The Red Giant Phase: Fate of the Inner Planets

Fáze rudého obra: osud vnitřních planet

Možné pohlcení Merkuru a Venuše a nejisté vyhlídky pro Zemi

Život za hranicí hlavní posloupnosti

Hvězdy jako naše Slunce tráví většinu svého života na hlavní posloupnosti, kde ve svých jádrech slučují vodík. Pro Slunce tato stabilní doba trvá přibližně 10 miliard let, z nichž uplynulo asi 4,57 miliardy let. Jakmile však dojde k vyčerpání vodíku v jádru hvězdy o přibližné hmotnosti jednoho slunečního hmotnosti, hvězdná evoluce nabírá dramatický obrat—zapálí se vodíkové spalování v obálce a hvězda přejde do fáze červeného obra. Poloměr hvězdy se může zvětšit desítky až stovkykrát, což výrazně zvýší jasnost a změní podmínky pro jakékoli blízké planety.

V sluneční soustavě by mohly být Merkur, Venuše a možná i Země přímo ovlivněny tímto rozpínáním, což by mohlo vést k jejich zničení nebo vážné přeměně. Fáze červeného obra je proto klíčová pro pochopení konečného osudu vnitřních planet. Níže zkoumáme, jak se mění vnitřní struktura Slunce, jak a proč se zvětšuje do velikosti červeného obra a co to znamená pro oběžné dráhy, klima a přežití Merkuru, Venuše a Země.

2. Evoluce po hlavní posloupnosti: Hoření vodíkové vrstvy

2.1 Vyčerpání vodíku v jádře

Po přibližně dalších 5 miliardách let fúze vodíku v jádře se zásoba vodíku v jádře Slunce stane nedostatečnou pro udržení stabilní fúze ve středu. V tomto okamžiku:

  1. Kontrakce jádra: Helium bohaté jádro se pod vlivem gravitace smršťuje a dále se zahřívá.
  2. Hoření vodíkové vrstvy: Vrstva stále dostatečného množství vodíku mimo jádro se za těchto vysokých teplot zapaluje a pokračuje ve výrobě energie.
  3. Expanze obalu: Zvýšený energetický výstup z vrstvy tlačí vnější obal Slunce ven, což způsobuje výrazné zvětšení poloměru a pokles povrchové teploty („červená“ barva).

Tyto procesy označují začátek fáze větve červeného obra (RGB), kdy se jasnost Slunce výrazně zvyšuje (až na několik tisíc násobků současné úrovně), i když jeho povrchová teplota klesá z přibližně 5 800 K na chladnější „červený“ rozsah [1], [2].

2.2 Časové škály a růst poloměru

Větev červeného obra obvykle trvá několik stovek milionů let u hvězdy o hmotnosti jednoho Slunce — podstatně méně než doba hlavní posloupnosti. Modelování naznačuje, že poloměr Slunce by se mohl zvětšit na ~100–200násobek své současné velikosti (~0,5–1,0 AU). Přesný maximální poloměr závisí na detailech ztráty hmoty hvězdou a načasování zapálení helia v jádře.

3. Scénáře pohlcení: Merkur a Venuše

3.1 Přílivové interakce a ztráta hmoty

Jak se Slunce rozšiřuje, začíná ztráta hmoty prostřednictvím hvězdných větrů. Mezitím vstupují do hry přílivové interakce mezi zvětšeným slunečním obalem a vnitřními planetami. Možné výsledky jsou úpadek oběžné dráhy nebo její rozšíření: ztráta hmoty může způsobit posun oběžných drah ven, ale přílivy mohou také táhnout planety dovnitř, pokud spadnou do rozšířeného obalu. Prolínání těchto dvou efektů je jemné:

  • Ztráta hmoty: Snižuje gravitační tah Slunce, což může umožnit rozšíření oběžných drah.
  • Přílivový tah: Pokud planeta pronikne do rozšířené atmosféry červeného obra, tření ji táhne dovnitř, což pravděpodobně vede ke spirálovitému pohybu dovnitř a nakonec k pohlcení.

