¿Cuánta masa tendrá el Sol cuando se convierta en una enana blanca?

En 4 mil millones de años, cuando nuestro Sol arroje todas sus capas externas de gas y se convierta en una enana blanca, ¿cuánta masa tendrá la enana blanca en comparación con lo que tiene el sol hoy?

¿Los planetas seguirán orbitando de la misma manera, o la masa reducida hará que las trayectorias de los planetas cambien, de modo que eventualmente abandonen el sistema solar?

Respuesta corta:

El Sol perderá aproximadamente la mitad de su masa en el camino de convertirse en una enana blanca. La mayor parte de esta pérdida de masa ocurrirá en los últimos millones de años de su vida, durante la fase de la rama gigante asintótica (AGB). Al mismo tiempo, el radio orbital de la Tierra alrededor del Sol crecerá en un factor de dos (al igual que los planetas exteriores). Desafortunadamente para la Tierra, el radio del Sol también alcanzará aproximadamente 2 au, por lo que será tostado.

Existe la posibilidad de que la disminución de la energía de unión y el aumento de la excentricidad de la Tierra y los planetas exteriores conduzcan a inestabilidades dinámicas que podrían conducir a la eyección planetaria. Esto depende en gran medida de la dependencia del tiempo exacto de la pérdida de masa tardía y pesada y la alineación o no de los planetas en ese momento.

Respuesta larga:

Las estrellas con una masa inferior a aproximadamente 8 masas solares terminarán sus vidas como enanas blancas en una escala de tiempo que aumenta a medida que disminuye la masa inicial de su secuencia principal. Las enanas blancas que se forman son de menor masa que sus estrellas de secuencia principal progenitoras, porque gran parte de la masa inicial de una estrella se pierde a través de los vientos estelares (particularmente durante la fase de rama gigante asintótica pulsante térmicamente ) y la expulsión final de una nebulosa planetaria. Por lo tanto, la distribución actual de las masas enanas blancas, que alcanza su punto máximo entre y y con una dispersión de , refleja los estados finales de todas las estrellas de secuencia principal con$0.6$$0.7 M_{\odot}$$\sim 0.2 M_{\odot}$$0.9 <M/M_{\odot}<8 M_{\odot}$, que han tenido tiempo de evolucionar y morir durante la vida de nuestra galaxia.

La información más confiable que tenemos sobre la relación entre la masa de la secuencia principal inicial y la masa final de la enana blanca (la relación de masa inicial-final o IFMR) proviene de la medición de las propiedades de las enanas blancas en los cúmulos estelares de edad conocida. La espectroscopía conduce a una estimación de masa para la enana blanca. La masa inicial se calcula calculando una secuencia principal más la vida útil de la rama gigante a partir de la diferencia entre la edad del cúmulo estelar y la edad de enfriamiento de la enana blanca. Los modelos estelares nos dicen la relación entre la secuencia principal más la vida útil gigante y la masa de la secuencia principal inicial, lo que lleva a un IFMR.

A continuación se muestra una compilación reciente de Kalirai (2013) . Esto muestra que una estrella como el Sol, nacida con una masa inicial de (o tal vez un porcentaje o dos más, ya que el Sol ya ha perdido algo de masa), termina su vida como una enana blanca con . es decir, el Sol debería perder aproximadamente el 50% de su masa inicial en vientos estelares y (posiblemente) expulsión de la nebulosa planetaria.$1M_{\odot}$$M = 0.53 \pm 0.03\ M_{\odot}$

Adams et al. Dan un tratamiento integral de lo que les sucede a los sistemas solares cuando la estrella central pierde masa de una manera dependiente del tiempo . (2013) . Los casos más simples son inicialmente órbitas circulares donde la pérdida de masa tiene lugar en escalas de tiempo mucho más largas que el período orbital. A medida que avanza la pérdida de masa, la energía potencial gravitacional aumenta (se vuelve menos negativa) y, por lo tanto, la energía orbital total aumenta y la órbita se ensancha. En términos generales, es una constante, donde es el radio orbital, que es una consecuencia simple de la conservación del momento angular: por lo que la Tierra terminaría en una órbita de 2 au.$aM$$a$

Sin embargo, en presencia de una excentricidad distinta de cero en la órbita inicial, o en el caso de una pérdida de masa rápida, como la que ocurre hacia el final de la fase AGB, las cosas se vuelven más impredecibles, y la excentricidad también crece a medida que avanza la pérdida de masa. Esto tiene un efecto secundario cuando se considera la estabilidad dinámica de todo el sistema solar (evolucionado) y puede dar lugar a la eyección planetaria. Cuanto más rápida es la pérdida de masa, más impredecibles se vuelven las cosas.

El radio de una estrella AGB se puede calcular usando . Las estrellas en la punta de la rama AGB tienen luminosidades de y , lo que lleva a radios probables de au. Por lo tanto, es muy probable que, a menos que la Tierra sea expulsada o su órbita sea modificada significativamente por alguna inestabilidad dinámica que, como los planetas internos, termine envuelta en el envoltorio externo de la estrella AGB y en espiral hacia adentro ...$L = 4\pi R^2 \sigma T_{eff}^{4}$$\sim 10^{4} L_{\odot}$$T_{eff} \simeq 2500\ K$$\sim 2$

Incluso si escapó por poco de este destino inmediato, es muy probable que la disipación de las mareas extraiga rápidamente energía de la órbita y la Tierra irá en espiral hacia la envoltura del Sol gigante ... con el mismo resultado.

Bueno, en pocas palabras, el Sol ciertamente perderá al menos un cuarto de su masa. Esto se debe a que la mayor parte de la masa del Sol está centrada en su núcleo. Y dado que una enana blanca es solo el núcleo remanente de una estrella. . . Ah, y antes de que el Sol se convierta en una enana blanca, pasa por la fase de "gigante rojo", donde crece aproximadamente al tamaño de la órbita de Marte. Todos los planetas se quemarán, o dejarán de orbitar, y dejarán de existir cuando ocurra la nova del Sol. Final feliz . . .