Solens sidste udvikling∗

Lars V. T. Occhionero†

1. maj 2009

1 Indledning

Solen er en af stjernefysikkens vigtigste komponenter. Dens placering så tætpå os har givet os rig mulighed for at studere dens karakteristika og udviklingfrem til i dag i detaljer, hvilket giver os grobunden for resten af stjernefysikken.Solen er et objekt, som på mange punkter er bedre kendt end Jorden, og densudvikling frem til i dag har været nøje studeret. Men ét af de aspekter, somer analyseret i mindre grad, er Solens videre udvikling. Som alle andre stjernerer Solen blevet skabt, den lever sit liv, primært på hovedserien, og vil en dagudvikle sig videre og dø ud.

Jeg vil i denne opgave undersøge Solens sidste udvikling fra i dag, til denskollaps til en hvid dværg. I løbet af opgaven vil jeg kigge på selve udviklingenog ændringen af luminositet og temperatur, samt disses betydning for Jorden,og ændring af Solens struktur. Dernæst vil jeg kigge på det massetab som Solenvil opleve, samt endelig diskutere ændringer af Solens radius, og hvorvidt dennevil medføre at Jorden vil blive slugt af solen i fremtiden.

2 Solens Udvikling, fra fødsel til død

Vi starter med at kigge på solens udvikling, de faser den bevæger sig igennem,samt årsagen til disse ændringer. Et af de redskaber som typisk anvendes til atse på stjerners udvikling, er et Hertzprung-Russel (HR) diagram, som viser ossolens udvikling som funktion af temperatur og luminositet, som er to kerne-størrelser inden for stjernefysikken. HR-diagrammet for den model for solensudvikling, som jeg primært vil diskutere kan ses på �gur 1. Diagrammet erfremstillet ud fra nogle numeriske modeller, som �gurerer i Sackmann et al.(1993), hvor man har set på udviklingen af en 1-solmasse stjerne med de påtidspunktet bedst kendte opaciteter, altså hvor meget energi som kan trans-porteres igennem solen, mixing-length, som er et størrelse som beretter omkonvektionen, samt et gæt på massetabs-parametret. Disse tre størrelser er til-passet, således at Solen kommer igennem dét punkt på HR-diagrammet hvorvi ved den er i dag, markeret med en lille cirkel, samt bogstavet B på �guren.Jeg vil diskutere forskelle mellem modeller i afsnit 5.

∗Eksamensprojekt til kurset �Videregående Stjerneudvikling� på Aarhus Universitet, 2009†Studiekortnr. 20052133

1

KAPITEL 2. SOLENS UDVIKLING, FRA FØDSEL TIL DØD 2

Figur 1: Hertzprung-Russel diagram som viser Solens udvikling. De enkelte sta-dier er markeret med bogstaverne A-L, hvoraf betydningen kan læses i teksten.Solens nuværende position er markeret med en cirkel. Med �rkanter er marke-ret Solens sene Helium-�ash. Figuren er taget fra (Sackmann et al., 1993, �g.2)

Diagrammet er blevet markeret i nogle vigtige punkter i Solens udvikling,med bogstaverne A til L. Punktet A betegner Solens indgang i hovedserien.Perioden før dette er markeret med den stiplede linie, som starter i P.

KAPITEL 2. SOLENS UDVIKLING, FRA FØDSEL TIL DØD 3

Vi vil nu kigge på disse forskellige udviklingstrin.

