Esta es una de las preguntas que pasé 40 años tratando de responder.
Resulta que la respuesta es que todavía no lo sabemos con certeza. Por qué no? Hay dos incertidumbres principales. Una de ellas es cómo la masa disminuirá con el tiempo y la otra es qué tan grande será el Sol por la masa y la luminosidad que tendrá en un momento dado. La razón por la cual el radio es incierto es que un gigante rojo está lleno de gas que transporta el calor hacia afuera a través de la convección. La forma en que los modelos manejan la convección es mediante una aproximación que tiene un parámetro, la longitud de mezcla. Si cambia la longitud de la mezcla, cambia R para una M y una L. Bien, entonces, ¿por qué no medimos entonces? Bueno, podemos medir L bastante bien, y R está cada vez más restringido, pero no podemos medir M para estas estrellas con precisión. Entonces, el radio final del Sol puede ser tan grande como la órbita de Marte, o puede ser tan grande como la órbita de la Tierra. Mi propia opinión de expertos es que probablemente esté más cerca de la órbita de la Tierra que la de Marte, pero los expertos no están de acuerdo.
Luego está la cuestión de la masa frente al tiempo. Hay dos enfoques para eso. Uno toma observaciones de las tasas de pérdida de masa y las gráficas frente a las cantidades observadas. La más famosa es la relación de Reimers, tasa de pérdida de masa proporcional a LR / M. El problema es una vez más la falta de precisión en la medición de R y M. Los modelos para el proceso de pérdida de masa de gigantes rojos altamente evolucionados sugieren que LR / M es demasiado suave; nuestros modelos dieron L ^ a M ^ (- b) con a y b ≥ 10 a lo largo de una pista evolutiva fija (es decir, usando R (L, M) de modelos evolutivos para eliminar la tercera variable, R). Cuando la tasa de pérdida de masa es muy sensible a L y M, la correlación observada está dominada por los efectos de selección, por lo que tiende a elegir qué estrellas están perdiendo masa en lugar de una progresión de estrellas en diferentes etapas del proceso. Hay una relación empírica que coincide con los modelos; eso es cuando la tasa de pérdida de masa se traza contra el período de pulsación. Debido a que P es fácil de medir con bastante precisión, este es capaz de revelar la gran dependencia de la tasa de pérdida de masa de P, incluso con la incertidumbre restante sobre la masa de cada estrella medida.
- ¿Cuál es la posibilidad de vida en otro planeta?
- Describa en detalle cómo sería la Tierra si tuviera un eje de rotación de 90 grados y una velocidad de rotación que fuera la misma que su velocidad de revolución.
- ¿Qué se necesitaría para mover la luna 1 kilómetro en cualquier dirección lejos del planeta tierra?
- ¿Cuánta masa debería agregarse a la Tierra para que caiga fuera de órbita?
- Si la tierra dejara de moverse repentinamente, tanto en rotación como en revolución, ¿qué le pasaría?
Si la tasa de pérdida de masa depende en gran medida de L y M, la mayor parte de la masa se pierde al final, y el Sol se hincha para engullir la Tierra antes de que pierda mucha masa. Si la tasa de pérdida de masa depende suavemente de L y M (por ejemplo, la relación de Reimers), entonces el Sol pierde masa y la órbita de la Tierra se expande (como Minitial / Mnow) en respuesta, de modo que cuando el Sol llegue a la órbita de la Tierra, la Tierra tiene se movió más lejos y es capaz de escapar. Para que la Tierra escape, el Sol debe perder aproximadamente el 20% de su masa antes de que la luminosidad del Sol llegue a 2500 veces ahora. Puede perder algo de masa en la punta de la primera rama gigante en el núcleo del flash He (google that) o puede que no, realmente no lo sabemos.
