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| La Esfera de Dyson representada en el videojuego "Stellaris", desarrollado y publicado por Paradox Interactive. Utilizado con permiso. Captura de pantalla del autor |
¿Cómo se alimenta una civilización alienígena súper avanzada? Aprovechando una estrella. Aprovechamos la energía del Sol mediante paneles solares. ¿Y si se lleva esta idea a proporciones astronómicas? Rodea una estrella entera con estructuras de captación solar o satélites para alimentar tu extenso imperio galáctico alienígena. Este tipo de estructuras masivas se conocen como "megaestructuras", en este caso una "Esfera de Dyson". Ya estamos tratando de detectar posibles megaestructuras en el espacio utilizando el oscurecimiento de una estrella y el brillo de los componentes de la megaestructura en la luz infrarroja. Pero una investigación reciente aporta un nuevo método de detección: una Esfera de Dyson puede hacer que su estrella anfitriona se hinche y se enfríe.
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| La Esfera de Dyson representada en el videojuego "Stellaris", desarrollado y publicado por Paradox Interactive. Utilizado con permiso. Captura de pantalla del autor |
Cazando gigantes
Las esferas de Dyson son una de las muchas ideas sobre el aspecto que podría tener la tecnología extraterrestre, pero hasta ahora no se había trabajado en cómo una estructura de este tipo podría afectar a la estructura y evolución de su estrella anfitriona.
-Macy Huston
Las esferas de Dyson fueron propuestas por primera vez por el astrónomo Freeman Dyson en la década de 1960. La idea es fascinante: una estructura que orbita alrededor de una estrella para aprovechar la energía y que sería tan grande que podría detectarse en la inmensidad del espacio. ¿Cómo podríamos detectar una?
En primer lugar, una esfera de Dyson encierra una estrella. Es improbable que una estrella quede completamente encajada, ya que es difícil mantener la órbita de una esfera completa y, de hecho, puede que no haya suficiente material en un sistema solar entero para hacerlo (incluso si se desmontan todos los planetas del sistema). Pero, una estrella parcialmente encapsulada sería inusualmente tenue. En 2015, la estrella KIC 8462852, también conocida como "Estrella de Tabby", se oscureció tanto que algunos sugirieron que tal vez una enorme megaestructura en órbita había bloqueado parcialmente nuestra visión de la estrella.
La astrónoma Tabetha Boyajian, homónima de la estrella, fue la autora principal de un artículo que anunciaba el descubrimiento del oscurecimiento del 22% de la estrella. En comparación, cuando detectamos el paso de planetas que oscurecen la luz de la estrella en un sistema solar lejano, el oscurecimiento suele ser de una fracción del 1%. ¿Era una esfera de Dyson? Tras un examen más detallado de los datos, es más probable que el oscurecimiento sea un fenómeno natural causado por los desechos del sistema. Las búsquedas de radio SETI (Search for Extraterrestrial Intelligence) en la estrella de Tabby no han revelado señales de radio artificiales detectables.
En segundo lugar, también podríamos detectar el calor residual emitido por una esfera de Dyson. Calentados por la energía de la estrella, los componentes de una megaestructura podrían emitir luz infrarroja (calor) que podría ser detectada por nuestros telescopios, especialmente el nuevo telescopio espacial James Webb, que se lanzará el 22 de diciembre (con suerte). La materia tiene que alcanzar 525 grados Celsius para brillar con luz visible (esa es la temperatura a la que empiezan a brillar los elementos de tu horno). Pero los objetos con una temperatura más baja, aunque todavía no estén "al rojo vivo", seguirán siendo visibles en el infrarrojo cuando orbiten alrededor de la estrella.
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| Impresión artística de un enjambre de fragmentos de cometas en órbita - posiblemente algo que podría explicar el oscurecimiento de la Estrella de Tabby - Dominio público de la NASA/JPL |
En tercer lugar, una nueva investigación de Macy Huston y Jason T. Wright, de la Universidad Estatal de Pensilvania, muestra una herramienta adicional en nuestra búsqueda de Esferas de Dyson: cambios físicos en la propia estrella causados por una estructura artificial.
Al encapsular una estrella con una megaestructura, la estrella puede empezar a experimentar una retroalimentación de su propia energía. Los componentes de la Esfera de Dyson podrían reflejar una parte de la radiación de la estrella que acaba cayendo de nuevo hacia ella. O los componentes, al absorber el calor de la estrella, podrían reemitir parte de esa energía como calor residual hacia la estrella. Devolver parte de la energía de una estrella hace algunas cosas extrañas a una estrella: la estrella comienza a expandirse y a enfriarse. Parece contradictorio que una estrella bañada en su propia energía de retroalimentación se enfríe. El efecto también es más fuerte dependiendo del tipo de estrella. Entonces, ¿qué está pasando?