2.1 Tidlig Udvikling: Fra Tåge til Hovedserie

Vi vil starte med at kigge på den udvikling, Solen har gennemgået fra fød-sel til i dag, og endelig til slutningen af sit liv i hovedserien. Solen er, somalle andre stjerner, født i en relativ kold og lyssvag stjernetåge. Under gravi-tationel kollaps (se Kippenhahn og Weigert (1994) og Christensen-Dalsgaard(2006)) vil en del af stjernetågens tæthed øges, og medføre at den gravitatio-nelle energi omsættes til varme og bevægelse (se virialsætningen). På dennemåde skabes hurtigt en proto-stjerne, hvis energi, til at starte med, udelukken-de stammer fra gravitationel kollaps. Når energien i proto-stjernens kerne blivertilpas høj til at modsvare det gravitationelle kollaps i punk P, vil proto-stjernenfalde ned, gennem Hayashi sporet, hvor stjernen mister luminositet, men ikketemperatur. Dette sker når stjernen begynder at anvende temperaturen til atigangsætte kerneforbrænding. I punktet A, hvor luminositeten bliver minimal,vil stjernens energi stort set udelukkende stamme fra kerneprocesser og ikkelængere gravitationel kollaps, og stjernen er nu i den mest stabile fase, nemlig ihovedserien. Punktet A er det, man betegner som starten af stjernens liv, ellerzero-age main sequence (ZAMS) Udviklingen fra P til A går meget hurtigt, om-kring 10 mio. år, selvom de udviklinger, som forløber er ret voldsomme. Denne

Figur 2: Solens temperatur som funktion af tætheden i kernen. Markeret er ud-viklingsfaserne med bogstaverne A-L som tidligere. Figur taget fra (Sackmannet al., 1993, �g. 3)

KAPITEL 2. SOLENS UDVIKLING, FRA FØDSEL TIL DØD 4

udvikling kan også følges på �gur 2 hvor vi ser solens udvikling som funktionaf temperatur og tæthed i kernen. Vi ser, at i udviklingen fra P til A er prægetaf en voldsom forøgelse af både tætheden, som medfører at kernens temperaturstiger, indtil temperaturen når omkring 1.2× 106 K og tætheder på 80 g/cm3

hvor vi ser et knæk i kurven, hvor temperaturen stiger mindre hurtigt. Herstarter kerneforbrændingen. Når vi er nået punktet A er kerneforbrændingenSolens eneste kilde til luminositet.

Efterhånden som Solen udvikler sig hen af hovedserien, ser vi at luminosite-ten forøges langsomt. Solen be�nder sig i dag i punktet B, som er ca. i midtenaf sin udvikling på hovedserien. Vi ved dette fra astroseismologiske observa-tioner hvor man har kunnet observere, at ca. halvdelen af kernen stadig er afbrint. Solen har nu levet på hovedserien i godt 4.5 mia. år. Vi ser dermed, atændringen af luminositet på hovedserien er meget langsom, og at denne, påHR-diagrammet korte forløb, strækker sig over en tid 1000 gange længere endsolens kollaps fra P til A. Luminositetsændringen er så langsom, at man næstenkan antage solens luminositet for at have været konstant de seneste mio. år,hvilket også har givet en god grobund for opståelsen af liv på Jorden. Om 3mia. år vil solen passere punktet C, som er det punk hvor solens luminositet,og dermed e�ektive temperatur vil være maksimal. I punktet D, om 4,8 mia.år, vil solens brintindhold i kernen være sluppet op. Kernen vil nu trække sigsammen for at opretholde energi, mens en tyk brintskal omkring kernen bli-ver dannet. Denne skal vil stadig ligge tæt op ad kernen, og der vil i dennestadig foregå kernereaktioner som giver anledning til, at Solen fortsætter langshovedserien, indtil punkt E, som markerer slutningen af hovedserien.

I dette punkt vil Solen have fordoblet sit nuværende luminositet. Dennee�ekt vil have stor ind�ydelse på Jordens klima, da allerede en forøgelse af lu-minositeten til 1.1L� vil medføre en drivhuse�ekt forsaget af fordampning afverdenshavene, og ved 1.4L� vil verdenshavene blive komplet fordampet. Dissetal er beregnet ud fra en simpli�ceret model hvor man ser bort fra skydannelse,som vil stabilisere temperaturen og forhindre fordampningen af vandet, og der-med forlænge vores levetid. Denne e�ekt er specielt vigtig at tage i betragtning,da en forøgelse af fordampet vand, også vil medføre en større skydannelse. Menligegyldigt hvad, ser vi at livet på Jorden nok kommer til at være truet alleredeom 3.5 mia. år, mens Solen stadig er i sin hovedserie.

