La Tierra se aleja lentamente del sol a 15 cm por año debido a la fuerza de las mareas que sangra el impulso angular del sol y lo transfiere a la tierra alejándolo más. Para cuando el sol se convierta en una Tierra gigante roja, habrá movido su órbita 40 millones de millas más lejos del sol como lo está hoy. Las órbitas de los planetas son realmente caóticas durante miles de millones de años. Es imposible predecir que el sistema solar no se verá igual en 5 mil millones de años.
Si la tierra y los planetas exteriores, sobreviven hasta que los últimos jadeos moribundos del sol arrojan casi la mitad de su masa como una nebulosa planetaria, los planetas se desviarán hacia el espacio oscuro y romerán solo la oscuridad. Lo más probable para toda la eternidad o al menos hasta el final de los tiempos.
En el documento al que se hace referencia a continuación, describe el escenario probable en el que un noveno planeta grande (planeta 9) probablemente expulsaría a Urano y Neptuno del sistema solar, mientras que Júpiter permanecerá bloqueado al sol muerto. Dado el tiempo suficiente, las interacciones con otros objetos gravitacionales grandes probablemente expulsen a la mayoría de los planetas de la órbita de nuestro sol muerto.
- ¿Qué hubiera pasado si nadie pudiera observar a Neptuno en su ubicación teóricamente predicha?
- El agujero es perforado a lo largo del diámetro que pasa por el centro de la tierra. Si mantenemos una masa al comienzo del hoyo, ¿qué sucederá?
- ¿Cómo puede viajar una nave espacial desde la OSG (órbita geosíncrona) a la órbita lunar?
- ¿Cuándo se quedará sin combustible nuestro Sol y será gradual?
- ¿Cómo se curva el espacio vacío?
Hay una segunda sección de otro investigador que analiza los últimos 140 millones de años. Ese análisis es ligeramente diferente en cómo el sol pierde masa. La conclusión es que las órbitas son impredecibles y el lugar donde se encuentran los planetas una vez que la estrella muere depende de cuándo, cuánto y qué tan rápido el sol arroje la mitad de su masa. Esto hace una gran diferencia en cómo se verá el sistema solar al final y con qué facilidad los planetas pueden ser expulsados de sus órbitas.
El Sol abandonará la secuencia principal en aproximadamente 6.5 Gyr, y sufrirá cambios drásticos. Su radio aumentará en un factor de aproximadamente 230, perderá casi la mitad de su masa actual, y su luminosidad alcanzará un valor máximo que es aproximadamente 4000 veces su valor actual. El Sol se volverá tan grande que su radio se extenderá más allá de donde se encuentra actualmente la Tierra. Estos cambios importantes ocurrirán en dos fases. La fase de la rama gigante roja durará unos 800 millones de años. En este intervalo de tiempo, el Sol perderá gradualmente alrededor de una cuarta parte de su masa. La segunda fase, cuando el Sol se convierte en una estrella de rama gigante asintótica, es más rápida: dura solo 5 millones de años. Otro cuarto de la masa del Sol se perderá durante este período. Durante ambas fases, el radio del Sol se extenderá hasta casi la distancia de la Tierra. Las consecuencias para el sistema solar interior serán profundas.
Los planetas terrestres, que probablemente permanecerán en órbitas estables hasta el final de la secuencia principal al nivel de aproximadamente el 99%, estarán en peligro. Mercurio y Venus estarán envueltos, y la Tierra estará al borde de la supervivencia. Marte será asado, pero debería sobrevivir, porque escapará siendo atrapado por el alcance de la marea del Sol. Los componentes del cinturón de asteroides de entre 100 my 10 km de radio se girarán a la velocidad de ruptura.
Las consecuencias para los planetas gigantes, sin embargo, serán más benignas. Júpiter, Saturno, Urano y Neptuno aumentarán sus semiejes principales en un factor de aproximadamente dos cada uno, y no sufrirán dispersión ni inestabilidad, aunque la química de al menos la atmósfera de Júpiter se verá fundamentalmente alterada. Las excentricidades del planeta gigante permanecerán efectivamente fijadas porque residen dentro del límite adiabático, más allá del cual la pérdida de masa estelar cambia tanto la excentricidad como el semieje mayor.
https://arxiv.org/pdf/1608.07580…
Los últimos 140 millones de años de la vida del Sol serán muy complicados.
