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

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 rama gigante asintótica (AGB). Al mismo tiempo, el radio orbital de la Tierra alrededor del Sol crecerá por un factor de dos (al igual que los planetas exteriores). Desafortunadamente para la Tierra, el radio del Sol también llegará a unas 2 au, por lo que se tostará.

Existe la posibilidad de que la disminución de la energía de enlace 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 temporal exacta de la gran pérdida de masa tardía y de 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 térmicamente pulsante ) y la eyección final de una nebulosa planetaria. Por lo tanto, la distribución actual de masas de enanas blancas, que alcanza su punto máximo entre$0.6$y$0.7 M_{\odot}$y con una dispersión de$\sim 0.2 M_{\odot}$, refleja los estados finales de todas las estrellas de secuencia principal con$0.9 <M/M_{\odot}<8 M_{\odot}$, 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 inicial de la secuencia principal y la masa final de la enana blanca (la relación de masa inicial-final o IFMR) proviene de medir las propiedades de las enanas blancas en cúmulos estelares de edad conocida. La espectroscopia conduce a una estimación de la masa de la enana blanca. La masa inicial se estima calculando una secuencia principal más el tiempo de vida de una rama gigante a partir de la diferencia entre la edad del cúmulo estelar y la edad de enfriamiento de la enana blanca. Luego, los modelos estelares nos dicen la relación entre la secuencia principal más el tiempo de vida gigante y la masa inicial de la secuencia principal, lo que lleva a un IFMR.

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

En Adams et al. se ofrece un tratamiento completo de lo que les sucede a los sistemas solares cuando la estrella central pierde masa de forma 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 gravitatoria aumenta (se vuelve menos negativa) y, por lo tanto, la energía orbital total aumenta y la órbita se ensancha. Mas o menos,$aM$es una constante, donde$a$es el radio orbital, que es una simple consecuencia de la conservación del momento angular: por lo que la Tierra terminaría en una órbita de 2 au.

Sin embargo, en presencia de una excentricidad distinta de cero en la órbita inicial, o en el caso de una rápida pérdida de masa, como la que ocurre hacia el final de la fase AGB, entonces las cosas se vuelven más impredecibles, con la excentricidad también creciendo. a medida que avanza la pérdida de masa. Esto tiene un efecto dominó cuando se considera la estabilidad dinámica de todo el sistema solar (evolucionado) y puede resultar en una 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$L = 4\pi R^2 \sigma T_{eff}^{4}$. Las estrellas en la punta de la rama AGB tienen luminosidades de$\sim 10^{4} L_{\odot}$y$T_{eff} \simeq 2500\ K$, lo que conduce a radios probables de$\sim 2$au. Por lo tanto, es bastante probable que, a menos que la Tierra sea expulsada o tenga su órbita modificada significativamente por alguna inestabilidad dinámica, al igual que los planetas interiores, terminará envuelta en la envoltura exterior de la estrella AGB y en espiral hacia adentro...

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

Bueno, en pocas palabras, el Sol ciertamente perderá al menos una cuarta parte de su masa original. 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 roja", donde crece hasta casi el tamaño de la órbita de Marte. Todos los planetas serán absorbidos por el Sol en expansión, abandonarán el sistema solar o se vaporizarán cuando se produzca la nova del Sol.