Quelle masse aura le Soleil quand il deviendra un nain blanc?

En 4 milliards d'années, lorsque notre Soleil perd toutes ses couches de gaz externes et se transforme en naine blanche, quelle masse la naine blanche aura-t-elle par rapport à ce que le soleil a aujourd'hui?

Les planètes orbiteront-elles toujours de la même manière, ou la masse réduite entraînera-t-elle un changement de trajectoire des planètes, afin qu'elles finissent par quitter le système solaire?

Réponse courte:

Le Soleil perdra environ la moitié de sa masse en devenant un nain blanc. La majeure partie de cette perte de masse se produira au cours des derniers millions d'années de sa vie, pendant la phase de la branche géante asymptotique (AGB). En même temps, le rayon orbital de la Terre autour du Soleil augmentera d'un facteur deux (tout comme les planètes extérieures). Malheureusement pour la Terre, le rayon du Soleil atteindra également environ 2 UA, il sera donc grillé.

Il est possible que la diminution de l'énergie de liaison et l'augmentation de l'excentricité de la Terre et des planètes extérieures conduisent à des instabilités dynamiques qui pourraient conduire à une éjection planétaire. Cela dépend fortement de la dépendance temporelle exacte de la perte de masse importante et tardive et de l'alignement ou non des planètes à l'époque.

Longue réponse:

Les étoiles dont la masse est inférieure à environ 8 masses solaires termineront leur vie en tant que naines blanches sur une échelle de temps qui augmentera à mesure que la masse initiale de leur séquence principale diminue. Les naines blanches qui sont formées ont une masse inférieure à celle de leurs étoiles de la séquence principale progénitrice, car une grande partie de la masse initiale d'une étoile est perdue par les vents stellaires (en particulier pendant la phase de branche géante asymptotique à pulsations thermiques ) et l'éjection finale d'une nébuleuse planétaire. Ainsi, la distribution actuelle des masses naines blanches, qui culmine entre et et avec une dispersion de , reflète les états finaux de toutes les étoiles de la séquence principale avec$0.6$$0.7 M_{\odot}$$\sim 0.2 M_{\odot}$$0.9 <M/M_{\odot}<8 M_{\odot}$, qui ont eu le temps d'évoluer et de mourir pendant la vie de notre galaxie.

Les informations les plus fiables dont nous disposons sur la relation entre la masse de la séquence principale initiale et la masse finale de la naine blanche (la relation de masse initiale-finale ou IFMR) proviennent de la mesure des propriétés des naines blanches dans les amas d'étoiles d'âge connu. La spectroscopie conduit à une estimation de masse pour la naine blanche. La masse initiale est estimée en calculant une séquence principale plus la durée de vie d'une branche géante à partir de la différence entre l'âge de l'amas d'étoiles et l'âge de refroidissement de la naine blanche. Les modèles stellaires nous indiquent ensuite la relation entre la séquence principale plus la durée de vie du géant et la masse de la séquence principale initiale, conduisant ainsi à un IFMR.

Une compilation récente de Kalirai (2013) est présentée ci-dessous. Cela montre qu'une étoile comme le Soleil, née avec une masse initiale de (ou peut-être un pour cent ou deux de plus, puisque le Soleil a déjà perdu une certaine masse), met fin à sa vie de nain blanc avec . c'est-à-dire que le Soleil devrait perdre environ 50% de sa masse initiale dans les vents stellaires et (éventuellement) l'éjection des nébuleuses planétaires.$1M_{\odot}$$M = 0.53 \pm 0.03\ M_{\odot}$

Un traitement complet de ce qui arrive aux systèmes solaires lorsque l'étoile centrale perd de la masse en fonction du temps est donné dans Adams et al. (2013) . Les cas les plus simples sont initialement des orbites circulaires où la perte de masse se produit sur des échelles de temps beaucoup plus longues que la période orbitale. À mesure que la perte de masse progresse, l'énergie potentielle gravitationnelle augmente (devient moins négative) et donc l'énergie orbitale totale augmente et l'orbite s'élargit. Grosso modo, est une constante, où est le rayon orbital, qui est une simple conséquence de la conservation du moment angulaire: la Terre se retrouverait donc sur une orbite de 2 ua.$aM$$a$

Cependant, en présence d'une excentricité non nulle dans l'orbite initiale, ou en cas de perte de masse rapide, comme celle qui se produit vers la fin de la phase AGB, alors les choses deviennent tout à fait plus imprévisibles, l'excentricité augmentant également. que la perte de masse se poursuit. Cela a un effet d'entraînement lorsque l'on considère la stabilité dynamique de l'ensemble du système solaire (évolué) et peut entraîner une éjection planétaire. Plus la perte de masse est rapide, plus les choses sont imprévisibles.

Le rayon d'une étoile AGB peut être calculé en utilisant . Les étoiles à l'extrémité de la branche AGB ont des luminosités de et , conduisant à des rayons probables de au. Il est donc très probable qu'à moins que la Terre ne soit éjectée ou que son orbite soit considérablement modifiée par une certaine instabilité dynamique, comme les planètes internes, elle finira par être engloutie dans l'enevelope externe de l'étoile AGB et en spirale vers l'intérieur ...$L = 4\pi R^2 \sigma T_{eff}^{4}$$\sim 10^{4} L_{\odot}$$T_{eff} \simeq 2500\ K$$\sim 2$

Même si elle échappait de peu à ce destin immédiat, il est fort probable que la dissipation des marées extraira rapidement de l'énergie de l'orbite et que la Terre s'enroulera en spirale vers l'enveloppe du Soleil géant ... avec le même résultat.

Eh bien, tout simplement, le Soleil perdra certainement au moins un quart de sa masse. En effet, la majeure partie de la masse du Soleil est centrée dans son noyau. Et puisqu'un nain blanc n'est que le noyau résiduel d'une étoile. . . Oh, et avant que le Soleil ne devienne une naine blanche, il passe par la phase "géante rouge", où il atteint environ la taille de l'orbite de mars. Toutes les planètes brûleront ou cesseront d'orbiter, et elles cesseront d'exister lorsque la nova du Soleil se produira. Fin heureuse . . .