3.2 Osud Merkuru

Merkur, který je nejblíže ve vzdálenosti 0,39 AU, je téměř jisté, že bude pohlcen během expanze červeného obra. Většina solárních modelů naznačuje, že fotosférický poloměr v pozdní fázi červeného obra může dosáhnout nebo překročit oběžnou dráhu Merkuru a přílivové interakce by pravděpodobně dále zhoršily oběžnou dráhu Merkuru, čímž by ho donutily vstoupit do slunečního obalu. Tato malá planeta (hmotnost ~5,5 % Země) postrádá setrvačnost, aby odolala tahovým silám hvězdy v hluboké rozšířené atmosféře [3], [4].

3.3 Venuše: Pravděpodobně pohlcena

Venuše obíhá ve vzdálenosti ~0,72 AU. Mnoho evolučních modelů rovněž předpokládá, že Venuše bude pohlcena. Ačkoliv ztráta hmoty hvězdy může mírně posunout oběžné dráhy ven, tento efekt nemusí stačit k záchraně planety na 0,72 AU, zvláště vzhledem k tomu, jak velký může být poloměr červeného obra (~1 AU nebo více). Slapové interakce by pravděpodobně způsobily spirálový pohyb Venuše dovnitř, což by vyústilo v její konečné zničení. I kdyby nebyla úplně pohlcena, planeta by byla nejlépe sterilizována horkem.

4. Nejistý osud Země

4.1 Poloměr červeného obra vs. oběžná dráha Země

Země na 1,00 AU leží blízko nebo mírně za typickými odhady maximálního poloměru červeného obra. Některé modely naznačují, že vnější vrstvy Slunce by se mohly rozšířit právě za oběžnou dráhu Země—1,0–1,2 AU. Pokud ano, Země by byla ve vysokém riziku částečného nebo úplného pohlcení. Nicméně existují složitosti:

  • Ztráta hmoty: Pokud Slunce ztratí významnou část hmoty (~20–30 % původní), oběžná dráha Země by se mohla během této doby rozšířit na ~1,2–1,3 AU.
  • Slapové interakce: Pokud Země vstoupí do vnější fotosféry, tření může převážit nad expanzí oběžné dráhy směrem ven.
  • Detailní fyzika obalu: Hustota obalu hvězdy na ~1 AU může být nízká, ale nemusí být nutně zanedbatelná.

Scénář přežití Země tedy závisí na soupeřících faktorech ztráty hmoty (která podporuje pohyb na vnější oběžnou dráhu) a slapového tření (které ji táhne dovnitř). Některé simulace naznačují, že Země by mohla zůstat mimo povrch červeného obra, ale být přehřátá. Jiné ukazují pohlcení vedoucí ke zničení Země. [3], [5].

4.2 Podmínky, pokud Země unikne pohlcení

I kdyby Země fyzicky unikla úplnému zničení, podmínky na povrchu Země se stanou neobyvatelnými dlouho před vrcholem červeného obra. Jak Slunce zesílí, teploty na povrchu prudce vzrostou, oceány se odpaří a nastane nekontrolovatelný skleníkový efekt. Jakákoliv zbývající kůra po fázi červeného obra může být odtržena nebo rozsáhle roztavena, což zanechá pustou nebo částečně odpařenou planetu. Navíc intenzivní sluneční vítr z červeného obra by mohl erodovat atmosféru Země.

5. Spalování helia a dále: AGB, planetární mlhovina, bílý trpaslík

5.1 Helium Flash a Horizontální větev

Nakonec, v jádru červeného obra teploty dosahují přibližně 100 milionů K, což zapaluje heliové slučování (proces triple-alfa), někdy v "heliovém záblesku", pokud je jádro elektronově degenerované. Hvězda se pak přizpůsobí na o něco menší poloměr obalu ve fázi "spalování helia". Tento přechod je relativně krátký (~10–100 milionů let). Mezitím by jakákoliv přežívající vnitřní planeta zažívala spalující jasnost po celou dobu.

