The Red Giant Phase: Fate of the Inner Planets

红巨星阶段：内行星的命运

水星和金星可能被吞噬，地球前景不明朗

主序列之外的生命

像我们的太阳这样的恒星一生中的大部分时间都在 主序列，在其核心发生氢聚变。对于太阳来说，这个稳定期大约持续 100亿年，其中约45.7亿年已经过去。但是，一旦核心氢在大约一个太阳质量的恒星中耗尽， 恒星演化 发生了戏剧性的转变—— 壳氢燃烧 点燃，恒星转变成 红巨星恒星的半径可以扩大数十倍到数百倍，大大增加亮度并改变附近行星的生存条件。

在太阳系中， 汞， 金星，并且可能 地球 可能会直接受到这种膨胀的影响，可能导致其毁灭或严重转变。因此，红巨星阶段对于理解 内行星下面，我们将探讨太阳内部结构如何变化，如何以及为何膨胀到红巨星大小，以及这对水星、金星和地球的轨道、气候和生存意味着什么。

2. 主序列后演化：氢壳燃烧

2.1 耗尽核心氢

太阳核心的氢聚变再持续约50亿年后，其核心氢供应将不足以维持中心的稳定聚变。届时：

  1. 核心收缩：富含氦的核心在重力作用下收缩，进一步升温。
  2. 氢壳燃烧：核心外部仍然丰富的氢壳在高温下点燃，继续产生能量。
  3. 信封扩展：壳层能量输出的增加将太阳外壳向外推，导致半径大幅增加，表面温度下降（“红色”）。

这些过程标志着 红巨星分支（RGB） 阶段，太阳的光度显著上升（可达目前水平的几千倍），尽管其表面温度从目前的约 5,800 K 降至更冷的“红色”范围 [1]， [2]。

2.2 时间尺度和半径增长

对于一颗质量相当于太阳的恒星来说，红巨星分支通常会持续数亿年——这比主序星的寿命要短得多。模型表明，太阳的半径可能会膨胀到目前大小的约100到200倍（约0.5到1.0天文单位）。确切的最大半径取决于恒星质量损失和核心氦点火时间的细节。

3. 吞噬场景：水星和金星

3.1 潮汐相互作用和质量损失

随着太阳膨胀，质量损失通过 恒星风 开始。与此同时，膨胀的太阳包层和内行星之间的潮汐相互作用开始发挥作用。 轨道衰变 膨胀是可能的结果：质量损失会导致行星轨道向外移动，但如果行星落入膨胀的包层内，潮汐力也会将其向内拖拽。这两种效应的相互作用非常微妙：

  • 质量损失：减少太阳的引力，可能使轨道扩大。
  • 潮汐阻力：如果一颗行星陷入红巨星的延伸大气层，摩擦力会将其向内拖拽，很可能会导致其螺旋式坠入并最终被吞没。

3.2 水星的命运

汞，距离最近处为 0.39 天文单位，几乎肯定会在红巨星扩张过程中被吞噬。大多数太阳模型表明，红巨星后期的光球半径可能接近或超过水星的轨道，潮汐相互作用可能会进一步削弱水星的轨道，迫使其进入太阳包层。这颗小行星（质量约为地球的5.5%）缺乏足够的惯性来抵抗恒星在深层大气中的拖曳力。 [3]， [4]。

3.3 金星：可能被吞没

金星的轨道距离约为0.72天文单位。许多演化模型也同样预测金星将被吞噬。尽管恒星的质量损失可能会使轨道略微向外移动，但这种影响可能不足以使0.72天文单位的行星幸免于难，尤其是考虑到红巨星半径可能变得非常大（约1天文单位或更多）。潮汐相互作用可能会使金星螺旋式向内移动，最终导致其毁灭。即使没有被完全吞噬，这颗行星最多也只能被热消毒。

