Aurinkokunnan tulevaisuus
Aurinkokunnan tulevaisuus ulottuu nykyhetkestä siihen tarkemmin määrittelemättömään aikaan, jolloin aurinkokunta lakkaa olemasta. Auringon energiavarat loppuvat noin viiden miljardin vuoden päästä, mutta Aurinkoa kiertävistä kappaleista osa saattaa säilyä hyvinkin kauan tämän jälkeen.
Tähtitieteilijät arvioivat, että aurinkokunta tulee kiertoratojensa puolesta säilymään lähes järkkymättömänä kymmeniä miljardeja vuosia. Kyseessä on kuitenkin kaaosteorian piiriin kuuluva asia, joten harvinaistenkin tapahtumien todennäköisyys kasvaa pitkällä aikavälillä. Siten esimerkiksi todennäköisyys, että toinen tähti ohittaa Auringon tarpeeksi läheltä ja irrottaa planeetan Aurinkoa kiertävältä radalta, kasvaa biljoonien vuosien kuluessa lähelle yhtä.
Kiertoratojen stabiilius pitkällä aikavälillä
[muokkaa | muokkaa wikitekstiä]Aurinkokunta on kaoottinen järjestelmä, sillä planeettojen kiertoradat ovat alttiita pitkän aikavälin muutoksille. Esimerkiksi Neptunuksen ja Pluton kiertoradat ovat lukkiutuneet 3:2-resonanssiin. Vaikka resonanssi itsessään on vakaa, on mahdotonta ennustaa Pluton sijaintia radallaan pidemmälle kuin 10-20 miljoonan vuoden päähän. Tätä käsitettä kutsutaan Ljapunovin aikaskaalaksi.[1] Toinen esimerkki on Maan akselin kallistuma, jonka Kuun vetovoima pitää vakaana mutta jota ei silti kyetä ennakoimaan kauemmaksi kuin muutaman vuosimiljardin päähän. Koko aurinkokunnalle Ljapunovin aikaskaala on välillä 2-230 miljoonaa vuotta.[2] Tätä pidemmälle planeettojen sijaintien määrittäminen on pelkkien arvailujen varassa. Siten esimerkiksi kesän ja talven ajoitus on epävarmaa, mutta joissakin tapauksessa myös radat itsessään muuttuvat. Käytännössä niissä vaihtelee ratojen epäkeskisyys, mikä tarkoittaa joidenkin planeettojen ratojen muuttumista huomattavasti nykyistä elliptisemmiksi.
Aurinkokunta on siinä mielessä täysin vakaa, etteivät planeetat tule ainakaan muutamaan vuosimiljardiin törmäämään toisiinsa tai sinkoutumaan ulos tähtienväliseen avaruuteen.[2] Tämän ajanjakson jälkeen todennäköisyys, että Marsin radan eksentrisyys saavuttaa arvon 0,2, kasvaa voimakkaasti. Jos näin tapahtuu, Marsin kiertorata leikkaa Maan rataa aiheuttaen mahdollisen törmäysvaaran. Samalla aikajänteellä Merkuriuksen radan eksentrisyys voi kasvaa vieläkin enemmän, jolloin lähiohitus Venuksen kanssa voisi teoriassa heittää planeetan ulos aurinkokunnasta tai sysätä sen törmäämään Venukseen tai Maahan.
Kuiden ja rengasjärjestelmien kehitys
[muokkaa | muokkaa wikitekstiä]Kuujärjestelmien kehityksessä ratkaisevassa asemassa ovat vuorovesivoimat. Planeettaa kiertävä kuu aiheuttaa planeettaan vuorovesivoiman, koska kuun gravitaatiovoima on erisuuruinen eri kohdissa planeettaa. Tämän seurauksena planeettaan syntyy kaksi pullistumaa, toinen sille puolelle joka on lähimpänä ja toinen sille joka on kauempana satelliitista. Avainasemassa on se, onko satelliitin kiertoaika planeetan ympäri suurempi, pienempi vai yhtä suuri kuin planeetan vuorokausi eli pyörähdysaika oman akselinsa ympäri.