5.2 AGB: Asymptotická větev obrů

Po vyčerpání centrálního helia vstupuje hvězda do AGB, s hořením helia a vodíku v soustředných vrstvách kolem uhlíko-kyslíkového jádra. Obal se dále rozšiřuje a termální pulzy způsobují vysoké ztráty hmoty, tvoří obrovský, řídký obal. Tato pozdní fáze je pomíjivá (několik milionů let). Planetární pozůstatky (pokud existují) zažívají silný odpor hvězdného větru, což dále komplikuje stabilitu oběžných drah.

5.3 Tvorba planetární mlhoviny

Vystřelené vnější vrstvy, ionizované intenzivním UV zářením z horkého jádra, tvoří planetární mlhovinu — pomíjivou zářící obálku. Během desítek tisíc let se mlhovina rozptýlí do vesmíru. Pozorovatelé je vidí jako prstencové nebo bublinové zářivé mlhoviny kolem centrálních hvězd. Nakonec se konečná fáze hvězdy projeví jako bílý trpaslík, jakmile mlhovina vyhasne.

6. Pozůstatek bílého trpaslíka

6.1 Degenerace jádra a složení

Po fázi AGB zůstává husté jádro jako bílý trpaslík, složený převážně z uhlíku a kyslíku u hvězdy o hmotnosti ~1 Slunce. Podporuje ho degenerace elektronů, další fúze neprobíhá. Typická hmotnost bílého trpaslíka je ~0,5–0,7 M☉. Poloměr objektu je podobný Zemi (~6 000–8 000 km). Teploty začínají extrémně vysoké (desítky tisíc K), postupně ochlazují během miliard let [5], [6].

6.2 Ochlazování v průběhu kosmického času

Bílý trpaslík vyzařuje zbytkovou tepelnou energii. Během desítek či stovek miliard let slábne a nakonec se stává téměř neviditelným „černým trpaslíkem“. Časová škála tohoto ochlazování je extrémně dlouhá, přesahující současný věk vesmíru. V tomto konečném stavu je hvězda neaktivní — žádná fúze, jen studený uhlík uprostřed kosmické temnoty.

7. Shrnutí časových škál

  1. Hlavní posloupnost: Celkem ~10 miliard let pro hvězdu o hmotnosti Slunce. Slunce je staré ~4,57 miliardy let, zbývá ~5,5 miliardy.
  2. Fáze rudého obra: Trvá ~1–2 miliardy let, zahrnuje spalování vodíkové vrstvy, heliový záblesk.
  3. Hoření helia: Kratší stabilní fáze, možná několik stovek milionů let.
  4. AGB: Termální pulzy, silná ztráta hmoty, trvající několik milionů let nebo méně.
  5. Planetární mlhovina: ~desítky tisíc let.
  6. Bílý trpaslík: Neomezené ochlazování po eony, nakonec vyhasne na černého trpaslíka, pokud je mu dáno dostatek kosmického času.

8. Důsledky pro Sluneční soustavu a Zemi

8.1 Vyhlídky na ztmavení

Během ~1–2 miliard let by ~10% zvýšení jasnosti Slunce mohlo odpařit oceány a biosféru Země prostřednictvím nekontrolovatelného skleníkového efektu ještě před fází rudého obra. Na geologických časových škálách je obyvatelnost Země omezena slunečním zesvětlením. Potenciální strategie pro hypotetický život nebo technologii v daleké budoucnosti by se mohly točit kolem planetární migrace nebo hvězdného zvedání (čistá spekulace) k zmírnění těchto změn.

8.2 Vnější sluneční soustava

Jak hmotnost Slunce klesá během výtrysků větru AGB, gravitační přitažlivost slábne. Vnější planety se mohou posunout ven, oběžné dráhy mohou být nestabilní nebo široce rozestoupené. Některé trpasličí planety nebo komety mohou být rozptýleny. Nakonec může mít konečný systém bílého trpaslíka několik pozůstatků vnějších planet nebo žádné, v závislosti na tom, jak probíhá ztráta hmoty a přílivové síly.