4. 地球的不确定结局

4.1 红巨星半径与地球轨道

距离地球1.00天文单位的位置接近或略高于红巨星最大半径的典型估计值。一些模型表明，太阳外层可能膨胀到刚好超过地球轨道距离——1.0–1.2 天文单位如果真是这样，地球将面临被部分或全部吞噬的巨大风险。然而，其中也存在一些复杂的情况：

  • 质量损失：如果太阳失去大量质量（约为初始质量的 20-30%），地球轨道在此期间可能会扩大至约 1.2-1.3 个天文单位。
  • 潮汐相互作用：如果地球进入外光球层，摩擦力可能会超过向外的轨道扩张。
  • 详细的包络物理学：恒星的包层密度在~1 AU处可能较低，但不一定可以忽略不计。

因此，地球的生存取决于质量损失（有利于向外轨道运动）和潮汐摩擦（将其向内拉）这两个相互竞争的因素。一些模拟表明，地球可能仍处于红巨星表面之外，但温度过高。另一些模拟则表明，地球将被吞噬，最终走向毁灭。 [3]， [5]。

4.2 地球逃脱吞噬的条件

即使地球在物理层面上避免了彻底毁灭，地球表面的状况在红巨星达到顶点之前很久就会变得不适宜居住。随着太阳变亮，地表温度飙升，海洋蒸发，失控的温室效应开始显现。红巨星阶段之后，任何剩余的地壳都可能被剥离或大面积融化，留下一个贫瘠或部分蒸发的星球。此外，来自红巨星的强烈太阳风可能会侵蚀地球大气层。

5. 氦燃烧及其超越：渐近巨星块、行星状星云、白矮星

5.1 氦闪和水平分支

最终，在红巨星核心，温度接近约 1 亿 K，点燃 氦聚变 （三阿尔法过程），如果核心是电子简并的，有时会出现“氦闪”。然后，恒星重新调整到略小的包层半径，在“氦燃烧”阶段。这一转变相对较短（约1000万至1亿年）。与此同时，任何幸存的内行星都会经历灼热的光度。

5.2 AGB：渐近巨分支

恒星中心氦耗尽后，进入 气相色谱法，氦和氢在围绕碳氧核心的同心壳层中燃烧。壳层进一步膨胀，并且 热脉冲 驱动高质量损失率，形成巨大而脆弱的包层。这一后期阶段非常短暂（几百万年）。行星残骸（如果有的话）会受到强大的恒星风阻力，进一步影响轨道稳定性。

5.3 行星状星云的形成

喷出的外层被来自热核的强紫外线电离，形成 行星状星云——一个短暂发光的外壳。经过数万年的时间，星云逐渐消散到太空中。观测者看到的是围绕中心恒星的环状或气泡状发光星云。最终，恒星的最终阶段会以 白矮星 一旦星云消失。

6.白矮星遗迹

6.1 核心简并和组成

AGB 阶段之后，剩下的核心是一个致密的 白矮星，主要由 碳和氧 对于质量约为1太阳质量的恒星来说。电子简并压力支持它，不会发生进一步的聚变。典型的白矮星质量范围约为0.5-0.7 M。☉该天体的半径与地球相似（约6,000-8,000公里）。初始温度极高（数万开尔文），并在数十亿年的时间里逐渐冷却。 [5]， [6]。

6.2 宇宙时间的冷却

白矮星会辐射出残余的热能。经过数百亿甚至数千亿年的时间，它会逐渐暗淡，最终变成一颗几乎看不见的“黑矮星”。冷却过程的时间极长，甚至超过了宇宙的当前年龄。在最终状态下，恒星处于惰性状态——没有聚变，只是宇宙黑暗中的一块冰冷余烬。

7. 时间表总结

  1. 主序列：一颗太阳质量恒星的寿命约为100亿年。太阳的寿命约为45.7亿年，还有约55亿年。
  2. 红巨星阶段：持续约10亿至20亿年，包括氢壳燃烧、氦闪。
  3. 氦燃烧：较短的稳定期，可能只有几亿年。
  4. 气相色谱法：热脉冲，严重质量损失，持续时间为几百万年或更短。
  5. 行星状星云：～数万年。
  6. 白矮星：经过亿万年的无限冷却，如果有足够的宇宙时间，最终会褪色为黑矮星。

