Osud našeho vesmírného domova (2): Jak jednou skončí Sluneční soustava?

Již od počátku 20. století víme, že blízká galaxie v Andromedě, ležící ve vzdálenosti 2,5 milionu světelných let, vykazuje tzv. modrý posuv spektrálních čar – jinými slovy se k nám přibližuje. Samo o sobě to ještě nemusí značit kolizní směr, pokud se cizí objekt současně pohybuje „do boku“.

Předchozí část: Osud našeho vesmírného domova (1): Jak jednou skončí Sluneční soustava?

Laterální pohyb galaxie v Andromedě je však velmi obtížné změřit a podařilo se to až díky dlouhodobým pozorováním Hubbleova dalekohledu. V roce 2012 tak astronomové oznámili, že se oba hvězdné ostrovy asi za čtyři miliardy let skutečně srazí.

Srážka na obzoru

Celý proces však bude mnohem poklidnější, než by se mohlo zdát. Následující generace pozorovatelů si všimnou postupného nárůstu zdánlivého rozměru galaxie v Andromedě a současně jejího zjasnění. Za dvě miliardy let vyplní blížící se hvězdný ostrov asi desetinu pozemské oblohy, a tehdy se také kolem sebe obě galaxie poprvé „prosmýknou“. Za 3,75 miliardy let přesáhne rozměr galaxie v Andromedě jedno zorné pole. Vývoj se mírně urychlí, začne být patrné postupné slapové ovlivňování a za 3,85 miliardy let bude zřejmé, že při prolínání vznikají nové oblasti tvorby hvězd.

Za čtyři miliardy let se obě galaxie začnou skutečně prolínat a zásadně měnit tvar, to vše přímo před očima budoucích pozorovatelů. Za další miliar­du let se k sobě přiblíží obě jádra a na obloze budou vypadat jako dva blízké jasné oblaky. Proces se završí ode dneška zhruba za sedm miliard let a jeho výsledkem se s největší pravděpodobností stane obří eliptická galaxie – Milkomeda, možná s dvojitým jádrem.

Přímé kolize jednotlivých hvězd lze během popisované srážky prakticky vyloučit. Stálice jsou v galaktických měřítkách malé a příliš daleko od sebe. Vzájemné gravitační působení však může mít velký vliv na Sluneční soustavu. Zborcení solárního systému a vyvržení planet je velmi málo pravděpodobné – podle očekávání se orbity planet během kolize nezmění. Je ovšem možné, že se celá soustava přesune do jiných oblastí potomka galaktické srážky: Asi s 50% pravděpodobností bude náš solární systém již při prvním průletu odtažen zhruba do trojnásobné vzdálenosti od středu Mléčné dráhy oproti současnosti. S 12% pravděpodobností pak bude naše soustava z disku Galaxie vypuzena a stane se součástí slapového ocasu, který za sebou bude při kolizním tanci Mléčná dráha zanechávat. A s pravděpodobností 3 % by mohlo Slunce i s planetami obdržet tak velký pohybový impulz, že by se ocitlo na hyperbolické trajektorii a opustilo by Galaxii úplně.

Monstrózní proměna

Výše popsané události zahrnují určitou dávku nejistoty. Naproti tomu vliv vývoje naší centrální hvězdy na celou Sluneční soustavu lze považovat prakticky za jistý. Je zřejmé, že od dob, kdy se Slunce usadilo na hlavní posloupnosti, jeho zářivý výkon postupně roste. Spalováním vodíku v jádře stoupá jeho teplota, a tudíž i celkový zářivý výkon termojaderných reakcí, v důsledku čehož se naše hvězda trvale rozpíná. Její svítivost roste asi o 1 % každých 100 milionů let. 

Jak již víme, zhruba za sedm miliard let bude Sluneční soustava součástí Milkomedy. V té době také zcela dojde vodíkové palivo v jádru Slunce, což povede k dramatickým změnám pod povrchem hvězdy. Degenerované, na helium bohaté jádro začne gravitačně kolabovat. Uvolní se při tom potenciální energie, zatímco vodíkové hoření se přesune do okolní slupky. Dostupná energie z gravitačního kolapsu jádra ohřeje materiál ve vodíkové slupce, asi 1 000× se zvýší produkce energie a hvězda se rozepne. Na místě, kde si dnes poklidně žije stálice v nejlepších letech, se objeví rozpínající se monstrum s překvapivě chladným povrchem – červený obr.

Žhavé a nenasytné

Tím ovšem dramatický scénář nekončí. Jelikož se Slunce rozepne, poklesne také jeho povrchové gravitační zrychlení. Ztráta hmoty slunečním větrem, která v současnosti dosahuje asi pěti milionů tun za sekundu, se významně urychlí. Hvězda tedy sice bude přibližně 200× větší, ale také přijde zhruba o pětinu své hmotnosti.