Solen vil leve på hovedserien i ialt ca. 11 mia. år ud af Solens totale levealderpå omkring 12 mia. år. Vi ser altså, at Solen vil leve langt størsteparten af sit livpå hovedserien, hvor alting sker relativ langsomt. Den sidste mia. år af Solensliv er langt mere begivenhedsrigt, som vi skal kigge på nu.

2.2 Rød Kæmpegren

Kernens sammentrækning efter punkt E, vil medføre at brint-skalkilden begyn-der at brænder kraftigere, hvilket vil medføre, at Solen begynder at ekspandere.Til at starte med sker dette uden store ændringer i luminositet, men når Solenpasserer punktet F, som er bunden af den røde kæmpegren, begynder ekspan-sionen at ske med meget stor hastighed, og under meget voldsom ændring iluminositeten. Solen bliver nu en rød kæmpestjerne, mens den bevæger sig opaf den røde kæmpegren (Red Giant Branch, RGB). Denne udvikling vises ty-deligt på �gur 3 hvor vi ser Solens luminositet som funktion af tiden. Figuren

KAPITEL 2. SOLENS UDVIKLING, FRA FØDSEL TIL DØD 5

Figur 3: Solens luminositet som funktion af tiden. Markeret er faserne medbogstaverne A-L som på andre �gurer. Notér at de lodrette linier indikererskift i tidsinddeling. Figuren er taget fra (Sackmann et al., 1993, �g: 4)

er opdelt i tre områder, med tre forskellige tidsakser, da Solens sene udviklings-faser foregår væsentlig hurtigere end den første. De tre opdelinger er også engrov opdeling mellem solens tre primære faser: Hovedserien, Rød Kæmpegrenog Asymptotisk Kæmpegren, som vi vil kigge på senere.

Solens voldsomme luminositetsforøgelse vil bidrage til en opvarmning afkernen. Heliumkernen har indtil nu ikke haft energi nok til igangsætte fusions-processer. Dette har medført at kernen er kollapset, indtil heliumet er blevetdegenereret. Opvarmningen af kernen, som fortsætter indtil maksimum i punktH hvor Solens luminositet når op på 2349L�, vil på dette tidspunkt medføre atkernen vil igangsætte fusionsforbrændingen. Men hvor dette normalt bidragertil at nedkøle stjernen ved at øge trykket og lade kernen ekspandere, vil igang-sættelsen af kerneprocesser i en degenereret kerne have modsat e�ekt, nemligat energiforøgelsen bidrager til at øge den indre energi gennem degenereringenog dermed temperaturen. Vi får derfor en voldsom kædereaktion af kernepro-cesser, som forøger hinanden, i ét voldsomt udbrud: et Helium�ash (se mere iChristensen-Dalsgaard (2006)). Under denne proces bliver store dele af kernensheliumindhold fusioneret på ganske kort tid. Helium�ashet vil formegentlig ik-ke forløbe i centrum. Dette skyldes, at det store tryk i midten medfører en storneutrinokøling, som vil bidrage til at nedkøle selve kernen, så området omkringkernen er det, som vil primært vil opvarmes.

For at simpli�cere computermodellen har man valgt at springe helium�ashetover, og blot genstarte modellen ud fra de parametre Solen bør have efter sitførste helium�ash, hvor 3% af helium i kernen er blevet omdannet til kul.

KAPITEL 2. SOLENS UDVIKLING, FRA FØDSEL TIL DØD 6

Dette ses tydeligt på alle �gurerne, hvor overgangen fra H til J, er stiplet, ellermarkeret med en pil. Helium�ashet medfører også at der igangsættes en reelheliumforbrænding i kernen. Efterhånden som heliumet bliver omdannet til kul,vil kernen i stjernen nedkøle, hvilket vil få kernen til at trække sig sammen, forat opretholde forbrændingen, og dermed også få brint-skalkilden til at brændestærkere. Dette medfører en periode hvor Solens luminositet igen er konstant,denne æra varer dog kun 0.1 mio. år, før helium i kernen er sluppet op, i punktL.

