Quanta massa o Sol terá quando se tornar uma anã branca?

Em 4 bilhões de anos, quando o Sol derramar todas as suas camadas externas de gás e se transformar em uma anã branca, quanta massa a anã branca terá em comparação com a que o sol tem hoje?

Os planetas ainda orbitarão da mesma maneira, ou a massa reduzida fará com que as trajetórias dos planetas mudem, de modo que acabem saindo do sistema solar?

Resposta curta:

O Sol perderá cerca de metade de sua massa a caminho de se tornar uma anã branca. A maior parte dessa perda de massa ocorrerá nos últimos milhões de anos de vida, durante a fase Ramo Gigante Assintótico (AGB). Ao mesmo tempo, o raio orbital da Terra ao redor do Sol crescerá por um fator de dois (assim como os planetas externos). Infelizmente para a Terra, o raio do Sol também chegará a cerca de 2 au, portanto será brindado.

Existe a possibilidade de que a diminuição da energia de ligação e o aumento da excentricidade da Terra e dos planetas exteriores levem a instabilidades dinâmicas que podem levar à ejeção planetária. Isso depende muito da dependência exata do tempo da perda de massa pesada e tardia e do alinhamento ou não dos planetas na época.

Resposta longa:

Estrelas com massa menor que cerca de 8 massas solares terminarão suas vidas como anãs brancas em uma escala de tempo que aumenta à medida que a massa inicial da sequência principal diminui. As anãs brancas que são formadas são de massa menor do que as estrelas principais da sequência progenitora, porque grande parte da massa inicial de uma estrela é perdida por ventos estelares (particularmente durante a fase de ramificação gigante assintótica termicamente pulsante ) e pela ejeção final de uma nebulosa planetária. Assim, a distribuição atual de massas de anã branca, que atinge um pico entre e e com uma dispersão de , reflete os estados finais de todas as estrelas principais de seqüência com$0.6$$0.7 M_{\odot}$$\sim 0.2 M_{\odot}$$0.9 <M/M_{\odot}<8 M_{\odot}$, que tiveram tempo de evoluir e morrer durante a vida de nossa galáxia.

A informação mais confiável que temos sobre a relação entre a massa inicial da sequência principal e a massa final da anã branca (a relação de massa inicial-final ou IFMR) vem da medição das propriedades das anãs brancas em aglomerados de estrelas da idade conhecida. A espectroscopia leva a uma estimativa de massa para a anã branca. A massa inicial é estimada calculando-se uma sequência principal mais a vida útil dos galhos gigantes a partir da diferença entre a idade do aglomerado de estrelas e a idade de resfriamento da anã branca. Modelos estelares nos dizem a relação entre a sequência principal mais a vida útil gigante e a massa inicial da sequência principal, levando a um IFMR.

Uma compilação recente de Kalirai (2013) é mostrada abaixo. Isso mostra que uma estrela como o Sol, nascida com uma massa inicial de (ou talvez um por cento ou dois a mais, já que o Sol já perdeu alguma massa), termina sua vida como uma anã branca com . isto é, o Sol deve perder aproximadamente 50% de sua massa inicial em ventos estelares e (possivelmente) ejeção de nebulosas planetárias.$1M_{\odot}$$M = 0.53 \pm 0.03\ M_{\odot}$

Um tratamento abrangente do que acontece aos sistemas solares quando a estrela central perde massa de maneira dependente do tempo é apresentado em Adams et al. (2013) . Os casos mais simples são inicialmente órbitas circulares, onde a perda de massa ocorre em escalas de tempo muito maiores que o período orbital. À medida que a perda de massa prossegue, a energia potencial gravitacional aumenta (se torna menos negativa) e, portanto, a energia orbital total aumenta e a órbita se amplia. Grosso modo, é uma constante, onde é o raio orbital, que é uma simples conseqüência da conservação do momento angular: então a Terra terminaria em uma órbita de 2 au.$aM$$a$

No entanto, na presença de uma excentricidade diferente de zero na órbita inicial, ou no caso de rápida perda de massa, como a que ocorre no final da fase AGB, as coisas se tornam totalmente mais imprevisíveis, com a excentricidade também aumentando à medida que a perda de massa prossegue. Isso tem um efeito indireto ao considerar a estabilidade dinâmica de todo o sistema solar (evoluído) e pode resultar em ejeção planetária. Quanto mais rápida a perda de massa, mais coisas imprevisíveis ficam.

O raio de uma estrela AGB pode ser calculado usando . Estrelas na ponta do ramo AGB têm luminosidades de e , levando a raios prováveis ​​de au. Portanto, é bem provável que, a menos que a Terra seja ejetada ou tenha sua órbita significativamente modificada por alguma instabilidade dinâmica que, como os planetas internos, acabe engolida no enevelopo externo da estrela AGB e espirale para dentro ...$L = 4\pi R^2 \sigma T_{eff}^{4}$$\sim 10^{4} L_{\odot}$$T_{eff} \simeq 2500\ K$$\sim 2$

Mesmo que ele escape por pouco deste destino imediato, é bem provável que a dissipação das marés extraia rapidamente energia da órbita e a Terra espirale em direção ao envelope do Sol gigante ... com o mesmo resultado.

Bem, simplificando, o Sol certamente perderá pelo menos um quarto de sua massa. Isso ocorre porque a maior parte da massa do Sol está centralizada em seu núcleo. E já que uma anã branca é apenas o núcleo remanescente de uma estrela. . . Ah, e antes que o Sol se torne uma anã branca, ele passa pela fase "gigante vermelha", onde cresce para aproximadamente o tamanho da órbita de Marte. Todos os planetas irão queimar ou parar de orbitar e deixarão de existir quando ocorrer a nova do Sol. Final feliz . . .