सफेद बौना बनने पर सूर्य का कितना द्रव्यमान होगा?

Question

4 बिलियन वर्षों में, जब हमारा सूर्य अपनी सभी बाहरी गैस परतों को बहा देता है और एक सफेद बौने में बदल जाता है, तो सफेद बौने की तुलना में आज के सूरज की तुलना में कितना द्रव्यमान होगा?

क्या ग्रह अभी भी उसी तरह से परिक्रमा करेंगे, या कम हुए द्रव्यमान के कारण ग्रहों के प्रक्षेपवक्र को बदल दिया जाएगा, जिससे वे अंततः सौर प्रणाली को छोड़ देंगे?

Answer 1

संक्षिप्त जवाब:

एक सफेद बौना बनने के रास्ते में सूर्य अपने द्रव्यमान का लगभग आधा हिस्सा खो देगा। इस बड़े पैमाने पर नुकसान इसके जीवन के अंतिम कुछ वर्षों में होगा, एसिम्प्टोटिक विशालकाय शाखा (AGB) चरण के दौरान। उसी समय सूर्य के चारों ओर पृथ्वी की कक्षीय त्रिज्या दो के कारक के रूप में बढ़ेगी (जैसा कि बाहरी ग्रह होंगे)। दुर्भाग्य से, पृथ्वी के लिए, सूर्य की त्रिज्या भी लगभग 2 एयू तक पहुंच जाएगी, इसलिए इसे टोस्ट किया जाएगा।

इस बात की संभावना है कि बाध्यकारी ऊर्जा में कमी और पृथ्वी और बाहरी ग्रहों की बढ़ती सनकीता से गतिशील अस्थिरता पैदा होगी जो कि ग्रहों की अस्वीकृति को जन्म दे सकती है। यह देर से, सटीक बड़े पैमाने पर नुकसान और समय पर ग्रहों के संरेखण या अन्यथा की सटीक समय निर्भरता पर अत्यधिक निर्भर है।

लंबा जवाब:

लगभग 8 सौर द्रव्यमान से कम द्रव्यमान वाले सितारे अपने जीवन को एक बौने पर सफेद बौनों के रूप में समाप्त कर देंगे जो उनके मुख्य अनुक्रम के रूप में बढ़ता है प्रारंभिक द्रव्यमान कम हो जाता है। जो सफेद बौने बनते हैं, वे अपने पूर्वज मुख्य अनुक्रम सितारों की तुलना में कम द्रव्यमान के होते हैं, क्योंकि एक तारे का प्रारंभिक द्रव्यमान का अधिकांश भाग तारकीय हवाओं (विशेषकर थर्मली पल्सेटिंग एसिम्पटोटिक विशालकाय शाखा चरण) और एक ग्रह नीहारिका की अंतिम अस्वीकृति के माध्यम से खो जाता है। इस प्रकार, सफेद बौने द्रव्यमान का मौजूदा वितरण, जो और और फैलाव के साथ, साथ सभी मुख्य अनुक्रम सितारों की अंतिम स्थिति को दर्शाता है।$0.6$$0.7 M_{\odot}$$\sim 0.2 M_{\odot}$$0.9 <M/M_{\odot}<8 M_{\odot}$, जो हमारे गैलेक्सी के जीवनकाल के दौरान विकसित होने और मरने का समय था।

प्रारंभिक मुख्य अनुक्रम द्रव्यमान और अंतिम सफेद बौना द्रव्यमान (प्रारंभिक-अंतिम सामूहिक संबंध या IFMR) के बीच संबंध के बारे में हमारे पास सबसे विश्वसनीय जानकारी ज्ञात आयु के स्टार समूहों में सफेद बौनों के गुणों को मापने से आती है। स्पेक्ट्रोस्कोपी सफेद बौने के लिए एक बड़े पैमाने पर अनुमान लगाती है। प्रारंभिक द्रव्यमान का अनुमान एक मुख्य अनुक्रम और विशाल शाखा के जीवनकाल की गणना स्टार क्लस्टर की उम्र और सफेद बौने की शीतलन आयु के बीच के अंतर से की जाती है। तारकीय मॉडल फिर हमें मुख्य अनुक्रम प्लस विशाल जीवनकाल और प्रारंभिक मुख्य अनुक्रम द्रव्यमान के बीच संबंध बताते हैं, इसलिए एक IFMR के लिए अग्रणी होता है।

कलिराई (2013) का एक हालिया संकलन नीचे दिखाया गया है। इससे पता चलता है कि सूर्य जैसा एक तारा, जिसका जन्म प्रारंभिक द्रव्यमान के साथ हुआ है (या शायद एक प्रतिशत या दो और, क्योंकि सूर्य पहले ही कुछ द्रव्यमान खो चुका है), साथ एक सफेद बौने के रूप में अपना जीवन समाप्त करता है । अर्थात सूर्य को अपने प्रारंभिक द्रव्यमान का लगभग 50% तारकीय हवाओं में और (संभवतः) ग्रहीय निहारिका अस्वीकृति से खोना चाहिए।$1M_{\odot}$$M = 0.53 \pm 0.03\ M_{\odot}$

