist der „Red Giant Bump“, der etwas kompliziert zu erklären ist. Die konvektive Hülle wächst während des ersten Teils des Roten-Riesen-Zweigs an Masse nach innen, bevor sie sich zurückzieht, was eine Diskontinuität in der Zusammensetzung hinterlässt. Wenn die wasserstoffbrennende Hülle diese Diskontinuität erreicht, gibt es eine kurze Anpassung in der Struktur des Sterns, die sich als Kontraktion manifestiert. (Siehe Abb. 10.5 im Vorlesungsskript von Onno Pols .)Überblick RGB und AGB

Der größte Radius wird an der Spitze des Aufstiegs des ersten Riesenasts erreicht und ist mit etwa 185 Sonnenradien (0,86 AE) nicht ganz so groß wie die Erdumlaufbahn. Die ungefähr konstante Radiusphase, die ungefähr 0,1 Gyr um 12,3 Gyr dauert, ist das Brennen von Helium im Kern, das wir als rote Klumpen beobachten würden.

Aber dies ist nur ein sonnenähnliches Modell : Ich habe einen anfänglichen Wasserstoff-Massenanteil von 70 % und einen Helium-Massenanteil von 28 % verwendet, was zwar nicht verrückt, aber nicht ganz richtig ist. Ich habe das Modell auch nicht kalibriert, um die Leuchtkraft und den Radius der Sonne in dem Alter zu reproduzieren, das von Radioisotopen bekannt ist (ich bin um ein paar Prozent daneben). Trotzdem haben die Modelle einen freien Parameter zur Definition der Konvektionseffizienz, dessen Wert hauptsächlich den Radius des Modells ändert und der im Laufe des Lebens des Sterns vernünftigerweise etwas variieren könnte. Da ist also auch eine gewisse Ungewissheit.

Die größte Unsicherheit, die ich erwarte, liegt jedoch in der Geschwindigkeit, mit der das Modell durch seinen Wind an Masse verliert. Ich habe einige nicht verrückte Werte eingeworfen, die wahrscheinlich etwas zu hoch sind. Das Modell begann mit der Kernheliumverbrennung mit einer Gesamtmasse von nur etwa 0,52 Sonnenmassen, während dieselben Vorlesungsunterlagen 0,7 Sonnenmassen haben. Die Heliumverbrennung im Kern ist wahrscheinlich nicht allzu weit entfernt¹, aber die Entwicklung danach ist fraglich. Ich erhebe daher keinen Anspruch darauf, zu beantworten, ob das Modell einen größeren maximalen Umfang der AGB erreicht oder nicht. Wenn es einen schwächeren Wind als meine Parameter hat, wäre ich nicht überrascht, wenn es etwas größer ist als die ~60 Sonnenradien meines Modells. Dies könnte erklären, warum Sie widersprüchliche Zahlen gesehen haben.

Die endgültige Expansion ist das, was wir mit der Phase des planetarischen Nebels assoziieren, obwohl mein Modell keine thermischen Impulse auf dem AGB durchlaufen hat, wahrscheinlich wegen meiner aggressiven Massenverlustparameter.

¹ Für Experten sage ich das, weil die Hülle groß und kühl bleibt und eine normale heliumverbrennende Hülle nach der Heliumverbrennung im Kern zu beginnen scheint.

Dies entspricht dem bekannten Artikel von Schroder & Connon-Smith (2008) academic.oup.com/mnras/article/386/1/155/977315 und widerspricht und korrigiert definitiv eine Menge Pop-Sci-Unsinn (z astronomy.com/magazine/ask-astro/2020/09/… ). Insbesondere, dass die Phase des Roten Riesen in mehr als 7 Milliarden Jahren stattfindet und es scheint, dass die Sonne im ersten Ast des Roten Riesen eine maximale Größe erreichen wird, nicht im asymptotischen Riesenast. Aber viel hängt von der Masse-Verlust-Rezeptur ab.
Danke für diese fundierte Antwort. Obwohl mir bewusst ist, wie übertrieben die Popwissenschaft ist, hatte ich keine Ahnung, dass die Lebensdauer der Sonne so schrecklich unterschätzt wurde, besonders wenn man bedenkt, was zahlreiche Wikipedia-Artikel zu diesem Thema sagen; Ich würde nicht erwarten, dass Wikipedia ganz genau ist, aber ich würde auch nicht mit einem so großen Fehler der Marge rechnen. Hätte jemand mehr Quellen zu diesem Thema, die dieses ~11,5-Gy-Hauptsequenzmodell unterstützen könnten?
zB Sackmann et al. (1993) ui.adsabs.harvard.edu/abs/1993ApJ...418..457S/abstract (siehe Abb. 4) @Cryoraptor zusätzlich zu dem Artikel, auf den ich in meinem ersten Kommentar verwiesen habe.
Meiner Erfahrung nach hängt es ein wenig davon ab, welche Nummer genau angegeben wird. In meinen Fachdiskussionen sprechen wir normalerweise über das Ende der Hauptreihe, wenn der Wasserstoff im Zentrum des Sterns erschöpft ist. Das ist schon etwas vage – dieses Modell erreicht null zentralen Wasserstoff bei 11 Gyr, aber es ist nur 2 × 10 − 7 bei 10 Gyr – aber näher an der üblicherweise zitierten „10 Gyr“-Lebensdauer. Dies könnte eine Quelle der Verwirrung sein.
Was genau passiert, wenn die Sonne die Hauptreihe verlässt? Ich weiß, dass es sich zweimal zu einem Roten Riesen ausdehnt, aber was genau passiert? Was ist der Zeitplan? [Duplikat]
AntwortenHierDatenschutz-Bestimmungen1y, 0v