9. Pozorovací analogie

9.1 Červení obři a planetární mlhoviny v Mléčné dráze

Astronomové pozorují červené obry a AGB hvězdy (Arcturus, Mira) a planetární mlhoviny (Prstencová mlhovina, Helix) jako náhledy na budoucí proměny Slunce. Tyto hvězdy poskytují data v reálném čase o procesech rozpínání obálky, tepelných pulzech a tvorbě prachu. Korelací hmotnosti hvězdy, metalicity a evoluční fáze potvrzujeme, že budoucí cesta Slunce je typická pro hvězdu o ~1 sluneční hmotnosti.

9.2 Bílí trpaslíci a trosky

Studium systémů bílých trpaslíků může přinést poznatky o možných osudech planetárních pozůstatků. Někteří bílí trpaslíci vykazují „znečištění“ těžkými kovy z přílivově roztrhaných asteroidů nebo menších planet. Tento jev je přímým paralelou k tomu, jak by se zbylé planetární tělesa Slunce mohla nakonec akumulovat na bílého trpaslíka nebo zůstat na širokých oběžných drahách.

10. Závěr

Fáze červeného obra znamená zásadní proměnu pro hvězdy podobné Slunci. Jakmile dojde k vyčerpání vodíku v jádru, hvězdy se rozepnou do obrovských rozměrů, pravděpodobně pohlcují Merkur a Venuši — a přežití Země zůstává nejisté. I kdyby se Země vyhnula úplnému ponoření, stane se neobyvatelnou kvůli extrémnímu horku a slunečnímu větru. Po fázích fúze v obálce se naše Slunce vyvine do konečného bílého trpaslíka, doprovázeného planetární mlhovinou z vyvrženého materiálu. Tento kosmický závěr je typický pro hvězdu o jedné sluneční hmotnosti a ilustruje velký cyklus hvězdného vývoje — formování, fúzi, rozpínání a nakonec smrštění do degenerovaného pozůstatku.

Astrofyzikální pozorování červených obrů, bílých trpaslíků a exoplanetárních systémů potvrzují tyto teoretické cesty a pomáhají nám předpovědět vliv každé fáze na planetární oběžné dráhy. Lidský pohled ze Země je v kosmických měřítcích pomíjivý, přičemž budoucnost hvězdy jako červeného obra je nevyhnutelná a zdůrazňuje pomíjivost obyvatelnosti planet. Pochopení těchto procesů podporuje hlubší ocenění jak křehkosti, tak velkoleposti vývoje sluneční soustavy během miliard let.

Reference a další literatura

  1. Sackmann, I.-J., Boothroyd, A. I., & Kraemer, K. E. (1993). „Naše Slunce. III. Přítomnost a budoucnost.“ The Astrophysical Journal, 418, 457–468.
  2. Schröder, K.-P., & Smith, R. C. (2008). „Dlouhodobá budoucnost Slunce a Země znovu posouzena.“ Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 386, 155–163.
  3. Rybicki, K. R., & Denis, C. (2001). „O konečném osudu Země a sluneční soustavy.“ Icarus, 151, 130–137.
  4. Villaver, E., & Livio, M. (2007). „Mohou planety přežít hvězdnou evoluci?“ The Astrophysical Journal, 661, 1192–1201.
  5. Althaus, L. G., Córsico, A. H., Isern, J., & García-Berro, E. (2010). „Evoluce bílých trpaslíků.“ Astronomy & Astrophysics Review, 18, 471–566.
  6. Siess, L., & Livio, M. (1999). „Jsou planety pohlceny svými mateřskými hvězdami?“ Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 304, 925–930.

 

← Předchozí článek                    Další článek →

 

 

Zpět nahoru

Zpět na blog