सौर प्रणाली का क्या होता है, इसका एक व्यापक उपचार जब केंद्रीय स्टार द्रव्यमान पर निर्भर करता है तो एडम्स एट अल में दिया जाता है । (2013) । सबसे सरल मामलों में शुरू में वृत्ताकार परिक्रमा होती है जहाँ पर कक्षीय अवधि की तुलना में अधिक समय तक बड़े पैमाने पर नुकसान होता है। बड़े पैमाने पर नुकसान के रूप में, गुरुत्वाकर्षण संभावित ऊर्जा बढ़ जाती है (कम नकारात्मक हो जाती है) और इस प्रकार कुल कक्षीय ऊर्जा बढ़ जाती है और कक्षा व्यापक हो जाती है। मोटे तौर पर, एक स्थिर है, जहां कक्षीय त्रिज्या है, जो कोणीय गति के संरक्षण का एक सरल परिणाम है: इसलिए पृथ्वी 2 एयू कक्षा में समाप्त हो जाएगी।$aM$$a$

हालांकि, प्रारंभिक कक्षा में एक गैर-शून्य सनकीपन की उपस्थिति में, या तेजी से बड़े पैमाने पर नुकसान के मामले में, जैसे कि जो एजीबी चरण के अंत की ओर होता है, फिर चीजें पूरी तरह से अधिक अप्रत्याशित हो जाती हैं, सनकीपन के साथ भी बढ़ रहा है। बड़े पैमाने पर नुकसान के रूप में आय। पूरे (विकसित) सौर मंडल की गत्यात्मक स्थिरता पर विचार करने पर इसका एक दस्तक पर प्रभाव पड़ता है और इसके परिणामस्वरूप ग्रहों की अस्वीकृति हो सकती है। द्रव्यमान हानि जितनी तेजी से होती है, उतनी ही अप्रत्याशित चीजें प्राप्त होती हैं।

AGB स्टार की त्रिज्या की गणना का उपयोग करके की जा सकती है । AGB शाखा की नोक पर सितारों में और , जिससे संभावित रूप से au की त्रिज्या । इसलिए यह काफी संभावना है कि जब तक कि पृथ्वी को बाहर नहीं किया जाता है या इसकी कक्षा को कुछ गतिशील अस्थिरता द्वारा संशोधित किया जाता है, जो कि आंतरिक ग्रहों की तरह, यह एजीबी स्टार और सर्पिल के बाहरी वातावरण में संलग्न हो जाएगा ...$L = 4\pi R^2 \sigma T_{eff}^{4}$$\sim 10^{4} L_{\odot}$$T_{eff} \simeq 2500\ K$$\sim 2$

यहां तक ​​कि इसे इस तत्काल भाग्य से बचना चाहिए, यह तब काफी संभावना है कि ज्वारीय विघटन तेजी से कक्षा से ऊर्जा बाहर निकालेगा और पृथ्वी विशाल सूर्य के लिफाफे की ओर सर्पिल करेगी ... उसी परिणाम के साथ।

Comments

उस उत्कृष्ट और पूर्ण उत्तर के लिए भौतिक रुचि का एक बिंदु जोड़ने के लिए, ध्यान दें कि वृत्ताकार कक्षीय त्रिज्या तारकीय द्रव्यमान के व्युत्क्रमानुपाती होने के कारण केंद्रीय कक्षीय द्रव्यमान के रूप में एक निश्चित कक्षीय कोणीय गति बनाए रखने का परिणाम है।

— केन जी

Answer 2

ठीक है, बस, सूर्य निश्चित रूप से अपने द्रव्यमान का कम से कम एक चौथाई खो देगा। ऐसा इसलिए है क्योंकि सूर्य का अधिकांश द्रव्यमान इसके मूल में केंद्रित है। और चूंकि एक सफेद बौना एक तारे का अवशेष कोर है। । । ओह, और इससे पहले कि सूरज एक सफेद बौना हो जाता है, यह "लाल विशाल" चरण के माध्यम से जाता है, जहां यह मंगल की कक्षा के आकार के बारे में बढ़ता है। सभी ग्रह जल जाएंगे, या परिक्रमा करना बंद कर देंगे, और जब सूर्य की नोवा होती है, तो वे अस्तित्व में रहना बंद कर देंगे। सुखद अंत । । ।

Comments

ग्रह केवल परिक्रमा करना बंद नहीं करते हैं। और सूर्य एक सुपरनोवा में मरने के लिए बहुत छोटा है। जैसा कि रॉब ने कहा, यह अंततः एक सफेद बौना बन जाएगा, जो कि खरबों वर्षों तक चमकता रहेगा।

— PM