2.3 Slutfasen

Når Solen passerer punktet L, vil helium i kernen være komplet omdannet tilkul og ilt. I stedet antænder det helium som vi har omkring kernen, og Solenbliver således en stjerne med to skalkilder, en brintkilde og en heliumkilde.Selve omlægningen fra en central heliumkilde til en skalkilde, vil medføre etkortvarigt dyk i luminositeten, som tydeligt kan ses på �gur 3, indtil kildenantænder og luminositeten igen vokser. Solen bevæger sig nu ud af den rødekæmpegren, og ind i den asymptotiske kæmpegren (AGB), hvor der, som kanses på bl.a. HR diagrammet, �gur 1, sker mange interessante udviklinger.

Solens kerne er nu ikke længere aktiv, hvilket medfører, at denne træk-ker sig sammen. Dette vil normalt medføre en temperaturstigning, men dennebliver forhindret (som tidligere under RGB-fasen) af neutrinokølingen, hvil-ket medfører at kernen bliver degenereret. Under sammentrækningen trækkesheliumkilden med ned. På et tidspunkt nås det punkt hvor skalkildens ener-giproduktion ikke længere bidrager til trykændring, men til indre energi, somtidligere, hvilket igen medfører et helium�ash. Dette vil få kilden til at udvi-de sig igen, men da kernen stadig er �kold� vil der ske endnu et kollaps, somvil medføre endnu et helium�ash. Denne proces fortsætter så længe Solen er iAGB-fasen. Denne stopper, når massetabet, diskuteret i næste afsnit: 3), med-fører at stort set kun selve kernen er tilbage, hvorefter der ikke længere kanigangsættes disse termiske pulser drevet af helium�ash. I den anvendte modelnår Solen at gennemgå �re af sådanne pulser inden den når ud af AGB, men idenne model er massetabsparametret et meget vigtigt element, som vi skal sepå senere.

Helium�ash er meget voldsomme energiudladninger, men vi ser på �gur 3 atman på over�aden ikke observerer gigantiske variationer i luminositeten. Fak-tisk observerer vi først et dyk i luminositeten, efterfulgt af en kraftig stigning.Dette skyldes, at sammentrækningen medfører at brintkilden slukkes, indenselve lyset fra helium�ashet når ud til over�aden. Efter dette er forløbet, fal-der luminositeten igen, efterhånden som energien fra helium�ashet forsvinder,hvorefter brintkilden starter igen og luminositeten vokser til samme værdi, vihavde inden helium�ashet. Hele forløbet med de termiske pulser foreløber blotover 0.4 mio. år, og er dermed en tidslig meget lille del af solens udikling.

Når massetabet har forsaget, at kun kernerne er tilbage, stopper SolensAGB-fase. Efterhånden som kernen bliver frigjort af materialet omkring sig,vil temperaturen stige. Dette sker når kernens temperatur er højere end detomgivende, og vi efterhånden kun ser kernen. Stigningen er meget voldsom,fra 4000 K til kernens 120 000K, uden dog at luminositeten ændres, da energi-produktionen stadig er den samme. Disse voldsomme temperaturer vil medføre

KAPITEL 3. MASSETAB 7

en ionisering af det materiale, som Solen har tabt. Dette vil give anledning tilfremkomsten af en interplanetarisk tåge, altså en stjernetåge som er (tilnær-melsesvist) sfærisk symmetrisk, magen til eks. Ringtågen eller Eskimotågen.Selve Solen, som nu kun har kernen tilbage, vil langsomt afkøle, og blive til enhvid dværg. Der er en teoretisk 10% chance for, at inden dette sker, forløberet sidste helium�ash, som kortvarigt bringer Solen op til en rød kæmpe igen,inden den falder til en hvid dværg, dog kigger den anvendte model ikke pådenne mulighed.

3 Massetab

Vi har hermed kigget på Solens livsforløb, fra stjernetåge til hvid dværg. Vi vilnu kigge på to af de aspekter som har stor betydning for Solens sene udvikling,nemlig ændring af radius, i næste afsnit (4) og ændringen af dens masse gennemmassetab.