Después de que los soles colapsen como un gigante rojo, se recuperará como una estrella subgigante, como se ilustra en la Figura 1 , el Sol se restablecerá como una estrella con una doble fuente de energía: tendrá un carbono denso (pero no degenerado por electrones) núcleo de oxígeno rodeado por una capa donde el helio se está quemando en carbono, y fuera de eso tendrá otra capa donde el hidrógeno se está quemando en helio. (El oxígeno del núcleo se crea por fusión lenta entre carbono y helio en la superficie del núcleo. En las estrellas más pesadas, el oxígeno a su vez puede fusionarse con el helio para formar neón.) La fusión de helio produce solo un 9% de energía por kilogramo como la fusión de hidrógeno , en cuanto a energía, el Sol sigue siendo principalmente un reactor de hidrógeno. El 90% de su luminosidad aún proviene de la quema de hidrógeno.
Sin embargo, es el helio que rodea el núcleo el que ahora dicta cómo evolucionará el Sol. El Sol más o menos repite lo que hizo como una estrella de la secuencia principal que envejece, excepto ahora con una mezcla de carbono-helio en el núcleo en lugar de una mezcla de helio-hidrógeno. Durante un tiempo logra una relativa estabilidad y mantiene el equilibrio hidrostático en su nueva encarnación como una estrella “subgigante” de color amarillo anaranjado. Por lo tanto, a veces se dice que las estrellas en esta fase de su existencia están en la “secuencia principal de helio”. Desde la perspectiva fugaz de una vida humana, las estrellas subgigantes parecen lo suficientemente tranquilas: la conocida estrella brillante Arcturus, cuya luz se usó para abrir la Feria Mundial de Chicago de 1933, es una estrella. No ha cambiado de manera mensurable desde la invención del telescopio.
Pero las altas temperaturas necesarias para mantener la quema de helio significan que el Sol solo puede quemar helio de una manera: muy rápido. El núcleo caliente también dicta la rápida combustión del hidrógeno. Cuando estaba en la secuencia principal normal, la luminosidad del Sol se mantuvo bastante cerca de 1.0 L durante aproximadamente nueve mil millones de años antes de brillar a aproximadamente 2.7 L al final. En la secuencia principal de helio, la luminosidad del Sol se mantendrá a unos 45 L antes de iluminarse a unos 110 L al final. No es tan impresionante como un gigante rojo, pero no obstante es muy brillante.
Para mantener su estilo de vida subgigante, el Sol debe atravesar el combustible en su núcleo de helio 100 veces más rápido que con su núcleo de hidrógeno original. Después de solo cien millones de años en la secuencia principal de helio, el Sol comenzará a escalar nuevamente hacia el reino de los gigantes rojos, y por las mismas razones que antes. Pero no hay un equivalente de “destello de carbono” del destello de helio que detuvo al Sol la primera vez. La temperatura y la presión necesarias para encender la fusión carbono-carbono son demasiado grandes para que el Sol las alcance sin importar cuán comprimido se vuelva su núcleo, por lo que el carbono simplemente se acumula y se vuelve cada vez más denso. La tendencia que mostró el Sol en su primera carrera como un gigante rojo, cuando su núcleo fue aplastado a densidades de enanas blancas, incluso cuando las capas externas se hincharon a decenas de millones de kilómetros de diámetro, es imparable ahora. El Sol se convierte nuevamente en un gigante rojo, esta vez con una luminosidad máxima por encima de 3.000 L. Sus capas externas soplan más y más hacia el exterior, más allá de la órbita de Júpiter, incluso cuando su núcleo degenerado de electrones se vuelve rápidamente más masivo y, por lo tanto, más pequeño y más denso. .
