Coś dla pesymistów (realistów?) …
Wiadomo, że wskutek zmian ewolucyjnych Słońce stopniowo puchnie i staje się coraz jaśniejsze (~1% na 110 mln lat) Z tego powodu w ciągu najbliższego ~1,5 miliarda lat przestanie istnieć na Ziemi źródło naszego życia, czyli woda w stanie ciekłym. Ostatnio astronomowie przeprowadzili symulacje innego fatalnego zdarzenia – bliskiego spotkania Słońce z obcą gwiazdą. W wariancie bardzo pesymistycznym (obie gwiazdy mijają się w odległości mniej więcej Ziemia-Słońce) nasz Układ Słoneczny może nawet utracić wszystkie planety. Ale są również szanse na pozytywne wydłużenie czasu istnienia płynnej wody na Ziemi, np. gdy obca gwiazda zwiększy nieco rozmiary orbity ziemskiej. Może też zabrać Ziemię do swojego układu planetarnego lub przesunąć orbitę Ziemi do Obłoku Oorta.
Zespół astronomów kierowany przez Seana Raymonda (the Laboratoire d'Astrophysique de Bordeaux / CNRS / the Université de Bordeaux) zweryfikował co może się stać, gdy obca gwiazda minie Słońce w odległości mniejszej od 100 j.a. Aktualnie wyniki obliczeń komputerowych są dostępne na serwerze preprintów naukowych. Docelowo ta praca zostanie opublikowana w czasopiśmie astronomicznym Monthly Notices of the Royal Astronomical Society
Wiemy, że nasza planeta znajduje się bardzo bliski wewnętrznego brzegu strefy życia / strefy zamieszkiwalnej (ang. habitable zone). Astronomowie szacują, że gdyby znajdowała się zaledwie ~5-10% bliżej Słońca, to na Ziemi przestałaby istnieć stabilna równowaga, dzięki której na powierzchni naszej planety jest woda w stanie ciekłym.
Jednocześnie jasność Słońca bardzo powoli wzrasta (~1% na 110 mln lat), przesuwając nieodwołalnie wewnętrzną granicę strefy zamieszkiwalnej w kierunku orbity Ziemi. W oparciu o symulacje numeryczne modele klimatu szacuje się, że z tego powodu jeszcze przynajmniej przez 1,5 miliarda lat na Ziemi utrzyma się temperatura zapewniająca wodę w stanie ciekłym (nie wystąpi niekontrolowany efekt cieplarniany).
Układ Słoneczny nie jest zamkniętym systemem. Orbity planet są kształtowane w dużym stopniu przez zaburzenie pola grawitacyjnego o charakterze wiekowym oraz rezonansowym. Natomiast przelot innej gwiazdy w pobliżu Słońca może mieć katastrofalny wpływ na orbity planet – zwłaszcza w odległości mniejszej niż 100 j.a. (około 14 godzin świetlnych). Astronomowie szacują, że statystycznie obca gwiazda może minąć Słońce w takiej odległości raz na 100 miliardów lat. Ocenia się więc prawdopodobieństwo na ~1%, że gwiazda z zewnątrz minie Słońce w odległości mniejszej niż 100 j.a.
W omawianej publikacji Sean Raymond ze współpracownikami zastosował symulacje N-ciał do naszego Układu Słonecznego składającego się z 8 planet oraz obcej gwiazdy. Ta metoda modelowania układów cząstek głównie pod wpływem grawitacji na kluczowe znaczenie w astrofizyce dla zrozumienia systemów takich jak na przykład Układ Planetarny, gromady gwiazdowe, galaktyki, a nawet cała struktura Wszechświata.
Astronomowie wykonali 12 tysięcy symulacji numerycznych przejścia obcej gwiazdy przez nasz Układ Słoneczny w odległości mniejszej niż 100 j.a. i odkryli, że jest duże prawdopodobieństwo (ponad 95%) przetrwania wszystkich ośmiu planet. Nie oznacza to, że orbity planetarne pozostaną niezmienne. Okazuje się, że potencjalnie niektóre z planet mogą zostać wyrzucone w obszar Obłoku Oorta – co ilustruje poniższa symulacja.