Jos planeetta pyörii nopeammin kuin satelliitti kiertää planeettaa, vuorovesipullistuma laahaa planeetan pinnalla aina hieman satelliitin edellä. Tällöin energiaa siirtyy planeetan pyörimisestä satelliitin rataliikkeeseen, jolloin planeetan pyöriminen hidastuu ja satelliitti loittonee planeetasta hitaasti kasvavalla spiraalin muotoisella radalla. Esimerkkinä tästä ovat Maa ja Kuu. Kuu on vuorovesilukkiutunut Maan suhteen, sillä se kääntää jatkuvasti saman puolen kohti Maata, joten sen pyörähdysaika akselinsa ympäri on yhtä pitkä kuin kiertoaika Maan ympäri eli yksi kuukausi. Tulevaisuudessa Kuu loittonee edelleen hitaasti kauemmas Maasta ja Maan pyöriminen hidastuu. Jos taivaankappaleet selviävät Auringon muuttumisesta punaiseksi jättiläiseksi, koittaa noin 50 miljardin vuoden kuluttua aika jolloin päivä ja kuukausi ovat yhtä pitkät, jolloin kärventyneet ja jäähtyneet Maa ja Kuu ovat molemmat vuorovesilukinneet toisensa.
Tilanne on toinen, jos kuu kiertää planeettaansa nopeammin kuin planeetta pyörii tai mikäli kiertosuunta on planeetan pyörimissuuntaa vastaan. Tällöin vuorovesivoimat nopeuttavat planeetan pyörimistä ja vievät energiaa satelliitin rataliikkeestä. Tällainen kuu on tuhoon tuomittu, sillä se lähestyy jatkuvasti spiraaliradalla emoplaneettaansa. Kun välimatka on pienempi kuin Rochen raja, kuu murskautuu vuorovesivoimien puristuksessa palasiksi, joista ehkä muodostuu planeetan ympärille rengas. Tämä tulee tapahtumaan ainakin suurille kuille, kuten Neptunuksen Tritonille. Pienempi satelliitti, kuten Marsin sisempi kuu Phobos, saattaa säilyä tästä ehjänä ja tuhoutua vasta osuessaan planeettaan.
Kolmas tilanne on erikoistapaus, jossa kuu ja planeetta ovat jo valmiiksi vuorovesilukittuneita toistensa suhteen. Tällöin planeetan pinnan vuorovesipullistuma on täsmälleen planeetan ja kuun välisellä linjalla eikä energiaa siirry kumpaankaan suuntaan. Satelliitin kiertoaika ja etäisyys pysyvät samoina, esimerkkinä Pluto ja Kharon.[3] Plutoa ei kuitenkaan enää pidetä planeettana ja toisillakin transneptunisilla kohteilla ja joillain asteroideilla on omaan kokoonsa verrattavia kuita.
Auringon ja planeettojen elinkaari
[muokkaa | muokkaa wikitekstiä]Aurinko tulee ajan mittaan hitaasti kirkkaammaksi ja kuumemmaksi, jolloin Maan pintalämpötila nousee. Miljardin vuoden kuluttua auringon kirkkaus on kasvanut 10 prosenttia nykyisestä.[4] Tällöin Maan pintalämpötila saavuttaa rajan, jossa karkaava kasvihuoneilmiö käynnistyy, jolloin Maa muuttuu elinkelvottomaksi koska se siirtyy pois elinkelpoiselta vyöhykkeeltä. Maan meret höyrystyvät ja vesihöyry hajoaa vedyksi ja hapeksi. Vetyatomit karkaavat avaruuteen happiatomien jäädessä ilmakehään.[5] Ilmanpaine ja pintalämpötila kohoavat samoihin lukemiin kuin Venuksessa.
Samanaikaisesti Marsissa pintalämpötila nousee, jolloin ikiroutaan sitoutuneet vesi ja hiilidioksidi vapautuvat ilmakehään. Planeetan olosuhteet ovat kasvihuoneilmiön ansiosta ehkä tietyn ajan otolliset elämälle.[6] Samoin joissakin Jupiterin ja Saturnuksen kuissa pintalämpötila saattaa nousta lukemiin, joissa jonkinlainen elämä pystyisi selviytymään.
