The Red Giant Phase: Fate of the Inner Planets

ระยะยักษ์แดง: ชะตากรรมของดาวเคราะห์ภายใน

ความเป็นไปได้ที่ Mercury และ Venus จะถูกกลืนกิน และโอกาสที่ไม่แน่นอนสำหรับ Earth

ชีวิตนอกเหนือจาก Main Sequence

ดาวฤกษ์อย่างดวงอาทิตย์ของเราจะใช้เวลาส่วนใหญ่ในชีวิตบน main sequence โดยการหลอมรวมไฮโดรเจนในแกนกลาง สำหรับดวงอาทิตย์ ช่วงเวลาที่มั่นคงนี้จะยาวนานประมาณ 10 billion years ซึ่งผ่านไปแล้วประมาณ 4.57 พันล้านปี แต่เมื่อไฮโดรเจนในแกนกลางหมดลงในดาวที่มีมวลประมาณหนึ่งมวลดวงอาทิตย์ stellar evolution จะเปลี่ยนแปลงอย่างรุนแรง— shell hydrogen burning จะเริ่มขึ้น และดาวจะเปลี่ยนเข้าสู่สถานะ red giant รัศมีของดาวสามารถขยายตัวได้หลายสิบถึงหลายร้อยเท่า เพิ่มความสว่างอย่างมากและเปลี่ยนแปลงสภาพแวดล้อมสำหรับดาวเคราะห์ใกล้เคียง

ในระบบสุริยะ, Mercury, Venus, และอาจจะเป็น Earth อาจได้รับผลกระทบโดยตรงจากการขยายตัวนี้ ซึ่งอาจนำไปสู่การทำลายหรือการเปลี่ยนแปลงอย่างรุนแรง ดังนั้นช่วงยักษ์แดงจึงเป็นช่วงเวลาสำคัญในการทำความเข้าใจชะตากรรมสุดท้ายของ inner planets ด้านล่างนี้ เราจะสำรวจว่าภายในของดวงอาทิตย์เปลี่ยนแปลงอย่างไร ทำไมและอย่างไรจึงขยายตัวจนกลายเป็นยักษ์แดง และสิ่งนั้นหมายถึงวงโคจร สภาพภูมิอากาศ และการอยู่รอดของ Mercury, Venus และ Earth อย่างไร

2. วิวัฒนาการหลังลำดับหลัก: การเผาไหม้เปลือกไฮโดรเจน

2.1 การใช้ไฮโดรเจนในแกนจนหมด

หลังจากผ่านไปประมาณ 5 พันล้านปีของการหลอมรวมไฮโดรเจนในแกน แหล่งไฮโดรเจนในแกนของดวงอาทิตย์จะไม่เพียงพอที่จะรักษาการหลอมรวมที่เสถียรที่ศูนย์กลาง ในจุดนั้น:

  1. การหดตัวของแกน: แกนที่อุดมด้วยฮีเลียมหดตัวภายใต้แรงโน้มถ่วง ทำให้อุณหภูมิสูงขึ้น
  2. การเผาไหม้เปลือกไฮโดรเจน: เปลือกของไฮโดรเจนที่ยังมีมากนอกแกนจุดระเบิดที่อุณหภูมิสูงเหล่านี้ ต่อเนื่องผลิตพลังงาน
  3. การขยายซอง: พลังงานที่เพิ่มขึ้นจากเปลือกผลักซองด้านนอกของดวงอาทิตย์ออกไป ทำให้รัศมีเพิ่มขึ้นมากและอุณหภูมิพื้นผิวลดลง (สี "แดง")

กระบวนการเหล่านี้เป็นจุดเริ่มต้นของขั้น สาขาดาวยักษ์แดง (RGB) โดยความสว่างของดวงอาทิตย์เพิ่มขึ้นอย่างมาก (สูงถึงหลายพันเท่าของระดับปัจจุบัน) แม้อุณหภูมิพื้นผิวจะลดลงจาก ~5,800 K ปัจจุบันไปสู่ช่วง "สีแดง" ที่เย็นกว่า [1], [2].