Solen taber masse gennem sin solvind allerede i dag. Dette tab er dog mini-malt i forhold til Solens samlede masse, men som Solen udvikler sig, vil mas-setabet blive større og have en stor betydning for Solens udvikling. Modellenfra Sackmann et al. (1993) anvender en massetab ved en solvind givet ved:

dM

dt= −η(4 · 10−13)

LR

M= −η(1.34 · 10−5)

L3/2

MT 2e

hvor L,R og M er i solenheder, den e�ektive temperatur Te i kelvin og masse-tabet dM/dt i M�/yr. η er massetabsparameteret som er den eneste størrelseman skal vurdere på forhånd. Den anvendte model anvender et η på 0.6, doger der fortaget beregninger også med en øvre grænse på 1.4, som normalt ses istørre stjerner, samt en nedre grænse på 0.4, som man ser for mindre stjerner.

Som man kan se, vil massetabet primært forløbe ved høje radier, hvor stofer løsere bundet, og luminositeter, hvor sto�et har mere energi. Dette betyderat Solen vil primært miste masse når den er en rød kæmpe. Dette sker i toperioder i Solens liv, nemlig på den røde kæmpegren og på den asymptotiskekæmpegren. Langt det største massetab opnås i spidsen i RGB, hvor radiusog luminositet er størst, og senere hen i AGB hvor Solen igen vokser til storeradier og luminositeter. På �gur 4 ser vi et Kippenhahn diagram over Solensudvikling for vores bedste model. Her observeres tydeligt, at det første storehug i massetabet foregår på spidsen af AGB, lige ved det første helium�ash.Her vil solens masse være 0.725M�, og blive holdt nogenlunde konstant. Nårder ikke længere er helium i kernen, og vi rammer AGB, starter massen medat falder stødt. Dette fortsætter indtil vi stort set kun har kernen tilbage, ogdenne bliver til en hvid dværg med en masse på kun 0.541M�. Halvdelen afSolens masse går altså tabt i løbet af Solens udvikling. Kigger vi på modellenved den lavere grænse for massetab, med η = 0.4 på �gur 5, ser vi at Solengenerelt udvikler sig tilnærmelsesvist ens, til og med RGB, dog med en laveremassetab. Herefter ser vi, at massetabet er væsentligt langsommere, hvilketmuliggør at kernen kan komme igennem �ere pulser pga. helium�ashes. I denanvendte model ser vi 10 af sådanne pulser. Generelt når Solen at leve længeretid på AGB, og ender som en hvid dværg med en masse, som dog kun er ensmule højere end den foretrukne model, nemlig 0.576M�. Dette skyldes, atAGB slutter først når vi kun har kernen tilbage, og kernens masse er upåvirket

KAPITEL 4. RADIUSÆNDRING 8

Figur 4: Kippenhahn diagram for Solens udvikling med et massetabsparameterpå 0.6. Markeret er faserne fra A-L som tidligere. Taget fra (Sackmann et al.,1993, �g. 6)

af massetabet. Kigger vi på den øvre grænse for massetabet, η = 1.4 på �gur6 ser vi til gengæld en stor ændring. Massetabet er nu så voldsomt, alleredei RGB fasen, at hele Solens ydre lag forsvinder inden Solen når AGB-fasen.Dette betyder, at Solen går direkte fra AGB til at nedkøle, og blive til en lillehvid dværg med en masse på 0.434M�, som er meget rig på brint og helium,da vi ikke har haft en fase med skalkilder som producerer kul og ilt.

Vi ser hermed at massetabsparametret er meget vigtigt for at undersø-ge Solens fremtidige udvikling, og kan i værste fald betyde, at en hel fase afudviklingen springes over. Vi kan her se at vi mangler bedre kendskab til mas-setabsparametret, før vi kan fortælle detaljer for Solens videre udvikling.

