1. Solens sidste udvikling∗
Lars V. T. Occhionero
†
1. maj 2009
1 Indledning
Solen er en af stjernefysikkens vigtigste komponenter. Dens placering så tæt
på os har givet os rig mulighed for at studere dens karakteristika og udvikling
frem 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 dens
udvikling frem til i dag har været nøje studeret. Men ét af de aspekter, som
er analyseret i mindre grad, er Solens videre udvikling. Som alle andre stjerner
er Solen blevet skabt, den lever sit liv, primært på hovedserien, og vil en dag
udvikle sig videre og dø ud.
Jeg vil i denne opgave undersøge Solens sidste udvikling fra i dag, til dens
kollaps til en hvid dværg. I løbet af opgaven vil jeg kigge på selve udviklingen
og ændringen af luminositet og temperatur, samt disses betydning for Jorden,
og ændring af Solens struktur. Dernæst vil jeg kigge på det massetab som Solen
vil opleve, samt endelig diskutere ændringer af Solens radius, og hvorvidt denne
vil 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 at
se på stjerners udvikling, er et Hertzprung-Russel (HR) diagram, som viser os
solens udvikling som funktion af temperatur og luminositet, som er to kerne-
størrelser inden for stjernefysikken. HR-diagrammet for den model for solens
udvikling, som jeg primært vil diskutere kan ses på gur 1. Diagrammet er
fremstillet 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 på
tidspunktet bedst kendte opaciteter, altså hvor meget energi som kan trans-
porteres igennem solen, mixing-length, som er et størrelse som beretter om
konvektionen, samt et gæt på massetabs-parametret. Disse tre størrelser er til-
passet, således at Solen kommer igennem dét punkt på HR-diagrammet hvor
vi 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

2. 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.

3. 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, som
alle 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 denne
måde skabes hurtigt en proto-stjerne, hvis energi, til at starte med, udelukken-
de stammer fra gravitationel kollaps. Når energien i proto-stjernens kerne bliver
tilpas høj til at modsvare det gravitationelle kollaps i punk P, vil proto-stjernen
falde ned, gennem Hayashi sporet, hvor stjernen mister luminositet, men ikke
temperatur. Dette sker når stjernen begynder at anvende temperaturen til at
igangsætte kerneforbrænding. I punktet A, hvor luminositeten bliver minimal,
vil stjernens energi stort set udelukkende stamme fra kerneprocesser og ikke
længere gravitationel kollaps, og stjernen er nu i den mest stabile fase, nemlig i
hovedserien. Punktet A er det, man betegner som starten af stjernens liv, eller
zero-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 (Sackmann
et al., 1993, g. 3)

4. KAPITEL 2. SOLENS UDVIKLING, FRA FØDSEL TIL DØD 4
udvikling kan også følges på gur 2 hvor vi ser solens udvikling som funktion
af temperatur og tæthed i kernen. Vi ser, at i udviklingen fra P til A er præget
af en voldsom forøgelse af både tætheden, som medfører at kernens temperatur
stiger, 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. Her
starter kerneforbrændingen. Når vi er nået punktet A er kerneforbrændingen
Solens eneste kilde til luminositet.
Efterhånden som Solen udvikler sig hen af hovedserien, ser vi at luminosite-
ten forøges langsomt. Solen bender sig i dag i punktet B, som er ca. i midten
af sin udvikling på hovedserien. Vi ved dette fra astroseismologiske observa-
tioner hvor man har kunnet observere, at ca. halvdelen af kernen stadig er af
brint. Solen har nu levet på hovedserien i godt 4.5 mia. år. Vi ser dermed, at
ændringen af luminositet på hovedserien er meget langsom, og at denne, på
HR-diagrammet korte forløb, strækker sig over en tid 1000 gange længere end
solens kollaps fra P til A. Luminositetsændringen er så langsom, at man næsten
kan 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 3
mia. år vil solen passere punktet C, som er det punk hvor solens luminositet,
og dermed eektive temperatur vil være maksimal. I punktet D, om 4,8 mia.
år, vil solens brintindhold i kernen være sluppet op. Kernen vil nu trække sig
sammen 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 denne
stadig foregå kernereaktioner som giver anledning til, at Solen fortsætter langs
hovedserien, indtil punkt E, som markerer slutningen af hovedserien.
I dette punkt vil Solen have fordoblet sit nuværende luminositet. Denne
eekt vil have stor indydelse på Jordens klima, da allerede en forøgelse af lu-
minositeten til 1.1L vil medføre en drivhuseekt forsaget af fordampning af
verdenshavene, og ved 1.4L vil verdenshavene blive komplet fordampet. Disse
tal er beregnet ud fra en simpliceret model hvor man ser bort fra skydannelse,
som vil stabilisere temperaturen og forhindre fordampningen af vandet, og der-
med forlænge vores levetid. Denne eekt er specielt vigtig at tage i betragtning,
da en forøgelse af fordampet vand, også vil medføre en større skydannelse. Men
ligegyldigt hvad, ser vi at livet på Jorden nok kommer til at være truet allerede
om 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 levealder
på omkring 12 mia. år. Vi ser altså, at Solen vil leve langt størsteparten af sit liv
på hovedserien, hvor alting sker relativ langsomt. Den sidste mia. år af Solens
liv 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 Solen
passerer punktet F, som er bunden af den røde kæmpegren, begynder ekspan-
sionen at ske med meget stor hastighed, og under meget voldsom ændring i
luminositeten. Solen bliver nu en rød kæmpestjerne, mens den bevæger sig op
af 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