Na ilustracji: Pokazano zależność promienia orbitalnego każdej z 8 planet i zbliżającej się obcej gwiazdy (gruba czarna linia) wyrażonej w jednostkach astronomicznych jako funkcji czasu w latach. Proszę zauważyć, że na tym wykresie nie pokazano dużych półosi orbit planetarnych będących elipsami. Dlatego rozmycie tych promieni orbitalnych (ang. orbital radius) w czasie jest miarą ich ekscentryczności.
W tej symulacji pokazano w jaki sposób Ziemia mogłaby się znaleźć w obszarze Obłoku Oorta. Po przejściu obcej gwiazdy w pobliżu Słońca (prawie 20 tys. lat od początku symulacji) Ziemia zostaje wyrzucona przez gazowe olbrzymy (Jowisz, Saturn i Neptun - bez Uranu, który wcześniej "wyleciał" z Układu Słonecznego) na orbitę o dużym promieniu, a siły pływowe Drogi Mlecznej zwiększają peryhelium orbity Ziemi w ciągu około 100 milionów lat. Symulacja kończy się, gdy Ziemi posiada już stabilną orbitę w obszarze Obłoku Oorta o półosi 54977 j.a.
W długiej skali czasowej pozostanie Ziemi w obszarze Obłoku Oorta nie jest pewne, ponieważ w tej symulacji siły pływowe Galaktyki stopniowo zmniejszą wielkość peryhelium orbity Ziemi – co spowoduje w pewnym momencie dynamiczne oddziaływanie grawitacyjne z dużymi planetami (Jowisz i Neptun) i najprawdopodobniej w ciągu kilkuset milionów lat Ziemia zostanie wyrzucona z Układu Słonecznego.
Źródło (CC BY 4.0): https://doi.org/10.48550/arXiv.2311.12171
Na ilustracji: Wizja artystyczna Obłoku Oorta (~2000–100000 j.a.) – ogromnego rezerwuaru lodowych obiektów znajdujących się w zewnętrznym obszarze Układu Słonecznego. W dzisiejszych czasach w pobliże Słońca niejednokrotnie trafiają obiekty takie jak np. kometa, której orbitę oznaczono czerwoną linią. Ale gdy będzie mijała ten obłok obca gwiazda, to należy oczekiwać wielkiej liczby wizyt w pobliżu Ziemi ciał niebieskich wyrzuconych z tego obszaru. Źródło: ESO/L. Calçada
Symulacje przyszłości Układu Słonecznego po spotkaniu z obcą gwiazdą dają różne wyniki. Niektóre mniej dramatyczne pokazują, że orbity planet są praktycznie niezaburzone lub doświadczają niewielkich perturbacji.
Na poniższej ilustracji w górnym wierszu pokazano trzy symulacje, w których przetrwały wszystkie planety Układu Słonecznego – przy czym symulacja u góry po lewej reprezentuje zasadniczo niezaburzone orbity 8 planet, zaś symulacja u góry po prawej – wczesną fazę niestabilności orbitalnych planet, gdy obca gwiazda mija Słońce w odległości nieco większej niż promień orbitalny orbity Jowisza (~6-7 j.a.).
W bardziej ekstremalnych wariantach - na poniższej ilustracji w środkowym wierszu widać symulacje, w których utracono 1 – 2 planety (np. zderzenie Merkurego ze Słońcem, zderzenie Wenus z Ziemią, utrata Urana i Neptuna z Układu Słonecznego). Są to zdarzenia w sytuacji, gdy obca gwiazda zbliżyła się do Słońca odpowiednio na odległości od kilkunastu j.a. do ~3 j.a. Ciekawe, że do destabilizacji orbity Merkurego wystarczy już zbliżenie się obcej gwiazdy do Słońca na odległość kilkunastu j.a. (pomiędzy orbitami Saturna i Urana).
W najbardziej ponurym wariantach – na poniższej ilustracji w dolnym wierszu zaprezentowano symulacje z totalną dezintegracją Układu Słonecznego, w której przetrwały nie więcej niż dwie planety.
Sean Raymond ze współpracownikami podał dziesięć najbardziej prawdopodobnych sposobów destrukcji orbit planet według zmniejszającego się prawdopodobieństwa:
(1) Merkury zderza się ze Słońcem (prawdopodobieństwo 2,54%);
(2) Mars zderza się ze Słońcem (1,21%);
(3) Wenus zderza się z inną planetą (1,17%);
(4) Uran zostaje wyrzucony z Układu Słonecznego (1,06%);
(5) Neptun zostaje wyrzucony z Układu Słonecznego (0,81%);
(6) Merkury zderza się z inną planetą (0,80%);
(7) Ziemia zderza się z inną planetą (0,48%);
(8) Saturn zostaje wyrzucony z Układu Słonecznego (0,32%);
(9) Mars zderza się z inną planetą (0,27%);
(10) Ziemia zderza się ze Słońcem (0,24%).
