El Sol como una estrella enana blanca

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¿Qué pasará con todos los planetas interiores, planetas enanos, gigantes gaseosos y asteroides del Sistema Solar cuando el Sol se convierta en una enana blanca? Actualmente, un investigador de la NASA está reflexionando sobre esta pregunta y está construyendo un modelo de cómo nuestro Sistema Solar podría evolucionar a medida que nuestro Sol pierde masa, convirtiéndose violentamente en una estrella degenerada de electrones. Resulta que el trabajo del Dr. John Debes tiene algunas implicaciones muy interesantes. A medida que usamos técnicas más precisas para observar las estrellas enanas blancas existentes con los restos polvorientos de los cuerpos rocosos que solían orbitarlas, los resultados del modelo de Debes podrían usarse como una comparación para ver si alguna estrella enana blanca existente se parece a nuestro Sol. podría verse dentro de 4-5 mil millones de años…

Una comparación del Sol en su fase de enana amarilla y fase de gigante roja
Una comparación de la SNaciones Unidas en su dw amarillofase arf y gi rojofase hormiga

Hoy, nuestro Sol es una estrella enana amarilla saludable. Si quieres ser preciso, es una “estrella GV”. Esta enana amarilla quemará felizmente 600 millones de toneladas de hidrógeno por segundo en su núcleo durante 10 mil millones de años, generando la luz necesaria para hacer habitable nuestro planeta. El Sol está aproximadamente a la mitad de esta fase de combustión de hidrógeno, por lo que está bien, las cosas no van a cambiar (al menos para el Sol) por mucho tiempo todavía.

Pero, ¿qué sucede entonces? ¿Qué sucederá en 4-5 mil millones de años cuando se agote el suministro de hidrógeno en el núcleo? Aunque nuestro Sol no es lo suficientemente masivo como para considerar la idea de desaparecer en un resplandor de gloria de supernova, aún pasará por una muerte emocionante pero aterradora. Después de evolucionar a través de la fase de quema de hidrógeno, el Sol se hinchará hasta convertirse en una enorme estrella gigante roja a medida que el combustible de hidrógeno escasee, expandiéndose 200 veces el tamaño que tiene ahora, probablemente tragándose la Tierra. Helio, y luego elementos progresivamente más pesados ​​se fusionarán en y alrededor del núcleo. Sin embargo, el Sol nunca fusionará el carbono, sino que se despojará de sus capas exteriores formando una nebulosa planetaria.

Una vez que las cosas se calmen, quedará una pequeña joya brillante de una estrella enana blanca. Este pequeño remanente tendrá una masa de alrededor de la mitad de nuestro Sol actual, pero será del tamaño de la Tierra. No hace falta decir que las enanas blancas son una atracción gravitacional intensa y muy densa contrarrestada no por la fusión en el núcleo (como todas las estrellas de la Secuencia Principal), sino por presión de degeneración de electrones.

Tamaños relativos de IK Pegasi A (izquierda), IK Pegasi B (centro inferior; una enana blanca) y el Sol (NASA)
Tamaños relativos de IK Pegasi A (izquierda), IK Pegasi B (centro inferior; una enana blanca) y el Sol (NASA)

Cuando el Sistema Solar alcance esta fase de su evolución, ¿cómo será? ¿Qué será de los asteroides, gigantes gaseosos, lunas y planetas rocosos? Tuve la suerte de charlar con el astrofísico Dr. John Debes, del Goddard Space Flight Center de la NASA, en la conferencia de la Sociedad Astronómica Americana (AAS) de enero en Long Beach (California), quien está desarrollando un código de n-cuerpos que simula un Sistema Solar en evolución.

Después de que el Sol ha detenido la fusión de hidrógeno en su núcleo, pierde masa a medida que se despoja de sus capas externas después de la fase de gigante roja y la posterior formación de nebulosa planetaria. Se estima que el Sol perderá alrededor del 50% de su masa durante este tiempo, afectando naturalmente al Sistema Solar en su conjunto. A medida que el Sol pierde masa, los planetas exteriores (como Júpiter) se alejarán, aumentando sus radios orbitales. En la simulación, Debes tiene mucho cuidado de asegurarse de que haya una reducción gradual de la masa solar para garantizar la estabilidad en la simulación.

Lo que nos queda es un Sistema Solar antiguo, donde queda poco de los planetas interiores (es probable que cualquier cosa dentro de la órbita de la Tierra haya sido tragada por el Sol a medida que se expandía a través de la fase de gigante roja). Aunque el futuro Sistema Solar de enanas blancas parecerá muy extraño al presente, algunas cosas no cambiarán. La órbita de Júpiter podría haber retrocedido con la caída de la masa solar, seguirá siendo un peso pesado planetario, provocando la interrupción de las órbitas de los asteroides. Usando datos de asteroides conocidos, se permite que evolucione el movimiento de estos trozos de rocas y, durante millones de años, pueden ser expulsados ​​​​del Sistema Solar o, lo que es más interesante, empujados más cerca de la enana blanca. Una vez que todo el sistema se haya asentado, las resonancias en el cinturón de asteroides se amplificarán; Los huecos de Kirkwood (causados ​​por la resonancia gravitacional con Júpiter) se ampliarán y, según las simulaciones de Debes, los bordes de estos huecos se perturbarán aún más, lo que hará que haya más asteroides disponibles para ser interrumpidos por las mareas y reducidos a polvo.