2.2 ช่วงเวลาและการเติบโตของรัศมี

สาขาดาวยักษ์แดงโดยทั่วไปขยายตัวเป็นเวลาหลายร้อยล้านปีสำหรับดาวที่มีมวลดวงอาทิตย์หนึ่งดวง—สั้นกว่าช่วงชีวิตในลำดับหลักอย่างมาก แบบจำลองชี้ให้เห็นว่ารัศมีของดวงอาทิตย์อาจพองตัวเป็น ~100–200 เท่าของขนาดปัจจุบัน (~0.5–1.0 AU) รัศมีสูงสุดที่แน่นอนขึ้นอยู่กับรายละเอียดของการสูญเสียมวลดาวฤกษ์และเวลาการจุดระเบิดฮีเลียมในแกน

3. กรณีการกลืน: ดาวพุธและดาวศุกร์

3.1 ปฏิสัมพันธ์ทางน้ำขึ้นน้ำลงและการสูญเสียมวล

เมื่อดวงอาทิตย์ขยายตัว การสูญเสียมวลผ่าน ลมดาวฤกษ์ เริ่มขึ้น ในขณะเดียวกัน ปฏิสัมพันธ์ทางน้ำขึ้นน้ำลงระหว่างซองของดวงอาทิตย์ที่พองตัวและดาวเคราะห์ภายในก็มีบทบาท การเสื่อมวงโคจร หรือการขยายวงโคจรเป็นผลลัพธ์ที่เป็นไปได้: การสูญเสียมวลสามารถทำให้วงโคจรเคลื่อนออกไปด้านนอก แต่แรงน้ำขึ้นน้ำลงก็สามารถลากดาวเคราะห์เข้าด้านในได้หากพวกมันตกอยู่ในซองที่ขยายออก ผลกระทบของสองปัจจัยนี้มีความซับซ้อน:

  • การสูญเสียมวล: ลดแรงดึงดูดของดวงอาทิตย์ อาจทำให้วงโคจรขยายออกไป
  • แรงลากน้ำขึ้นน้ำลง: หากดาวเคราะห์จมลงไปในบรรยากาศที่ขยายของดาวยักษ์แดง แรงเสียดทานจะลากมันเข้าด้านใน ซึ่งน่าจะนำไปสู่การหมุนวนเข้าไปและถูกกลืนในที่สุด

3.2 ชะตากรรมของดาวพุธ

ดาวพุธ ซึ่งอยู่ใกล้ที่สุดที่ 0.39 AU มีความเป็นไปได้สูงที่จะถูกกลืนในช่วงการขยายตัวของดาวยักษ์แดง แบบจำลองดวงอาทิตย์ส่วนใหญ่ชี้ให้เห็นว่ารัศมีโฟโตสเฟียร์ในช่วงปลายของดาวยักษ์แดงสามารถเข้าใกล้หรือเกินวงโคจรของดาวพุธ และปฏิสัมพันธ์ทางน้ำขึ้นน้ำลงน่าจะทำให้วงโคจรของดาวพุธเสื่อมลงมากขึ้น บังคับให้มันเข้าสู่ซองของดวงอาทิตย์ ดาวเคราะห์ขนาดเล็กนี้ (มวลประมาณ 5.5% ของโลก) ขาดความเฉื่อยที่จะต้านทานแรงลากของดาวฤกษ์ในบรรยากาศที่ขยายลึก [3], [4].

3.3 ดาวศุกร์: มีแนวโน้มถูกกลืนกิน

ดาวศุกร์โคจรรอบที่ ~0.72 AU แบบจำลองวิวัฒนาการหลายแบบก็ทำนายว่าดาวศุกร์จะถูกกลืนกินเช่นกัน แม้ว่าการสูญเสียมวลของดาวอาทิตย์อาจทำให้วงโคจรขยายออกเล็กน้อย แต่ผลกระทบนี้อาจไม่เพียงพอที่จะช่วยดาวเคราะห์ที่อยู่ที่ 0.72 AU โดยเฉพาะอย่างยิ่งเมื่อรัศมีของดาวยักษ์แดงสามารถขยายได้ใหญ่ (~1 AU หรือมากกว่า) ปฏิสัมพันธ์แรงน้ำขึ้นน้ำลงน่าจะทำให้ดาวศุกร์หมุนวนเข้ามาในวงโคจรในที่สุดจนถูกทำลาย แม้จะไม่ถูกกลืนกินทั้งหมด ดาวเคราะห์ก็จะถูกทำให้ร้อนจนไม่สามารถอยู่อาศัยได้