5. KAPITEL 2. SOLENS UDVIKLING, FRA FØDSEL TIL DØD 5
Figur 3: Solens luminositet som funktion af tiden. Markeret er faserne med
bogstaverne A-L som på andre gurer. Notér at de lodrette linier indikerer
skift 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 en
grov opdeling mellem solens tre primære faser: Hovedserien, Rød Kæmpegren
og Asymptotisk Kæmpegren, som vi vil kigge på senere.
Solens voldsomme luminositetsforøgelse vil bidrage til en opvarmning af
kernen. Heliumkernen har indtil nu ikke haft energi nok til igangsætte fusions-
processer. Dette har medført at kernen er kollapset, indtil heliumet er blevet
degenereret. Opvarmningen af kernen, som fortsætter indtil maksimum i punkt
H hvor Solens luminositet når op på 2349L , vil på dette tidspunkt medføre at
kernen vil igangsætte fusionsforbrændingen. Men hvor dette normalt bidrager
til at nedkøle stjernen ved at øge trykket og lade kernen ekspandere, vil igang-
sættelsen af kerneprocesser i en degenereret kerne have modsat eekt, nemlig
at energiforøgelsen bidrager til at øge den indre energi gennem degenereringen
og dermed temperaturen. Vi får derfor en voldsom kædereaktion af kernepro-
cesser, som forøger hinanden, i ét voldsomt udbrud: et Heliumash (se mere i
Christensen-Dalsgaard (2006)). Under denne proces bliver store dele af kernens
heliumindhold fusioneret på ganske kort tid. Heliumashet vil formegentlig ik-
ke forløbe i centrum. Dette skyldes, at det store tryk i midten medfører en stor
neutrinokøling, som vil bidrage til at nedkøle selve kernen, så området omkring
kernen er det, som vil primært vil opvarmes.
For at simplicere computermodellen har man valgt at springe heliumashet
over, og blot genstarte modellen ud fra de parametre Solen bør have efter sit
første heliumash, hvor 3% af helium i kernen er blevet omdannet til kul.

6. KAPITEL 2. SOLENS UDVIKLING, FRA FØDSEL TIL DØD 6
Dette ses tydeligt på alle gurerne, hvor overgangen fra H til J, er stiplet, eller
markeret med en pil. Heliumashet medfører også at der igangsættes en reel
heliumforbrænding i kernen. Efterhånden som heliumet bliver omdannet til kul,
vil kernen i stjernen nedkøle, hvilket vil få kernen til at trække sig sammen, for
at opretholde forbrændingen, og dermed også få brint-skalkilden til at brænde
stærkere. 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 punkt
L.
2.3 Slutfasen
Når Solen passerer punktet L, vil helium i kernen være komplet omdannet til
kul og ilt. I stedet antænder det helium som vi har omkring kernen, og Solen
bliver således en stjerne med to skalkilder, en brintkilde og en heliumkilde.
Selve omlægningen fra en central heliumkilde til en skalkilde, vil medføre et
kortvarigt dyk i luminositeten, som tydeligt kan ses på gur 3, indtil kilden
antænder og luminositeten igen vokser. Solen bevæger sig nu ud af den røde
kæmpegren, og ind i den asymptotiske kæmpegren (AGB), hvor der, som kan
ses 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 denne
bliver forhindret (som tidligere under RGB-fasen) af neutrinokølingen, hvil-
ket medfører at kernen bliver degenereret. Under sammentrækningen trækkes
heliumkilden med ned. På et tidspunkt nås det punkt hvor skalkildens ener-
giproduktion ikke længere bidrager til trykændring, men til indre energi, som
tidligere, hvilket igen medfører et heliumash. Dette vil få kilden til at udvi-
de sig igen, men da kernen stadig er kold vil der ske endnu et kollaps, som
vil medføre endnu et heliumash. Denne proces fortsætter så længe Solen er i
AGB-fasen. Denne stopper, når massetabet, diskuteret i næste afsnit: 3), med-
fører at stort set kun selve kernen er tilbage, hvorefter der ikke længere kan
igangsættes disse termiske pulser drevet af heliumash. I den anvendte model
når Solen at gennemgå re af sådanne pulser inden den når ud af AGB, men i
denne model er massetabsparametret et meget vigtigt element, som vi skal se
på senere.
Heliumash er meget voldsomme energiudladninger, men vi ser på gur 3 at
man på overaden 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, inden
selve lyset fra heliumashet når ud til overaden. Efter dette er forløbet, fal-
der luminositeten igen, efterhånden som energien fra heliumashet forsvinder,
hvorefter brintkilden starter igen og luminositeten vokser til samme værdi, vi
havde inden heliumashet. Hele forløbet med de termiske pulser foreløber blot
over 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 Solens
AGB-fase. Efterhånden som kernen bliver frigjort af materialet omkring sig,
vil temperaturen stige. Dette sker når kernens temperatur er højere end det
omgivende, og vi efterhånden kun ser kernen. Stigningen er meget voldsom,
fra 4000 K til kernens 120 000 K, uden dog at luminositeten ændres, da energi-
produktionen stadig er den samme. Disse voldsomme temperaturer vil medføre