Concepto artístico de un asteroide triturado alrededor de una enana blanca (NASA/JPL-Caltech)
Concepto de artistas de triturado comoesteroide alrededor de blanco dwarf (NASA/JPL-Caltech)

La conferencia de la AAS estuvo repleta de asombrosas investigaciones sobre las observaciones de las enanas blancas. La razón de esto es que hay muchas candidatas a enanas blancas con líneas de absorción metálicas polvorientas. Esto significa que solía haber cuerpos rocosos orbitando estas estrellas, pero se pulverizaron (por la cizalladura de las mareas) para que los astrónomos los analizaran. Estos sistemas de enanas blancas pueden darnos una pista sobre qué mecanismos podrían estar suministrando material polvoriento a las enanas blancas, e incluso darnos una idea del futuro de nuestro Sistema Solar.

Tenemos una imagen física del vínculo entre los sistemas planetarios y las enanas blancas polvorientas”, dijo Debes al describir su modelo en relación con las misteriosas observaciones de la enana blanca polvorienta. “¡Las enanas blancas polvorientas son realmente un misterio! Creemos que sabemos lo que podría estar pasando, pero aún no tenemos una pistola humeante..”

Sin embargo, Debes se está acercando a encontrar una posible prueba irrefutable, está basando su modelo en algunas de las características clave de estos antiguos restos polvorientos para ver cómo podría verse el Sistema Solar dentro de miles de millones de años.

Entonces, ¿de dónde viene este polvo? A medida que Júpiter perturba las órbitas de los asteroides, es posible que se acerquen lo suficiente como para ser interrumpidos por las mareas. Acérquese demasiado y serán triturados por la cizalla gravitatoria creada por el radio de marea pronunciado de la enana blanca compacta. El polvo del asteroide luego se deposita en la enana blanca. La presencia de este polvo tiene una firma muy obvia en las líneas de absorción de los datos espectroscópicos, lo que permite a los investigadores inferir una tasa de acreción para las enanas blancas ricas en metales. En el modelo de Debes, ha fijado el límite superior en 10dieciséis g/año y un límite inferior a 1013 g/año, consistente con las estimaciones observadas.

Espectros de G29-38.  ¿Podría esto parecerse a los espectros del Sol después de convertirse en una enana blanca?  (NASA/Spitzer)
Espectros de G29-38. ¿Podría esto parecerse a los espectros del Sol después de convertirse en una enana blanca? (NASA/Spitzer)

En su modelo evolucionado del Sistema Solar, la gravedad de Júpiter controla esta tasa de acreción, empujando a los asteroides hacia la enana blanca y, mediante el uso de una poderosa supercomputadora para rastrear las perturbaciones y la eventual destrucción de asteroides conocidos, puede haber una oportunidad para llegar a una conclusión profunda. Debes puede usar su modelo para comparar las observaciones de enanas blancas polvorientas conocidas con el resultado simulado del Sistema Solar. Con referencia a estudios previos (en particular Koester & Wilken, 2006 en la revista Astronomy & Astrophysics), Debes ha encontrado algunos «soles» enanos blancos similares.

Para G29-38la enana blanca polvorienta canónica, [Koester & Wilken] estimar una masa total de 0,55 masas solares, aproximadamente lo que la gente cree que es la masa que le quedará a nuestro propio sol cuando se convierta en una enana blanca”, agregó Debes. “Pero las estimaciones de masa son un poco inciertas: he visto estimaciones que oscilan entre 0,55 y 0,7 masas solares para esta enana blanca en particular..”

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Otro buen candidato es un DAZ [a metal-rich white dwarf] llamado WD 1257+278, que no muestra polvo pero da en el clavo con la masa esperada para el Sol: 0,54 MSol”, dijo Debes. “Su tasa de acreción también es consistente con las predicciones de mi modelo hasta el momento, suponiendo una masa del cinturón de asteroides y una escala de tiempo de perturbación característica que encontré en mis simulaciones..”

Debes sigue perfeccionando su modelo cada vez más, pero los resultados ya son prometedores. Lo más emocionante es que es posible que ya estemos observando enanas blancas, como G29-38 o WD 1257+278, lo que nos da una idea tentadora de cómo se verá nuestro Sistema Solar cuando el Sol se convierta en una estrella enana blanca, destrozando los asteroides restantes y planetas a medida que se acercan demasiado a la cizalladura de la marea del Sol. Sin embargo, también plantea la pregunta: si las enanas blancas como G29-38 están siendo alimentadas por los restos de asteroides mezclados por mareas, ¿hay planetas masivos pastoreando asteroides en estos sistemas de enanas blancas también?

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