4 Radiusændring

En anden af de størrelser, som vil udvikle sig markant under Solens udvikling erdens radius. Ofte bliver dette set som Jordens fremtidige dommedagsscenarie,hvor Solen vil vokse til en rød kæmpestjerne og sluge Jorden, og dermed ende altliv på den. Vi har allerede set at temperaturforøgelsen på hovedserien i sig selvvil medføre, at alt liv på Jorden bliver udryddet, men undersøgelse af Solensradius stadig kan vise sig at indeholde nogle interessante dele. Vi starter med atkigge på ændringer i radius, i vores foretrukne model. Vi ser på �gur 7 at radiusudvikler sig tilsvarende luminositeten. som vi tidligere har set i �gur 3. I løbetaf hovedserien sker der ikke det store. Det er først når Solen passerer punkt E,

KAPITEL 4. RADIUSÆNDRING 9

Figur 5: Samme som �gur 4, blot for den nedre grænse af massetabsparametret,på 0.4.

at der sker en ekspansion, som vil udvide Solen til en rød kæmpe. Ved RGB-spidsen vil Solens radius være nået forbi Venus' aktuelle kredsløb, på 0.77 AUeller 166 R�. På �guren ses stiplet banerne for kredsløbet af jordplaneterne,altså de �re inderste planeter, Merkur, Venus, Jorden og Mars. Under Solensudvikling har vi set, at der vil forløbe et stort massetab, primært ved RGB-spidsen. Dette vil medføre at planetbanerne vil �ytte sig længere væk fra Solen,og vi ser dermed, at Venus når at undgå at blive slugt, ved at �ytte sig ud tilJordens tidligere bane. Merkur når desværre ikke at �ytte sig inden Solen slugerden, da massetabet ikke er stor nok inden Solens radius har udvidet sig til densbane. Under AGB-fasen ser vi igen de �re helium�ashes, som ganske analogtmed luminositeten, giver anledning til et kortvarigt dyk i radius, efterfulgtaf en kraftig ekspansion og en langsom sammentrækning. Massetabet i fasenvil gøre at radius af solen holdes nogenlunde konstant i denne fase, selvomtrykket forøges. Kigger vi i stedet på vores nedre grænse for massetab, på�gur 8, ser vi igen at udviklingen til og med RGB-fasen er tilsvarende dentidligere �gur. Men under AGB-fasen vil der ske �ere helium�ashes, og damassetabet ikke kan nå at følge med trykforøgelsen, vil der ske en udvidelseaf Solen, som vil medføre, at Venus bliver slugt under det andet helium�ashog Jorden bliver slugt under det femte helium�ash. Solens maksimale radiusopnås under det syvende helium�ash, hvor radius bliver 1.61 AU, altså størreend Mars' nuværende kredsløbsbane, men Mars bliver igen ikke slugt, da denhar bevæget sig længere væk, takket være massetabet.

Dette koncept med, at planeterne �ytter sig længere væk kan dog blivemodarbejdet af tidevandskræfter, samt eventuelt gnidning i heliosfæren, som

KAPITEL 5. MODELLER 10

Figur 6: Samme som �gur 4, blot for den øvre grænse af massetabsparametret,på 1.4.

tilsvarende bliver større. I Jørgensen (1991) diskuteres at disse to fænomenervil tværtimod få planeterne til at spiralere ind imod Solen, og dermed forsage,at i hvert fald Merkur, Venus og Jorden ender med at blive slugt af Solen. Dettefænomen bliver ikke diskuteret i Sackmann et al. (1993), men virker som envigtig faktor at tage højde for når man vil undersøge denne sag.

Ved den øvre grænse for massetabsparametret, vil Solen udvide sig somtidligere gennem RGB, hvorefter den straks efter at have slugt Merkur, vilfalde sammen og blive en hvid dværg.

5 Modeller

Jeg har i opgaven fokuseret på én bestemt Solmodel, som er fremført i Sack-mann et al. (1993). Denne model er dog langtfra den eneste Solmodel som kananvendes. I Jørgensen (1991) ser vi en stor del forskellige modeller, og hvordanSolen udvikler sig ifølge disse. Som nævnt i indledningen, er der ikke fremstilletmange modeller som speci�kt undersøger Solens sene faser af sit liv, derfor ermodellerne i Jørgensen (1991) ekstrapoleringer af Solmodeller samt forskyd-ning af diverse stjernemodeller for stjerner som ligger tæt på Solen, indtil manrammer de forhold som vi ved, Solen er ved i dag.

Et godt eksempel på hvor kaotisk denne store mængde modeller kan blive,kan ses på �gur 9 hvor vi ser HR-diagrammet for Solens udvikling, set ud fradiverse modeller.