7. KAPITEL 3. MASSETAB 7
en ionisering af det materiale, som Solen har tabt. Dette vil give anledning til
fremkomsten 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 en
hvid dværg. Der er en teoretisk 10% chance for, at inden dette sker, forløber
et sidste heliumash, som kortvarigt bringer Solen op til en rød kæmpe igen,
inden den falder til en hvid dværg, dog kigger den anvendte model ikke på
denne mulighed.
3 Massetab
Vi har hermed kigget på Solens livsforløb, fra stjernetåge til hvid dværg. Vi vil
nu 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 gennem
massetab.
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. Modellen
fra 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
MT2
e
hvor L, R og M er i solenheder, den eektive temperatur Te i kelvin og masse-
tabet dM/dt i M /yr. η er massetabsparameteret som er den eneste størrelse
man skal vurdere på forhånd. Den anvendte model anvender et η på 0.6, dog
er der fortaget beregninger også med en øvre grænse på 1.4, som normalt ses i
større 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 stof
er løsere bundet, og luminositeter, hvor stoet har mere energi. Dette betyder
at Solen vil primært miste masse når den er en rød kæmpe. Dette sker i to
perioder i Solens liv, nemlig på den røde kæmpegren og på den asymptotiske
kæmpegren. Langt det største massetab opnås i spidsen i RGB, hvor radius
og luminositet er størst, og senere hen i AGB hvor Solen igen vokser til store
radier og luminositeter. På gur 4 ser vi et Kippenhahn diagram over Solens
udvikling for vores bedste model. Her observeres tydeligt, at det første store
hug i massetabet foregår på spidsen af AGB, lige ved det første heliumash.
Her vil solens masse være 0.725M , og blive holdt nogenlunde konstant. Når
der ikke længere er helium i kernen, og vi rammer AGB, starter massen med
at falder stødt. Dette fortsætter indtil vi stort set kun har kernen tilbage, og
denne bliver til en hvid dværg med en masse på kun 0.541M . Halvdelen af
Solens masse går altså tabt i løbet af Solens udvikling. Kigger vi på modellen
ved den lavere grænse for massetab, med η = 0.4 på gur 5, ser vi at Solen
generelt udvikler sig tilnærmelsesvist ens, til og med RGB, dog med en lavere
massetab. Herefter ser vi, at massetabet er væsentligt langsommere, hvilket
muliggør at kernen kan komme igennem ere pulser pga. heliumashes. I den
anvendte model ser vi 10 af sådanne pulser. Generelt når Solen at leve længere
tid på AGB, og ender som en hvid dværg med en masse, som dog kun er en
smule højere end den foretrukne model, nemlig 0.576M . Dette skyldes, at
AGB slutter først når vi kun har kernen tilbage, og kernens masse er upåvirket

8. KAPITEL 4. RADIUSÆNDRING 8
Figur 4: Kippenhahn diagram for Solens udvikling med et massetabsparameter
på 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 gur
6 ser vi til gengæld en stor ændring. Massetabet er nu så voldsomt, allerede
i 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 lille
hvid 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 af
udviklingen 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 er
dens radius. Ofte bliver dette set som Jordens fremtidige dommedagsscenarie,
hvor Solen vil vokse til en rød kæmpestjerne og sluge Jorden, og dermed ende alt
liv på den. Vi har allerede set at temperaturforøgelsen på hovedserien i sig selv
vil medføre, at alt liv på Jorden bliver udryddet, men undersøgelse af Solens
radius stadig kan vise sig at indeholde nogle interessante dele. Vi starter med at
kigge på ændringer i radius, i vores foretrukne model. Vi ser på gur 7 at radius
udvikler sig tilsvarende luminositeten. som vi tidligere har set i gur 3. I løbet
af hovedserien sker der ikke det store. Det er først når Solen passerer punkt E,