4. ผลลัพธ์ที่ไม่แน่นอนของโลก

4.1 รัศมีดาวยักษ์แดงเทียบกับวงโคจรของโลก

โลกที่ 1.00 AU อยู่ใกล้หรือเลยขอบเขตประมาณการทั่วไปของรัศมีสูงสุดของดาวยักษ์แดงไปเล็กน้อย แบบจำลองบางแบบแสดงว่าชั้นนอกของดวงอาทิตย์อาจขยายเกินระยะวงโคจรของโลก—1.0–1.2 AU หากเป็นเช่นนั้น โลกจะมีความเสี่ยงสูงที่จะถูกกลืนกินบางส่วนหรือทั้งหมด อย่างไรก็ตาม มีความซับซ้อนดังนี้:

  • Mass Loss: หากดวงอาทิตย์สูญเสียมวลอย่างมีนัยสำคัญ (~20–30% ของมวลเริ่มต้น) วงโคจรของโลกอาจขยายออกไปถึง ~1.2–1.3 AU ในช่วงเวลานั้น
  • Tidal Interactions: หากโลกเข้าสู่ชั้นโฟโตสเฟียร์ด้านนอก แรงเสียดทานอาจเกินกว่าการขยายวงโคจรออกไป
  • Detailed Envelope Physics: ความหนาแน่นของซองหุ้มดาวที่ ~1 AU อาจต่ำ แต่ไม่จำเป็นต้องน้อยจนไม่สำคัญ

ดังนั้น สถานการณ์การรอดชีวิตของโลกขึ้นอยู่กับปัจจัยที่แข่งขันกันระหว่างการสูญเสียมวล (ซึ่งเอื้อต่อการเคลื่อนที่วงโคจรออกไป) และแรงเสียดทานจากแรงน้ำขึ้นน้ำลง (ดึงเข้ามา) การจำลองบางอย่างแสดงว่าโลกอาจอยู่ภายนอกพื้นผิวดาวยักษ์แดงแต่ถูกความร้อนสูง ในขณะที่บางแบบจำลองแสดงการถูกกลืนกินซึ่งนำไปสู่การทำลายโลก [3], [5].

4.2 สภาพหากโลกหลบเลี่ยงการถูกกลืนกิน

แม้ว่าโลกจะหลีกเลี่ยงการถูกทำลายโดยสมบูรณ์ได้ แต่สภาพบนพื้นผิวโลกจะไม่เหมาะสมต่อการอยู่อาศัยนานก่อนที่ดาวยักษ์แดงจะถึงจุดสูงสุด เมื่อดวงอาทิตย์สว่างขึ้น อุณหภูมิพื้นผิวจะพุ่งสูง มหาสมุทรระเหย และเกิดปรากฏการณ์เรือนกระจกที่รุนแรง เปลือกโลกที่เหลือหลังช่วงดาวยักษ์แดงอาจถูกลอกหรือหลอมละลายอย่างกว้างขวาง ทำให้ดาวเคราะห์กลายเป็นที่รกร้างหรือระเหยบางส่วน นอกจากนี้ ลมสุริยะที่รุนแรงจากดาวยักษ์แดงอาจกัดกร่อนบรรยากาศของโลก