Punainen jättiläinen
[muokkaa | muokkaa wikitekstiä]Kun vety loppuu Auringon sisäosista, tähden ytimestä ulospäin kohdistuva säteilypaine ei enää pysty vastustamaan ulompien kerrosten painoa, mikä saa aikaan luhistumisen. Tämä kasvattaa ytimen lämpötilaa niin korkeaksi, että heliumin fuusio käynnistyy. Aurinko laajenee punaiseksi jättiläiseksi, jolloin sen luminositeetti ja läpimitta kasvavat huomattavasti nykyisestä.[7][4]
Koska Aurinko muuttaa ainettaan säteilyksi, sen massa pienenee ajan myötä, jolloin kaikki planeetat siirtyvät pikkuhiljaa siitä kauemmaksi. Tutkijoiden kesken on epäselvyyttä siitä, kuinka suureksi Aurinko laajenee. Sisemmät planeetat Merkurius ja ehkä myös Venus jäävät laajenevan Auringon sisään ja höyrystyvät. Joidenkin arvioiden mukaan myös Maa joutuu nielaistuksi, kun taas vaihtoehtoisen näkemyksen mukaan se välttyy tältä massan menetyksen takia.[5]
Kun Aurinko on käyttänyt loputkin energiavarastonsa, sen ydinreaktiot lakkaavat. Aurinko puhaltaa ulommat kerroksensa avaruuteen planetaariseksi sumuksi, ja tähden ydin jää jäljelle valkoisena kääpiönä, joka säteilee jäännöslämpöään avaruuteen miljardien vuosien ajan, jäähtyen lopulta mustaksi kääpiöksi.
Linnunradan ja Andromedan sulautuminen
[muokkaa | muokkaa wikitekstiä]Maailmankaikkeuden laajenemisen seurauksena galaksit ja galaksijoukot liikkuvat enimmäkseen erilleen toisistaan. Riittävän lähellä toisiaan olevien galaksien kohdalla painovoima kuitenkin voittaa yleisen laajenemisen ja saa galaksit liikkumaan toisiaan kohti. Linnunrataa lähinnä oleva toinen suuri galaksi M31, eli Andromedan galaksi, liikkuu meitä kohti noin 120 kilometrin sekuntinopeudella.[8] Galaksit törmäävät toisiinsa kolmen vuosimiljardin kuluttua.
Koska tähdet sijaitsevat keskimäärin useiden valovuosien päässä toisistaan, todennäköisyys, että yksittäiset tähdet törmäävät toisiinsa, on kuitenkin hyvin pieni. Galaksien törmäys, joka tulee tapahtumaan kymmenesosalla valon nopeudesta, tulee heittämään osan tähdistä galaksienväliseen avaruuteen, ja on mahdollista, että Aurinkomme tulee olemaan yksi ulos sysätyistä tähdistä. Lopputuloksena sulautumisesta on elliptinen galaksi, jolla ei ole spiraalihaaroja.
Aurinkokunnan aikaskaala
[muokkaa | muokkaa wikitekstiä]| Vaihe | Vuotta kulunut Auringon muodostumisesta | Prosessi |
|---|---|---|
| Tähtienvälinen pilvi | Miljardeja vuosia ennen aurinkokunnan muodostumista | Aiemmat tähtisukupolvet elävät ja kuolevat, mistä jää tähtienväliseen avaruuteen kaasua ja pölyä, joista aurinkokunta alkaa muodostua. |
| ~5 × 107 vuotta ennen aurinkokunnan syntyä | Jos Aurinko muodostui Orionin sumun kaltaisella alueella, massiivisimmat tähdet kuolevat ja räjähtävät supernovina. Tämä ehkä laukaisee aurinkokunnan tiivistymisen. | |
| Auringon muodostuminen | 0–1 × 105 vuotta | Protoplanetaarinen kaasusumu alkaa tiivistyä. Auringon muodostuminen alkaa. |
| 1 × 105–5 × 107 vuotta | Aurinko kokee T Tauri -vaiheen. | |
| 1 × 105–7 vuotta | Ulommat planeetat muodostuvat. Aurinkotuuli puhaltaa 10 miljoonassa vuodessa protoplanetaarisen kiekon kaasun pois. | |
| 1 × 107–8 vuotta | Maankaltaiset planeetat ja Kuu muodostuvat. Valtavia törmäyksiä. Vesi ilmaantuu maapallolle. | |
| Pääsarjan tähti | 5 × 107 vuotta | Auringosta tulee pääsarjan tähti. |