Y, finalmente, llega el día en que la compañía de dos partes. Los últimos días de una estrella son extremadamente complicados, porque las cáscaras de helio y de hidrógeno no se queman a la misma velocidad. El caparazón de helio más caliente y de combustión más rápida tiende a correr hacia afuera y adelanta al caparazón que quema hidrógeno, y cuando eso sucede no queda más helio para quemar, por lo que la capa de helio se esfuma. Pero la estrella gigante cocina rápidamente más helio, que luego se acumula en el núcleo de enana blanca hasta que de repente se enciende en una ignición de helio que es algo así como una versión infantil de un flash de núcleo de helio. El brote de helio interrumpe (apaga) el hidrógeno que se quema por un corto tiempo, y así continúa. Al final, el Sol literalmente se toserá a sí mismo a medida que múltiples igniciones de combustible y extinciones de fusión ahogadas rasguen su atmósfera.
En cuatro o cinco grandes estallidos, espaciados aproximadamente a 100,000 años de distancia, las capas externas del Sol se separarán del núcleo y quedarán completamente impresionadas. Formarán una enorme capa expansiva alrededor del sistema solar y se moverán hacia afuera para unirse al gas interestelar. Aproximadamente el 45% de la masa del Sol escapará de esta manera. El 55% restante de la masa del Sol pronto se comprime en el núcleo ultradenso, candente. Para alguien que mira el Sol desde muy lejos, el Sol parecería cambiar rápidamente los colores de rojo a blanco a medida que se levanta el velo gaseoso que lo rodea.
La superficie expuesta del núcleo solar abrasador estará tan caliente, al menos 170,000 K °, que emitirá más rayos X que la luz visible. (Las estrellas gigantes después del rojo son las estrellas más calientes conocidas, con excepción de las estrellas de neutrones). Su luminosidad será de 4.000 L. brillantes. El Sol se habrá convertido en una fuente de radiación de estatura verdaderamente galáctica, y su energía iluminará el gas que se escapa a su alrededor. Un gran cartel de neón. Estas nubes se llaman nebulosa planetaria , un nombre engañoso, porque los astrónomos del siglo XVIII apenas podían verlas con los telescopios de la época y pensaban que parecían planetas. Se encuentran entre los lugares más bellos de la astronomía. La fotografía de la derecha, de la nebulosa conocida como NGC 6751, es una de mis favoritas. El punto brillante en el centro es la estrella madre post-gigante roja.
Sorprendentemente, hay una estrella justo en el punto de volar sus capas externas que se puede ver a simple vista. Esta es Mira, la “Increíble”, llamada así por los astrónomos árabes en la Edad Media porque Mira varía bastante irregularmente en un lapso de aproximadamente 330 días desde ser la estrella más brillante en su constelación (Cetus, la ballena) hasta la invisibilidad total. Mira es la única estrella de nombre clásico que no puedes ver, la mayor parte del tiempo. Los instrumentos modernos revelan que Mira es una bolsa de gas rojo intenso muy extendida que ni siquiera es muy esférica y que, a 2.000 K °, es también una de las estrellas más frías conocidas. Su atmósfera está experimentando ondulaciones y oscilaciones complejas a medida que la combustión nuclear debajo de ella chisporrotea y jadea. De ahí su variabilidad. En apenas 500,000 años o menos, Mira será una nebulosa planetaria.
En cuanto al Sol, sin sus capas externas para suministrarle más hidrógeno, solo puede mantener la hermosa pantalla de su nebulosa durante unos pocos miles de años, apenas más que un chasquido de dedos según los estándares galácticos. Los últimos restos de combustible en el núcleo denso finalmente se quemarán y, por primera vez en más de doce mil millones de años, el Sol dejará de producir energía. La nebulosa se dispersará y se desvanecerá. El Sol se ha convertido en una enana blanca, poco más grande que la Tierra pero 200,000 veces más masiva, y durante miles de millones de años por venir, todo lo que hará será enfriarse lentamente.
Debido a su inmensa densidad, el tiempo que tardan las enanas blancas en enfriarse es tan grande que ni siquiera los más antiguos conocidos (casi 12 mil millones de años) han tenido tiempo de enfriarse mucho por debajo de 5000 K °. Estas antiguas “enanas blancas” tal vez podrían llamarse con más precisión enanas “blanco amarillentas”, pero en cualquier caso, la Vía Láctea no contiene ninguna “enana negra”. Todos los aproximadamente diez mil millones de estrellas enanas blancas que nuestra galaxia ha producido desde el Big Bang aún brillan, aunque tenuemente.
Desde el final del sol
Cronología corregida por escala de tiempo