W tych symulacjach są rozważane również warianty, że po tym zbliżeniu gwiazd Ziemia nadal będzie nadawała się do zamieszkania. Zmiany parametrów orbity Ziemi mają decydujący wpływ na jej klimat. W niektórych wariantach symulacji Ziemia mogłaby istnieć jako swobodna planeta przez miliony lat zanim w końcu zamarznie. Z drugiej strony Ziemia może zostać przechwycona przez gwiazdę mijającą nasz Układ Słoneczny – co może stworzyć nowe warunki do trwania ziemskiego życia.
Autorzy publikacji podsumowują raczej optymistycznie - wszystko w naszych rękach:
Pomimo bogactwa potencjalnych ścieżek ewolucyjnych jest duże prawdopodobieństwo, że obecny stan naszego Układu Słonecznego nie zmieni się. Postępujące nagrzewanie Ziemi od rosnącej jasności Słońca (nie wspominając o emisji węgla wytwarzanego przez ludzkość) będzie trwać niezakłócenie. Statystycznie Wszechświat nie jest chętny, aby zapewnić bliski przelot gwiazdy, która da chłodniejszą Ziemię. Najlepszym rozwiązaniem dla ludzkości jest, aby pomogła sobie sama.
Na ilustracji: Dziewięć przykładów symulacji możliwych dezintegracji orbit planet naszego Układu Słonecznego – od najłagodniejszego (wykres u góry po lewej) po najbardziej ekstremalny – utratę wszystkich planet (wykres na dole po prawej).
Na każdym wykresie pokazano zależność promienia orbitalnego każdej z 8 planet i zbliżającej się gwiazdy (gruba czarna linia) wyrażonej w jednostkach astronomicznych jako funkcji czasu w latach. Proszę zauważyć, że na każdym wykresie nie pokazano dużych półosi orbit planetarnych będących elipsami. Dlatego rozmycie tych promieni orbitalnych (ang. orbital radius) w czasie jest miarą ich ekscentryczności.
Każdy wariant wizyty obcej gwiazdy w naszym Układzie Słonecznym trwa od kilku do kilkunastu tysięcy lat, a minimum tej krzywej określa największe jej zbliżenie do Słońca - od ~60-70 j.a na górnym lewym wykresie do ~0,8 j.a. na dolnym prawym wykresie.
Źródło (CC BY 4.0): https://doi.org/10.48550/arXiv.2311.12171
Opracowanie: Ryszard Biernikowicz
Więcej informacji:
Publikacja naukowa (arXiv): Future trajectories of the Solar System: dynamical simulations of stellar encounters within 100 au
What would happen to Earth if a rogue star came too close?
Na ilustracji: Zdjęcie Mgławicy Tarantula (30 Doradus) wykonane przez 2,2m teleskop MGP/ESO w La Silla (Chile). We dodatkowym panelu umieszczono zdjęcie z Teleskopu Hubble’a, na którym widać gwiazdę wyrzuconą z gromady gwiazdowej R136 (ang. „runaway” star). Jest to gwiazda młoda (wiek 1-2 mln lat) i masywna (~90Mʘ), która oddala się od R136 z prędkością ~110 km/sek i obecnie znajduje się w odległości 375 l.św.
Taka swobodna gwiazda, napotykając na swojej drodze układy planetarne, może doprowadzić do wyrzucenia niektórych lub nawet wszystkich planet ze strefy oddziaływania gwiazdy macierzystej. Na szczęście taka masywna gwiazda żyje bardzo krótko. W symulacjach przelotu obcej gwiazdy przez nasz Układ Słoneczny zespół astronomów kierowany przez Seana Raymonda uwzględniał tylko gwiazdy o masach mniejszych niż ~4Mʘ.
Źródło: NASA, ESA, J. Walsh (ST-ECF), Z. Levay (STScI), ESO, J. Alves (Calar Alto, Spain), B. Vandame, Y. Beletski (ESO) i B. Fosbury (ST-ECF)