| 2 × 108 vuotta | Vanhimmat Maan kivet muodostuvat. | |
| 5–6 × 108 vuotta | Jupiterin ja Saturnuksen kiertoratojen resonanssin vaikutuksesta Neptunus siirtyy ulommas Kuiperin vyöhykkeen sisäreunalle. Sisempänä aurinkokunnassa valtavaa komeetta- ja meteoripommitusta. | |
| 8 × 108 vuotta | Vanhin tunnettu elämä Maassa. | |
| 4.6 × 109 vuotta | Nykyhetki. Aurinko pysyttelee pääsarjan tähtenä, hitaasti kuumentuen ja kirkastuen noin 10% yhden vuosimiljardin aikana.[4] | |
| 6 × 109 vuotta | Auringon elokehä siirtyy Maan radan ulkopuolelle, mahdollisesti Marsin kohdalle. Maasta tulee liian kuuma elämälle.[5] | |
| 7 × 109 vuotta | Linnunrata ja Andromedan galaksi alkavat sulautua. On olemassa pieni mahdollisuus, että aurinkokunta joutuu sulautumisprosessin alkuvaiheessa osaksi Andromedan galaksia tai sinkoutuu ulos galaksista.[8] | |
| Punainen jättiläinen | 10–12 × 109 vuotta | Auringon ytimestä loppuu vety. Aurinko paisuu punaiseksi jättiläiseksi, jonka säteilyvoimakkuus on 2700-kertainen nykyiseen nähden ja joka nielaisee Merkuriuksen, ehkä myös Venuksen ja Maan. |
| ~12 × 109 vuotta | Aurinko alkaa polttaa heliumia (heliumleimahdus). Lopulta se saavuttaa asymptoottihaaravaiheen, menettäen noin 30% massastaan. Tämä vaihe päättyy ulkokerrosten puhaltumiseen avaruuteen planetaarisena kaasusumuna. Auringon keskus jää jäljelle valkoisena kääpiönä. | |
| Valkoinen kääpiö | >12 × 109 vuotta | Valkoinen kääpiöaurinko, joka ei enää tuota energiaa, himmenee ja jäähtyy hitaasti, lopulta muuttuen mustaksi kääpiöksi. |
| 1015 vuotta | Aurinko jäähtyy lämpötilaan 5 Kelviniä. Ohikulkevien tähtien painovoima on irrottanut jäljelle jääneet kuolleet planeetat radoiltaan. Aurinkokunta on lakannut olemasta. |
Katso myös
[muokkaa | muokkaa wikitekstiä]Lähteet
[muokkaa | muokkaa wikitekstiä]- ↑ Gerald Jay Sussman, Jack Wisdom: Numerical Evidence that the Motion of Pluto is Chaotic (pdf) Science. 22.7.1988. Viitattu 20.10.2014. (englanniksi)
- ↑ a b Wayne B. Hayes: Is the outer Solar System chaotic? arxiv.org. 7.2.2007. Nature Physics 3 (10): s. 689–691. Viitattu 20.10.2014. (englanniksi)
- ↑ Marc Buie, William Grundy, Eliot Young, Leslie Young, Alan Stern: Orbits and photometry of Pluto's satellites: Charon, S/2005 P1 and S/2005 P2 Astronomical Journal 2005/12/19. 20.12.2005. Viitattu 20.10.2014. (englanniksi)
- ↑ a b c Sackmann, I.-Juliana; Boothroyd, Arnold I.; Kraemer, Kathleen E.: Our Sun. III. Present and Future. Astrophysical Journal v.418, s.457-468. 1993. Viitattu 22.10.2014. (englanniksi)
- ↑ a b c K.P. Schröder, Robert Connon Smith: Distant future of the Sun and Earth revisited Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 386. 25.1.2008. Viitattu 22.10.2014. (englanniksi)
- ↑ Kargel, Jeffrey S.: Mars - A Warmer, Wetter Planet, s. 509. Springer Science & Business Media, 2004. ISBN 1-85233-568-8 Teoksen verkkoversio (viitattu 22.10.2014). (englanniksi)
- ↑ Zeilik, Michael A.; Gregory, Stephen A.: Introductory Astronomy & Astrophysics (4th ed.), s. 320–321. Saunders College Publishing, 1998. ISBN 0-03-006228-4 (englanniksi)
- ↑ a b Fraser Cain: When Our Galaxy Smashes Into Andromeda, What Happens to the Sun? Universe Today. 10.5.2007. Viitattu 20.10.2014. (englanniksi)