9. 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 AU
eller 166 R . På guren ses stiplet banerne for kredsløbet af jordplaneterne,
altså de re inderste planeter, Merkur, Venus, Jorden og Mars. Under Solens
udvikling 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 til
Jordens tidligere bane. Merkur når desværre ikke at ytte sig inden Solen sluger
den, da massetabet ikke er stor nok inden Solens radius har udvidet sig til dens
bane. Under AGB-fasen ser vi igen de re heliumashes, som ganske analogt
med luminositeten, giver anledning til et kortvarigt dyk i radius, efterfulgt
af en kraftig ekspansion og en langsom sammentrækning. Massetabet i fasen
vil gøre at radius af solen holdes nogenlunde konstant i denne fase, selvom
trykket 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 den
tidligere gur. Men under AGB-fasen vil der ske ere heliumashes, og da
massetabet ikke kan nå at følge med trykforøgelsen, vil der ske en udvidelse
af Solen, som vil medføre, at Venus bliver slugt under det andet heliumash
og Jorden bliver slugt under det femte heliumash. Solens maksimale radius
opnås under det syvende heliumash, hvor radius bliver 1.61 AU, altså større
end Mars' nuværende kredsløbsbane, men Mars bliver igen ikke slugt, da den
har bevæget sig længere væk, takket være massetabet.
Dette koncept med, at planeterne ytter sig længere væk kan dog blive
modarbejdet af tidevandskræfter, samt eventuelt gnidning i heliosfæren, som

10. 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 fænomener
vil 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. Dette
fænomen bliver ikke diskuteret i Sackmann et al. (1993), men virker som en
vigtig faktor at tage højde for når man vil undersøge denne sag.
Ved den øvre grænse for massetabsparametret, vil Solen udvide sig som
tidligere gennem RGB, hvorefter den straks efter at have slugt Merkur, vil
falde 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 kan
anvendes. I Jørgensen (1991) ser vi en stor del forskellige modeller, og hvordan
Solen udvikler sig ifølge disse. Som nævnt i indledningen, er der ikke fremstillet
mange modeller som specikt undersøger Solens sene faser af sit liv, derfor er
modellerne i Jørgensen (1991) ekstrapoleringer af Solmodeller samt forskyd-
ning af diverse stjernemodeller for stjerner som ligger tæt på Solen, indtil man
rammer 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 fra
diverse modeller.
Vi ser dog, at formen på alle modellerne er tilnærmelsesvis ens, så alle
modeller er nogenlunde enige om at Solen vil udvikle sig i RGB-fasen. Dog er

11. KAPITEL 6. KONKLUSION 11
Figur 7: Udvikling af Solens radius over tid, ved et massetabsparameter på
0.6, Markeret er Solens udviklingsfaser fra A-L som tidligere. Markeret er også
radius for banerne af planeterne Merkur, Venus, Jorden og Mars. Figur taget
fra (Sackmann et al., 1993, g. 7)
der modeller, hvor Solen aldrig når AGB-fasen (ganske som i vores η = 1.4
tilfælde fra før) og vi har også modeller, hvor Solen ikke udvikler sig til en hvid
dværg, 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 og
lignende metoder, som kan fungere til at give et overslag, men ikke til at forklare
Solens udvikling i detaljer. Til gengæld viser det, hvor vigtigt det er at fastslå
nogle af de ukendte parametre, som kan fungere som begrænsende faktorer i
vores udregninger, og dermed kan vi se, at vi stadig skal lære ere detaljer om
Solen, før vi endeligt kan fastslå hvordan den vil udvikle sig i fremtiden, og om
hvordan 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 røde
kæmpegren, efter det første voldsomme heliumash. Når kernen også er løbet
tør 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 ere
heliumashes, indtil kun kernen er tilbage. I denne tid vil Solens temperatur
vokse, så det omkringværende materiale, som Solen netop har mistet, ioniseres
og ses som en interplanetarisk stjernetåge. Når kun kernen af tilbage vil Solen

12. 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 udvikling
i detaljer, indtil vi opnår bedre mål for disse vigtige størrelser. Dette medfører
bl.a. at vi ikke absolut kan fortælle, hvad der sker med Jorden under Solens
fremtidige udvikling, og om hvorvidt denne bliver slugt af Solen eller ej. Næ-
sten sikkert er det dog, at Solens nuværende temperaturforøgelse vil medføre
en drivhuseekt, 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, 118136, 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 and
Future. The Astrophysical Jorunal, 418, 457+, 1993, doi:10.1086/173407.

13. LITTERATUR 13
Figur 9: Hertzprung-Russel diagram for Solens udvikling fra hovedserien til
bunden af den røde kæmpegren, set med forskellige modeller. Figur taget fra
(Jørgensen, 1991, g. 1a)