8. 对太阳系和地球的影响

8.1 前景黯淡

在约10亿至20亿年内，太阳光度约10%的增加可能会在红巨星阶段之前，通过失控的温室效应，将地球的海洋和生物圈摧毁殆尽。在地质时间尺度上，地球的宜居窗口受到太阳亮度增加的限制。假设的遥远未来生命或科技的潜在策略可能围绕行星迁移或恒星提升（纯属推测）来缓解这些变化。

8.2 外太阳系

随着AGB风抛射期间太阳质量下降，引力也会减弱。外行星可能会向外移动，轨道可能会变得不稳定或间距过大。一些矮行星或彗星可能会散落。最终，最终的白矮星系统可能会留下一些外行星残骸，甚至可能没有，这取决于质量损失和潮汐力如何展开。

9.观察类比

9.1 银河系中的红巨星和行星状星云

天文学家观察到 红巨星 和 气相色谱法 恒星（大角星、米拉）和 行星状星云 （环状星云、螺旋星云）是太阳最终演变的缩影。这些恒星提供了包层膨胀、热脉冲和尘埃形成过程的实时数据。通过关联恒星质量、金属丰度和演化阶段，我们确认了太阳未来的路径对于质量约为1个太阳的恒星而言是典型的。

9.2 白矮星和碎片

学习 白矮星 这些系统可以洞察行星残骸的可能命运。一些白矮星显示出来自潮汐撕裂的小行星或小行星的重金属“污染”。这种现象与太阳残留的行星体最终可能吸积到白矮星上或留在宽轨道上的情况完全相似。

10.结论

这 红巨星阶段 标志着类太阳恒星的关键转变。一旦核心的氢耗尽，它们就会膨胀到巨大的半径，很可能 吞噬 汞 和 金星—然后离开 地球的生存充满不确定性。即使地球勉强避免完全沉没，在极端高温和太阳风的条件下，它也将变得无法居住。在壳层融合阶段之后，我们的太阳将演变成最终的 白矮星，并伴有由喷出物质组成的行星状星云。这种宇宙末期对于一颗质量相当于太阳的恒星来说很典型，展现了恒星演化的宏大循环——形成、融合、膨胀，最终收缩成退化残骸。

天体物理观测 红巨星、白矮星和系外行星系统的演化证实了这些理论路径，并帮助我们预测每个阶段对行星轨道的影响。从宇宙的角度来看，人类目前在地球上的有利位置转瞬即逝，恒星红巨星的未来是不可避免的，这凸显了行星宜居性的无常性。理解这些过程有助于我们更深刻地理解太阳系数十亿年来演化的脆弱性和宏伟性。

参考文献及延伸阅读

  1. Sackmann，I.-J.，Boothroyd，AI， & Kraemer，KE（1993）。 “我们的太阳。III。现在和未来。” 《天体物理学杂志》， 418，457–468。
  2. 施罗德，K.-P.， & Smith，RC（2008）。 “重温太阳和地球的遥远未来。” 皇家天文学会月刊， 386，155–163。
  3. Rybicki，KR， & Denis, C. (2001)。 “论地球和太阳系的最终命运。” 伊卡洛斯， 151，130–137。
  4. Villaver，E.， & Livio，M.（2007）。 “行星能在恒星演化过程中存活下来吗？” 《天体物理学杂志》， 661，1192–1201。
  5. 阿尔托斯，LG，科西科，AH，伊森，J.， &放大器;加西亚-贝罗，E.（2010）。 “白矮星的演化。” 天文学 &天体物理学评论， 18，471–566。
  6. 西斯，L.， & Livio，M.（1999）。 “行星会被其主恒星吞噬吗？” 皇家天文学会月刊， 304，925–930。

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