Tripas brillantes
Una de mis cosas favoritas de este proyecto fue que antes de la parte de la esfera de Dyson, recreé algunas simulaciones antiguas de estrellas irradiadas y descubrí que la literatura anterior estaba equivocada sobre el destino de las estrellas irradiadas de baja masa. Demostramos con modelos estelares más modernos que se expandían y enfriaban, alargando su vida, mientras que los trabajos anteriores habían encontrado lo contrario.
-Macy Huston
Las estrellas no comparten la misma anatomía. Las estrellas fusionan el hidrógeno en sus núcleos en una reacción nuclear que convierte el hidrógeno en helio y libera mucha energía. La tasa de fusión crea dos zonas diferentes dentro de una estrella, las zonas radiativas y las zonas convectivas. Las zonas convectivas se pueden imaginar como una lámpara de lava. Una burbuja de líquido caliente se calienta, asciende, se enfría y vuelve a caer. Las zonas convectivas requieren un gradiente o diferencia de temperatura entre el principio (más caliente) y el final (más frío) de la zona para crear el ciclo de calentamiento y enfriamiento.
En las zonas radiativas, la energía se desplaza principalmente hacia el exterior y puede salir de la estrella o dar lugar a la creación de una zona convectiva a mayor altura en la estrella. La existencia de estas zonas en una estrella depende de la masa de la misma. Las estrellas de menor masa queman hidrógeno a un ritmo más lento que las de mayor masa. El ritmo de combustión de la fusión y la temperatura del núcleo de la estrella modifican la disposición interna de las zonas convectivas y radiativas de la estrella
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| La anatomía de las zonas convectivas y radiativas en estrellas de diferentes masas- Wikipedia CC0 |
Si una megaestructura como la Esfera de Dyson crea una retroalimentación devolviendo parte de la energía de una estrella, ésta se ve afectada por dicha retroalimentación de forma diferente dependiendo de dónde se encuentren las zonas radiativas y convectivas de la estrella. Para determinar los cambios globales en la estrella, Huston y Wright crearon una simulación de cuatro estrellas diferentes, una de 0,2 masas solares (la masa de nuestro Sol), una de 0,4 masas solares, una de 1 masa solar y una de 2 masas solares. Cada una de las cuatro estrellas se simuló con niveles de retroalimentación estelar que oscilaban entre el 1 y el 50%, y las simulaciones se ejecutaron para que la estrella evolucionara a lo largo de toda su vida.
Estrellas convectivas (0,2 y 0,4 masas solares)
Las estrellas de menor masa son principalmente convectivas. La retroalimentación a la estrella llega a esta zona convectiva donde es llevada de vuelta al núcleo de la estrella. La devolución de energía al núcleo de la estrella en realidad ralentiza el ritmo de la fusión nuclear, lo que hace que la temperatura interna del núcleo descienda, un nuevo descubrimiento del equipo de investigación que refutaba los estudios anteriores sobre los efectos de la retroalimentación en una estrella. Esta es la parte más contradictoria. ¿Por qué la devolución de energía al núcleo provocaría un enfriamiento de la temperatura del mismo?
Una estrella se mantiene unida por la gravedad que la aplasta bajo su propio peso. Esta gravedad aplastante crea una presión en el núcleo de la estrella que aumenta la temperatura -ya que todos esos átomos están chocando entre sí- lo que da lugar a la fusión. La energía de la fusión se contrapone a la fuerza de la gravedad, impidiendo que la estrella siga colapsando y logrando el equilibrio. La gravedad entra, la energía sale.
Pero cuando la energía extra se devuelve al núcleo, ese equilibrio se rompe y la estrella puede expandirse hacia fuera contra la gravedad. Los átomos del núcleo de la estrella se alejan, se mueven más lentamente y, por tanto, no chocan entre sí con tanta frecuencia. La fusión requiere la colisión de los átomos, por lo que la disminución de la tasa de colisión reduce la tasa de fusión. Sin embargo, con la disminución de la tasa de fusión, la vida de la estrella aumenta considerablemente. Una retroalimentación del 50% puede duplicar la vida de una estrella de 0,2 masas solares. Las estrellas de baja masa ya tienen una vida superior a la edad actual del Universo, sin embargo, la retroalimentación podría añadir unos cientos de miles de millones de años más.