Merkur a Venuši rozpínající se Slunce pohltí. Stejný osud by měl logicky potkat i Zemi, neboť fotosféra červeného obra bude zasahovat až do vzdálenosti 1 AU, kde se dnes naše planeta nachází. Postupná ztráta hmotnosti stálice však povede k zeslabení gravitačního přitahování mezi Zemí a její hvězdou. V důsledku zákona zachování energie pak oběžná vzdálenost naší planety vzroste dost na to, aby unikla přímému pohlcení. Tedy prozatím...

Expanze Slunce vyústí v drastické snížení jeho rotační rychlosti: Dnes se naše hvězda otočí kolem své osy jednou za měsíc, avšak za sedm miliard let půjde o periodu kolem 2 500 roků. Obrovský rozdíl mezi pomalu rotujícím centrálním tělesem a rychle obíhající planetou poté vyvolá mohutné slapové působení. Vzpomeňme na zcela analogickou situaci s Marsem a Phobosem: Slapy tedy začnou Zemi strhávat na uzavírající se spirálu. V té době se navíc bude naše planeta vlastně pohybovat uvnitř chromosféry rudého obra, tedy v relativně řídké vrstvě atmosféry. I tento řídký materiál však bude působit znatelný odpor, a pád Země na Slunce se tak urychlí. Modrá planeta svému osudu neunikne, ovšem Mars a ostatní členové soustavy „přežijí“.

Každopádně se nemusíme trápit temným osudem svých potomků, neboť v té době bude Země už jistě neobyvatelná. Nárůst zářivého výkonu Slunce postupně posouvá tzv. obyvatelnou zónu dál do hlubin našeho solárního systému. Zhruba za miliardu let modrá planeta tuto „oázu“, kde se může vyskytovat tekutá voda, opustí. A přibližně za 1,2 miliardy let z ní zbude jen žhnoucí skála. Obyvatelná zóna se relativně rychle přesune přes Mars až k Neptunu, žádná z planet však v jejím dosahu nevydrží déle než snad 100 milionů let – což na vznik nového života nestačí.

Klid po bouři

Ale v nitru Slunce se již chystá další dramatická změna: Hořící vodíková slupka bude trpělivě ukládat v samotném středu helium, které bude vytrvale gravitačně kolabovat a ohřívat se. Jakmile teplota jádra přesáhne 100 milionů stupňů, helium se zažehne v překotné reakci – odborníci mluví o tzv. heliovém záblesku – a jádro vybuchne. Je to paradoxní, ale naše hvězda nebude rozmetána do okolí – naopak: Šířící se detonace sice nedosáhne až k okraji rozepnuté fotosféry, ale „sfoukne“ hořící vodíkovou slupku. Tempo termojaderných reakcí poklesne, Slunce splaskne a obyvatelná zóna se bude Sluneční soustavou velmi rychle posouvat zpět do jejího centra.

V nitru naší hvězdy se zažehne klidové heliové hoření a situace se bude opakovat: Jako tzv. oranžový obr a posléze na tzv. asymptotické větvi obrů se stálice opět nafoukne. Její obálkou budou pronikat tlakové vlny a v průběhu několika stovek tisíc let ji rozházejí po okolí. Kolem Slunce vznikne nakrátko planetární mlhovina, v jejímž centru pak zůstane jen zbytek naší hvězdy – bílý trpaslík, horká degenerovaná stálice s rozměrem blízkým Zemi a zhruba s polovinou dnešní hmotnosti.

Zrodí se nová generace?

Půjde o konec Sluneční soustavy? Možná ne. Astronomové mají indicie, že z materiálu, který je do okolí vyvržen během závěrečných fází vývoje hvězdy slunečního typu, by se mohly zformovat planety druhé generace. Výzkumy bílých trpaslíků, prováděné i v Astronomickém ústavu AV ČR v Ondřejově, poukazují na tzv. špinavé bílé trpaslíky: Nachází se kolem nich nejspíš přinejmenším disk trosek, možná však přímo asteroidální pás, z něhož nějaké těleso tu a tam dopadne na bílého trpaslíka a obohatí jej (neboli „zašpiní“) o těžší prvky.

TIP: Co se stane s plynnými obry, až za miliardy let vyhoří naše Slunce?

Bílí trpaslíci již zásadní proměnou neprocházejí, pouze postupně chladnou, což vzhledem k jejich malému povrchu trvá stovky miliard let. Obyvatelné zóny kolem takových těles jsou tedy dlouhodobě velmi stabilní. Například planeta obíhající ve vzdálenosti 0,01 AU se bude v obyvatelné zóně bílého trpaslíka nacházet jistě alespoň osm miliard let, přičemž do ní vstoupí zhruba dvě miliardy let po jeho vzniku.

Planetární systém druhé generace tak může být dlouhodobě stálý, bez rizika, že jej ohrozí vrtochy jeho centrální hvězdy. Je však diskutabilní, zda by se i na takových planetách mohl vyskytnout život – hlavně proto, že těkavé látky, mezi něž patří i voda, budou v těsné blízkosti bílého trpaslíka extrémně vzácné.