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

Kurze Antwort:

Auf dem Weg zum Weißen Zwerg verliert die Sonne etwa die Hälfte ihrer Masse. Der größte Teil dieses Massenverlusts wird in den letzten paar Millionen Jahren seines Lebens während der Asymptotic Giant Branch (AGB)-Phase 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 etwa 2 AE erreichen, also wird es geröstet.

Es besteht die Möglichkeit, dass die verringerte Bindungsenergie und die erhöhte Exzentrizität der Erde und der äußeren Planeten zu dynamischen Instabilitäten führen, die zu einem planetaren Auswurf führen könnten. Dies ist stark abhängig von der genauen Zeitabhängigkeit des späten, starken Massenverlustes und der damaligen Ausrichtung oder sonstigen Ausrichtung der Planeten.

Lange Antwort:

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

Die zuverlässigsten Informationen, die wir über die Beziehung zwischen der anfänglichen Hauptreihenmasse und der endgültigen Masse des Weißen Zwergs haben (die Anfangs-End-Massenbeziehung oder IFMR), stammen aus der Messung der Eigenschaften von Weißen Zwergen in Sternhaufen bekannten Alters. Die Spektroskopie führt zu einer Massenschätzung für den Weißen Zwerg. Die Anfangsmasse wird abgeschätzt, indem aus der Differenz zwischen dem Alter des Sternhaufens und dem Abkühlungsalter des Weißen Zwergs eine Hauptreihen- plus Riesenastlebensdauer berechnet wird. Sternmodelle sagen uns dann die Beziehung zwischen Hauptsequenz plus Riesenlebensdauer und der anfänglichen Hauptsequenzmasse, was zu einem IFMR führt.

Eine aktuelle Zusammenstellung von Kalirai (2013) ist unten gezeigt. Dies zeigt, dass ein Stern wie die Sonne mit einer Anfangsmasse von geboren wurde$1M_{\odot}$(oder vielleicht ein oder zwei Prozent mehr, da die Sonne bereits an Masse verloren hat), endet ihr Leben als Weißer Zwerg mit$M = 0.53 \pm 0.03\ M_{\odot}$. dh die Sonne sollte etwa 50 % ihrer ursprünglichen Masse durch Sternwinde und (möglicherweise) Auswurf planetarischer Nebel verlieren.

Eine umfassende Behandlung dessen, was mit Sonnensystemen passiert, wenn der Zentralstern zeitabhängig an Masse verliert, findet sich in Adams et al. (2013) . Die einfachsten Fälle sind zunächst Kreisbahnen, bei denen der Massenverlust auf viel längeren Zeitskalen als der Umlaufzeit stattfindet. Mit fortschreitendem Massenverlust steigt die potenzielle Gravitationsenergie (wird weniger negativ) und somit steigt die Gesamtbahnenergie und die Umlaufbahn wird breiter. Grob gesprochen,$aM$ist eine Konstante, wo$a$ist der Bahnradius, der eine einfache Folge der Erhaltung des Drehimpulses ist: Die Erde würde also in einer Umlaufbahn von 2 au landen.

Bei einer Exzentrizität ungleich Null in der Anfangsbahn oder bei schnellem Massenverlust, wie er gegen Ende der AGB-Phase auftritt, werden die Dinge jedoch insgesamt unvorhersehbarer, wobei auch die Exzentrizität zunimmt wenn der Massenverlust fortschreitet. Dies hat einen Dominoeffekt, wenn man die dynamische Stabilität des gesamten (entwickelten) Sonnensystems betrachtet, und kann zu einem planetaren Auswurf führen. Je schneller der Massenverlust, desto unvorhersehbarer werden die Dinge.

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

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

Nun, einfach gesagt, die Sonne wird sicherlich mindestens ein Viertel ihrer ursprünglichen Masse verlieren. Das liegt daran, dass der größte Teil der Masse der Sonne in ihrem Kern zentriert ist. Und da ein Weißer Zwerg nur der Überrest eines Sterns ist. Oh, und bevor die Sonne zu einem Weißen Zwerg wird, durchläuft sie die Phase des „Roten Riesen“, in der sie fast auf die Größe der Umlaufbahn des Mars anwächst. Alle Planeten werden entweder in die expandierende Sonne gesaugt, verlassen das Sonnensystem oder werden verdampft, wenn die Nova der Sonne auftritt.