5. Helium Burning และต่อไป: AGB, Planetary Nebula, White Dwarf

5.1 Helium Flash และ Horizontal Branch

ในที่สุด ในแกนของดาวยักษ์แดง อุณหภูมิจะเข้าใกล้ ~100 ล้าน K ทำให้เกิดการจุดระเบิดของ helium fusion (กระบวนการ triple-alpha) บางครั้งในรูปแบบ “helium flash” หากแกนดาวมีลักษณะ electron-degenerate ดาวจะปรับตัวใหม่ให้มีรัศมีซองหุ้มเล็กลงในช่วง "helium-burning" การเปลี่ยนผ่านนี้ใช้เวลาค่อนข้างสั้น (~10–100 ล้านปี) ในขณะเดียวกัน ดาวเคราะห์ภายในที่รอดชีวิตจะประสบกับความสว่างที่ร้อนจัดตลอดเวลา

5.2 AGB: สาขายักษ์อะซิมพ์โทติก

หลังจากฮีเลียมในแกนหมด ดาวจะเข้าสู่ AGB โดยมีการเผาไหม้ฮีเลียมและไฮโดรเจนในเปลือกวงรอบแกนคาร์บอน-ออกซิเจน ซองหุ้มขยายตัวมากขึ้น และ ชีพจรความร้อน ทำให้สูญเสียมวลสูง ก่อให้เกิดซองหุ้มขนาดใหญ่และเบาบาง ระยะนี้เป็นช่วงสั้น (ไม่กี่ล้านปี) ซากดาวเคราะห์ (ถ้ามี) จะเผชิญแรงลมดาวฤกษ์แรง ทำให้เสถียรภาพวงโคจรซับซ้อนขึ้น

5.3 การก่อตัวของเนบิวลาดาวเคราะห์

ชั้นนอกที่ถูกพ่นออกมา ซึ่งถูกไอออไนซ์โดยแสง UV เข้มข้นจากแกนร้อน จะก่อตัวเป็น เนบิวลาดาวเคราะห์—เปลือกเรืองแสงชั่วคราว ตลอดเวลาหลายหมื่นปี เนบิวลาจะกระจายตัวออกสู่อวกาศ ผู้สังเกตจะเห็นเป็นเนบิวลารูปวงแหวนหรือฟองรอบดาวศูนย์กลาง ในที่สุด ดาวจะเข้าสู่ระยะสุดท้ายเป็น ดาวแคระขาว เมื่อเนบิวลาจางหายไป

6. ซากดาวแคระขาว

6.1 การยุบตัวของแกนและองค์ประกอบ

หลังจากระยะ AGB แกนที่เหลือคือ ดาวแคระขาว ที่หนาแน่น ประกอบด้วย คาร์บอนและออกซิเจน สำหรับดาวมวลประมาณ 1 ดวงอาทิตย์ แรงดันจากการยุบตัวของอิเล็กตรอนรองรับมัน ไม่มีการฟิวชันเพิ่มเติม มวลของดาวแคระขาวทั่วไปอยู่ระหว่าง ~0.5–0.7 M☉ รัศมีของวัตถุมีขนาดใกล้เคียงโลก (~6,000–8,000 กม.) อุณหภูมิเริ่มต้นสูงมาก (หลายหมื่นเคลวิน) ค่อยๆ เย็นลงตลอดหลายพันล้านปี [5], [6]

6.2 การเย็นตัวตลอดเวลาจักรวาล

ดาวแคระขาวแผ่พลังงานความร้อนที่เหลืออยู่ไปเรื่อยๆ ตลอดหลายสิบหรือหลายร้อยพันล้านปี มันจะลดความสว่างลงจนกลายเป็น "ดาวแคระดำ" ที่แทบมองไม่เห็น ระยะเวลาการเย็นตัวนี้ยาวนานมาก เกินอายุจักรวาลปัจจุบัน ในสถานะสุดท้ายนี้ ดาวจะเฉื่อยชา—ไม่มีปฏิกิริยาฟิวชัน เพียงแต่เป็นถ่านเย็นในความมืดมิดของจักรวาล