Vi ser dog, at formen på alle modellerne er tilnærmelsesvis ens, så allemodeller er nogenlunde enige om at Solen vil udvikle sig i RGB-fasen. Dog er

KAPITEL 6. KONKLUSION 11

Figur 7: Udvikling af Solens radius over tid, ved et massetabsparameter på0.6, Markeret er Solens udviklingsfaser fra A-L som tidligere. Markeret er ogsåradius for banerne af planeterne Merkur, Venus, Jorden og Mars. Figur tagetfra (Sackmann et al., 1993, �g. 7)

der modeller, hvor Solen aldrig når AGB-fasen (ganske som i vores η = 1.4tilfælde fra før) og vi har også modeller, hvor Solen ikke udvikler sig til en hviddværg, men ender som en Miria-variabel stjerne, med en periode på ca. en dag.

Alle disse modeller er dog, som skrevet, udviklet ud fra ekstrapoleringer oglignende metoder, som kan fungere til at give et overslag, men ikke til at forklareSolens udvikling i detaljer. Til gengæld viser det, hvor vigtigt det er at fastslånogle af de ukendte parametre, som kan fungere som begrænsende faktorer ivores udregninger, og dermed kan vi se, at vi stadig skal lære �ere detaljer omSolen, før vi endeligt kan fastslå hvordan den vil udvikle sig i fremtiden, og omhvordan eventuelt den kommer til at påvirke Jordens klima o.l.

6 Konklusion

Vi har kigget på Solens udvikling, fra stjernetåge til hvid dværg. Her har vi set,at Solen vil leve langt størstedelen af sit liv, 10 mia. år ud af 12, på hovedserien.Når kernen begynder at løbe tør for brint, vil Solen udvikle sig op af den rødekæmpegren, efter det første voldsomme helium�ash. Når kernen også er løbettør for helium, vil Solen formegentlig fortsætte sin udvikling hen ad den asymp-totiske kæmpegren, hvor den vil miste store dele af sin masse, og forløbe �erehelium�ashes, indtil kun kernen er tilbage. I denne tid vil Solens temperaturvokse, så det omkringværende materiale, som Solen netop har mistet, ioniseresog ses som en interplanetarisk stjernetåge. Når kun kernen af tilbage vil Solen

LITTERATUR 12

Figur 8: Samme som �gur 7, blot for den nedre grænse for massetabsparame-teren på 0.4

nedkøle, og langsomt blive til en hvid dværg.Dette gælder for den model vi har kigget på, dog er modellen meget afhæn-

gig af en række parametre, specielt massetabsparametret og opaciteterne, som,også til dette, ønskes bedre kendt. Vi kan altså ikke beskrive Solens udviklingi detaljer, indtil vi opnår bedre mål for disse vigtige størrelser. Dette medførerbl.a. at vi ikke absolut kan fortælle, hvad der sker med Jorden under Solensfremtidige udvikling, og om hvorvidt denne bliver slugt af Solen eller ej. Næ-sten sikkert er det dog, at Solens nuværende temperaturforøgelse vil medføreen drivhuse�ekt, som vil om 3-4 mia. år forsage udryddelse af livet på Jorden.

Litteratur

J. Christensen-Dalsgaard, Lecture Notes on Stellar Structure and Evolution,Institut for Fysik og Astronomi, 2006.

U. G. Jørgensen, Advanced stages in the evolution of the sun. Astronomy and

Astrophysics, 246, 118�136, 1991.

R. Kippenhahn og A. Weigert, Stellar structure and evolution, Springer-Verlag,1994, 3. udgave.

I.-J. Sackmann, A. I. Boothroyd og K. E. Kraemer, Our Sun. III. Present andFuture. The Astrophysical Jorunal, 418, 457�+, 1993, doi:10.1086/173407.

LITTERATUR 13

Figur 9: Hertzprung-Russel diagram for Solens udvikling fra hovedserien tilbunden af den røde kæmpegren, set med forskellige modeller. Figur taget fra(Jørgensen, 1991, �g. 1a)