Was wären die Auswirkungen auf einen Planeten, der einen abstürzenden Roten Riesen umkreist?

Atmosphärenverlust

Wie Sie in Ihrer Frage angedeutet haben, beginnt ein sonnenähnlicher Stern, sobald er die Hauptreihe verlässt, durch einen starken Sternwind, einen Strom geladener Teilchen, der von Photonen angetrieben wird, an Masse zu verlieren. Seit einigen hundert Millionen Jahren ist er ein wahrer roter Riese, der sich ein wenig ausdehnt und eine Leuchtkraft von einigen tausend Sonnenleuchtkräften erreicht. Nachdem er einige Zeit auf dem horizontalen Ast verbracht hat, wo seine Leuchtkraft konstant ist, steigt er den asymptotischen Riesenast oder AGB hinauf und bleibt dort etwa 100.000 Jahre; es wird dann ein planetarischer Nebel.

Der Wind sollte während der AGB-Phase am stärksten sein, aber er ist auch signifikant, während der Stern auf dem roten Riesenast steht. Wenn wir bestimmte Annahmen über die Struktur des Windes treffen, können wir die Ablationsrate für einen Planeten berechnen – wie schnell er Material verliert. Ein altes Papier, das dies tut, ist Soker 1999 , das ich in einer Antwort auf eine verwandte Frage verwendet habe . Es ist hauptsächlich in der planetarischen Nebelphase des Lebens eines Sterns anwendbar. Ein Planet, der den Stern umkreist, verliert an Masse mit einer Rate von ¹

$$\dot{M}=1.05\times10^{-11}\left(\frac{L_*}{5000L_{\odot}}\right)^{1/2}\left(\frac{R_p}{3\times10^4\text{ km}}\right)^{3/2}\left(\frac{a}{20\text{ AU}}\right)^{-1}M_J\text{ yr}^{-1}$$ Wo$L_*$ist die Leuchtkraft des Sterns,$R_p$ist der Radius des Planeten, und$a$ist seine große Halbachse.

Diese Beziehung gilt nur für Sterne mit Temperaturen von$\sim10^5\text{ K}$, und da die Beziehung zwischen der Anzahl der pro Sekunde emittierten Photonen (ungefähr) umgekehrt proportional zur Temperatur des Sterns ist. ² Daher für einen AGB-Stern oder Roten Riesen mit$T\simeq3000\text{ K}$, sollte der Koeffizient stattdessen sein$3.15\times10^{-13}$.

Nehmen wir den Fall eines erdähnlichen Planeten mit Radius$R_P\simeq6300\text{ km}$. Wir können dann die Massenverlustraten (und den gesamten Massenverlust) für den Planeten während verschiedener Lebensphasen des Sterns berechnen.

• Während der Phase des Roten Riesen für einen sonnenähnlichen Stern,$L_*\simeq2000L_{\odot}$; die Phase dauert etwa 600 Millionen Jahre. Damit der Planet die nachfolgende Evolution überlebt, kann es wünschenswert sein, ihn weit draußen zu haben - sagen wir,$30\text{ AU}$. Dann$\dot{M}\approx1.3\times10^{-14}M_J\text{ yr}^{-1}$, und die verlorene Gesamtmasse sollte 0,2% der Erdmasse betragen. Ich verwende 30 AE, weil ein Planet wie der, von dem Sie sprechen – bewohnbar wie die Erde, während sich der Stern auf der Hauptreihe befindet – ein starkes Risiko besteht, verschlungen zu werden, wenn sich der Stern ausdehnt.
• Während der AGB-Phase$L\simeq10000L_{\odot}$, aber diese Phase dauert nur 100.000 Jahre. Dann$\dot{M}\approx2.91\times10^{-14}M_J\text{ yr}^{-1}$, und die verlorene Gesamtmasse sollte sein$9.25\times10^{-7}$Erdmassen - etwa das 1,1-fache der Masse der Erdatmosphäre.

Ich denke, die Massenverlustraten für die Erde in der Phase des Roten Riesen sind tatsächlich sehr, sehr optimistisch, selbst für einen Planeten bei 30 AE. Die AGB-Massenverlustraten sind jedoch viel realistischer, und selbst wenn wir den Massenverlust während der Phase des Roten Riesen außer Acht lassen, ist es sehr wahrscheinlich, dass er bis zum Ende der AGB-Phase vollständig abgebaut wird. Jeder Planet, der sich zuvor in der bewohnbaren Zone des Sterns auf der Hauptreihe befand, wird mit Sicherheit seine Atmosphäre verloren haben.

Oberflächentemperatur

Rote Riesen und AGB-Sterne sind extrem groß und erreichen Größen von 100 bis 200 Sonnenradien. Obwohl sie nur etwa halb so heiß sind wie die Sonne, sind sie aufgrund ihrer großen Oberfläche viel leuchtender. Deshalb hat es das Leben auf einem Planeten, der einen Roten Riesen umkreist, schwer . Wenn die Sonne zu einem Roten Riesen wird, wird das Leben auf der Erde, wie wir es kennen, nicht überleben können. Auf weiter entfernten Planeten könnte dies jedoch möglich sein.

Paradoxerweise liegt der Bereich der Umlaufbahnen, in denen ein Planet das atmosphärische Abstreifen überleben könnte (z. B. 30 AE nach außen), für die überwiegende Mehrheit der Fälle außerhalb der habitablen Zone des Sterns spät im Leben eines Sterns. Die bewohnbare Zone sollte etwa 5 - 10 AE betragen, aber Planeten dort würden wahrscheinlich während der AGB-Phase ihre Atmosphäre verlieren. Es ist möglich, dass auf dem Roten-Riesen-Zweig selbst Planeten bewohnbar sind und in der Lage sind, ihre Atmosphären bei diesen Umlaufradien beizubehalten. Ich nehme an, es gibt nur einen engen Bereich von Umlaufbahnen, in denen dies wahrscheinlich ist.

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¹ Die Formel ist in Jupitermassen/Jahr angegeben, weil diese Veröffentlichung aus dem Jahr 1999 stammt, als die überwiegende Mehrheit der Exoplaneten, von denen wir wussten, aufgrund von Beobachtungsfehlern massive Gasriesen waren.

² Für einen Stern der Temperatur$T$, sagt uns das Wiensche Gesetz , dass die Wellenlänge der Spitzenemission ist$\lambda=b/T$, Wo$b$ist Wiens Konstante. Die Energie pro Photon ist$E=hc/\lambda$, Wo$c$Und$h$sind die Lichtgeschwindigkeit und die Plancksche Konstante, und so ist die Anzahl der Photonen pro Sekunde gerecht

$$N_*=\frac{L_*}{E}=\frac{L_*}{hc/\lambda}=\frac{L_*}{hc}\frac{b}{T}=\frac{L_*b}{hc}\frac{1}{T}$$ Es stellt sich heraus, dass, wie Soker sagt, z$T\sim10^5\text{ K}$, dies skaliert als $$N_*\approx2\times10^{47}\left(\frac{L_*}{5000L_{\odot}}\right)\text{ s}^{-1}$$ aber für$T\simeq3000\text{ K}$, liegt die Proportionalitätskonstante etwa zwei Größenordnungen niedriger.