7. สรุประยะเวลาต่างๆ

  1. ลำดับหลัก: รวมประมาณ ~10 พันล้านปีสำหรับดาวมวลดวงอาทิตย์ ดวงอาทิตย์มีอายุประมาณ ~4.57 พันล้านปีแล้ว เหลืออีก ~5.5 พันล้านปี
  2. ระยะยักษ์แดง: ใช้เวลาประมาณ ~1–2 พันล้านปี ครอบคลุมการเผาไหม้เปลือกไฮโดรเจนและแฟลชฮีเลียม
  3. การเผาไหม้ฮีเลียม: ระยะเวลาคงที่สั้นกว่า อาจเป็นหลายร้อยล้านปี
  4. AGB: ชีพจรความร้อน การสูญเสียมวลจำนวนมาก เป็นเวลาหลายล้านปีหรือน้อยกว่า
  5. เนบิวลาดาวเคราะห์: ประมาณหลายหมื่นปี
  6. ดาวแคระขาว: เย็นลงอย่างไม่มีกำหนดตลอดหลายยุคสมัย จนในที่สุดจะจางหายกลายเป็นดาวแคระดำหากมีเวลาจักรวาลเพียงพอ

8. ผลกระทบต่อระบบสุริยะและโลก

8.1 โอกาสการลดความสว่าง

ภายในเวลาประมาณ ~1–2 พันล้านปี การเพิ่มความสว่างของดวงอาทิตย์ประมาณ ~10% อาจทำให้น้ำในมหาสมุทรและระบบนิเวศของโลกถูกทำลายผ่านปรากฏการณ์เรือนกระจกที่รุนแรงก่อนเข้าสู่ระยะยักษ์แดง ในช่วงเวลาทางธรณีวิทยา หน้าต่างความเหมาะสมของโลกสำหรับสิ่งมีชีวิตถูกจำกัดโดยการเพิ่มความสว่างของดวงอาทิตย์ กลยุทธ์ที่เป็นไปได้สำหรับชีวิตหรือเทคโนโลยีในอนาคตไกลอาจเกี่ยวข้องกับการย้ายดาวเคราะห์หรือการยกดาว (เป็นการคาดเดาล้วนๆ) เพื่อบรรเทาการเปลี่ยนแปลงเหล่านี้

8.2 ระบบสุริยะชั้นนอก

เมื่อมวลดวงอาทิตย์ลดลงในระหว่างการปล่อยลม AGB แรงดึงดูดจะอ่อนลง ดาวเคราะห์ชั้นนอกอาจเคลื่อนออกไปข้างนอก วงโคจรอาจไม่เสถียรหรือกระจายกว้าง ดาวเคราะห์แคระหรือดาวหางบางดวงอาจถูกกระจัดกระจาย สุดท้าย ระบบดาวแคระขาวสุดท้ายอาจมีซากดาวเคราะห์ชั้นนอกไม่กี่ดวงหรือไม่มีเลย ขึ้นอยู่กับว่าการสูญเสียมวลและแรงดึงดูดเกิดขึ้นอย่างไร

9. การเปรียบเทียบจากการสังเกต

9.1 ดาวยักษ์แดงและเนบิวลาดาวเคราะห์ในทางช้างเผือก

นักดาราศาสตร์สังเกตดาว red giant และดาว AGB (Arcturus, Mira) และ planetary nebulae (Ring Nebula, Helix Nebula) เป็นภาพสะท้อนของการเปลี่ยนแปลงในอนาคตของดวงอาทิตย์ ดาวเหล่านี้ให้ข้อมูลแบบเรียลไทม์เกี่ยวกับกระบวนการขยายซองหุ้ม การเต้นของความร้อน และการก่อตัวของฝุ่น โดยการเชื่อมโยงมวลดาว โลหะหนัก และขั้นตอนวิวัฒนาการ เรายืนยันว่าเส้นทางในอนาคตของดวงอาทิตย์เป็นเรื่องปกติสำหรับดาวที่มีมวลประมาณ 1 มวลดวงอาทิตย์

9.2 ดาวแคระขาวและซากดาว

การศึกษาระบบ white dwarf สามารถให้ข้อมูลเชิงลึกเกี่ยวกับชะตากรรมที่เป็นไปได้ของซากดาวเคราะห์บางส่วน ดาวแคระขาวบางดวงแสดงให้เห็นการ "ปนเปื้อน" ของโลหะหนักจากดาวเคราะห์น้อยหรือดาวเคราะห์ขนาดเล็กที่ถูกทำลายโดยแรงดึงดูดปรากฏการณ์นี้เป็นการเปรียบเทียบโดยตรงกับวิธีที่ซากดาวเคราะห์ที่เหลือของดวงอาทิตย์อาจสะสมบนดาวแคระขาวหรือคงอยู่ในวงโคจรกว้าง