La energía devuelta también reduce las diferencias de temperatura entre la parte superior de la zona convectiva y la parte inferior de la zona convectiva, ya que la parte superior más fría de la zona se calienta ahora con la energía devuelta por la esfera de Dyson. El resultado es que la zona convectiva de una estrella puede transformarse parcialmente en una zona radiativa. Donde la convección habría empezado a devolver masa y energía a la estrella, la nueva zona radiativa llega más lejos y la estrella empieza a expandirse. La retroalimentación del 50% aumenta el radio de la estrella en un 15%. En general, la estrella no cambia de temperatura porque la temperatura más fría del núcleo se compensa con el aumento de la temperatura de la superficie debido a la retroalimentación.
Estrellas radiativas (1 y 2 masas solares)
Las estrellas de mayor masa son más radiativas que convectivas. Las partes radiativas de la estrella se resisten a la retroalimentación empujando la energía adicional. A diferencia de las estrellas convectivas, la retroalimentación no puede llegar al núcleo de la estrella y, por lo tanto, la vida útil de la estrella no se ve relativamente afectada, ya que la tasa de fusión se mantiene constante.
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| Sección transversal de la anatomía de nuestra propia estrella - Wikipedia Usuario Kelvinsong CC BY-SA 3.0 |
Los cambios más drásticos en el radio se dan en las estrellas de 1 masa solar. Las estrellas de 1 masa solar tienen un exterior convectivo delgado que contiene el 2% de su masa total. La retroalimentación entrante se acumula en la transición entre esta fina capa y el interior radiativo más profundo, creando un pico de temperatura. El exterior convectivo se transforma en más radiativo y comienza a hincharse. Como la zona convectiva que se hincha es tan poco profunda, puede expandirse más fácilmente, lo que hace que la estrella crezca hasta el triple de su radio normal en el modelo de retroalimentación del 50%.
Mientras que el núcleo de las estrellas de mayor masa no se enfría, la retroalimentación hacia la superficie queda atrapada por las zonas radiativas, lo que significa que estas estrellas pueden mostrar un calentamiento general de la temperatura. Además del oscurecimiento estelar y el resplandor infrarrojo de los componentes de la Esfera de Dyson, estos cambios físicos en el tamaño o la temperatura de una estrella pueden ser la "señal" que indique la presencia de una megaestructura.
Extendiendo los eones
Creo que gran parte del trabajo del SETI se centra en lo que podríamos detectar, pero también es interesante pensar en lo que estas tecnologías significarían para la vida que las creó. ¿Cómo les afecta y qué nos enseña sobre sus motivaciones? ¿Podría utilizarse la retroalimentación de la esfera de Dyson para prolongar intencionadamente la vida de una estrella?
-Macy Huston
Los efectos de la retroalimentación pueden ser en sí mismos útiles para los proyectos de ingeniería estelar de una civilización alienígena avanzada. En general, una mayor retroalimentación significa que la esfera Dyson es menos eficiente, ya que la energía se pierde de vuelta a la estrella. Pero se podría diseñar una Esfera Dyson para crear intencionadamente la mayor retroalimentación posible para aumentar la vida útil de una estrella determinada. Tal vez tu civilización avanzada planifique con antelación y decida que necesita esos cientos de miles de millones de años más de energía.
O podrías crear un tipo de esfera Dyson llamado propulsor Shakadov. Un propulsor Shkadov es un tipo de Esfera Dyson "fría" - esencialmente un espejo gigante que refleja casi toda la energía de la estrella. Colocando los espejos en un solo lado de la estrella, la energía reflejada podría cambiar la dirección de la estrella en el espacio. En unos mil millones de años, una civilización podría trasladar todo un sistema solar varios miles de años luz a otra parte de la galaxia. Oye, ¡quizás tu sistema solar tenga que estar en algún lugar! Un espejo espacial gigante como ese sería realmente MUY brillante y podría ser visible para los telescopios.
Nuestro nuevo supertelescopio espacial, James Webb, verá el Universo en luz infrarroja, lo que significa que podría utilizarse para buscar el calor de las esferas de Dyson brillantes y sus impactos en sus estrellas anfitrionas. Los resultados de estas simulaciones nos ayudan a saber lo que buscamos de antemano. Vivimos una de las épocas más fascinantes en la búsqueda de vida extraterrestre, en la que nuestras herramientas de observación son más potentes que nunca, quizá lo suficiente como para ver la arquitectura de una civilización que domina un gigante brillante.
Fuentes, créditos y referencias:
Macy J. Huston, Jason T. Wright: “Evolutionary and Observational Consequences of Dyson Sphere Feedback”, 2021; arXiv:2110.13887
Créditos a Universe Today