10. บทสรุป

ช่วง Red Giant Phase เป็นการเปลี่ยนแปลงที่สำคัญสำหรับดาวฤกษ์ที่คล้ายดวงอาทิตย์ เมื่อไฮโดรเจนในแกนหมดลง ดาวจะขยายตัวจนมีรัศมีมหาศาล ซึ่งอาจ กลืนกิน Mercury และ Venus — และทำให้ความอยู่รอดของ Earth เป็นเรื่องไม่แน่นอน แม้ว่าโลกจะหลีกเลี่ยงการจมลงอย่างเต็มที่ได้ มันก็จะไม่สามารถอยู่อาศัยได้ภายใต้ความร้อนจัดและสภาพลมสุริยะ หลังจากขั้นตอนการหลอมรวมในเปลือก ดาวของเราจะวิวัฒนาการเป็น white dwarf สุดท้าย พร้อมกับเนบิวลาดาวเคราะห์ที่เป็นวัสดุที่ถูกปลดปล่อยออกมา เกมจบจักรวาลนี้เป็นเรื่องปกติสำหรับดาวที่มีมวลดวงอาทิตย์หนึ่งดวง แสดงให้เห็นวงจรวิวัฒนาการของดาวฤกษ์ที่ยิ่งใหญ่ — การก่อตัว การหลอมรวม การขยายตัว และสุดท้ายการหดตัวเป็นซากดาวที่เสื่อมสภาพ

การสังเกตการณ์ทางฟิสิกส์ดาราศาสตร์ ของดาวยักษ์แดง ดาวแคระขาว และระบบดาวเคราะห์นอกระบบยืนยันเส้นทางทฤษฎีเหล่านี้และช่วยให้เราทำนายผลกระทบของแต่ละช่วงต่อวงโคจรของดาวเคราะห์ จุดชมวิวของมนุษยชาติบนโลกในปัจจุบันเป็นเพียงช่วงเวลาสั้น ๆ ในแง่ของจักรวาล โดยอนาคตของดาวฤกษ์ในฐานะดาวยักษ์แดงเป็นสิ่งที่หลีกเลี่ยงไม่ได้ ซึ่งเน้นย้ำถึงความไม่ถาวรของความเหมาะสมในการอยู่อาศัยของดาวเคราะห์ การเข้าใจกระบวนการเหล่านี้ช่วยเสริมสร้างความชื่นชมที่ลึกซึ้งยิ่งขึ้นทั้งในความเปราะบางและความยิ่งใหญ่ของวิวัฒนาการระบบสุริยะตลอดหลายพันล้านปี

เอกสารอ้างอิงและการอ่านเพิ่มเติม

  1. Sackmann, I.-J., Boothroyd, A. I., & Kraemer, K. E. (1993). “Our Sun. III. Present and Future.” The Astrophysical Journal, 418, 457–468.
  2. Schröder, K.-P., & Smith, R. C. (2008). “Distant future of the Sun and Earth revisited.” Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 386, 155–163.
  3. Rybicki, K. R., & Denis, C. (2001). “On the final destiny of the Earth and the Solar System.” Icarus, 151, 130–137.
  4. Villaver, E., & Livio, M. (2007). “Can Planets Survive Stellar Evolution?” The Astrophysical Journal, 661, 1192–1201.
  5. Althaus, L. G., Córsico, A. H., Isern, J., & García-Berro, E. (2010). “Evolution of white dwarf stars.” Astronomy & Astrophysics Review, 18, 471–566.
  6. Siess, L., & Livio, M. (1999). “Are Planets Consumed by Their Host Stars?” Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 304, 925–930.

 

← บทความก่อนหน้า                    บทความถัดไป →

 

 

กลับไปด้านบน

กลับไปที่บล็อก