En el estudio de la evolución de las estrellas, hay nociones sobre las cuales ningún astrónomo tiene dudas. Un buen ejemplo de estos conocimientos ya afianzados es el hecho de que la mayoría de las estrellas se transformarán, inevitablemente, en gigantes rojas. Sin embargo, aunque todos saben que ese es el destino del Sol, aún no se tiene una explicación definitiva sobre cómo y por qué ocurre ese increíble cambio. O quizás sí... Justamente, el investigador del IALP (CONICET-UNLP) y docente de la Facultad de Ciencias Astronómicas y Geofísicas (FCAG-UNLP) Dr. Marcelo Miller Bertolami acaba de publicar un artículo en la prestigiosa revista científica The Astrophysical Journal, donde propone, quizás por primera vez, una explicación clara y directa a este complejo fenómeno.
Pero antes de referirnos a un artículo que puede cambiar la historia de nuestro entendimiento de la evolución de las estrellas como el Sol, resumamos brevemente lo que sabemos sobre el futuro de nuestra estrella. Como mencionamos antes, el destino de transformarse en una gigante roja, una monstruosa estrella cuyo tamaño es quizás mayor que la órbita terrestre, es ineludible. Está ligado a la propia naturaleza del Sol, más específicamente, a la manera en que esta, como tantas estrellas semejantes, genera su propia energía.
El Sol es una enorme esfera de gas muy caliente, en un estado particular de la materia llamado "plasma". El gas que lo forma, principalmente hidrógeno y un poco de helio, está tan caliente (aproximadamente 6.000 °C en la zona más externa) que los átomos no pueden mantener ligados a sus electrones. Se produce entonces una mezcla de protones, electrones sueltos y algunos pocos átomos pesados, llamada plasma. Sin entrar en detalles, en una estrella podrían distinguirse algunas partes con propiedades muy diferentes: una delgada capa externa llamada fotósfera (es la parte visible del Sol), una extensa región llamada envoltura (la mayor parte de una estrella) y una región central pequeña que es el núcleo.
En el núcleo del Sol, la materia está tan comprimida y tan caliente que los agitados protones (núcleos de átomos de hidrógeno) chocan frecuentemente unos contra otros. Algunos de esos choques hacen que varios protones se unan generando núcleos de helio. Ese proceso, llamado "fusión nuclear", genera energía en forma de luz (fotones), es decir, radiación. Es el mecanismo con el cual nuestro Sol, y la gran mayoría de las estrellas, obtiene su luz y del cual depende la vida sobre la Tierra.
Sin embargo, la cantidad de protones en el núcleo estelar disponibles para hacer fusión nuclear es limitada. Recordemos que sólo se produce fusión si hay temperaturas enormes (mayores que el millón de grados centígrados) y presiones descomunales, por lo cual la fusión sólo se da en el núcleo de la estrella y no en la envoltura. Eventualmente, todo el núcleo de la estrella queda transformado en helio y comienzan los cambios que llevarán a que el Sol se transforme en una estrella gigante roja. Esos cambios implican que el núcleo comience a achicarse, mientras que aparece una capa delgada por encima del mismo que transforma hidrógeno en helio mediante fusión nuclear. Esos dos eventos son las causas de que la envoltura de la estrella se hinche, es decir que la misma aumente su radio para volverse una gigante roja. En el caso del Sol, esto ocurrirá dentro de unos 4.000 millones de años, por lo que ¡hay problemas más urgentes por los que preocuparse! Sin embargo, la descripción de este proceso de transformación es complicado y muy difícil de entender.
En Astronomía existen dos maneras de abordar un problema extremadamente complejo como el que nos estamos refiriendo, la transformación del Sol en una estrella gigante roja. Una forma es escribir las fórmulas matemáticas que describen, proximadamente, las condiciones físicas del interior estelar en esa etapa, para luego transcribirlas en un extenso programa de computación ("código" en la jerga científica) que dé valores a cada variable de las fórmulas y las vaya resolviendo poco a poco. Por ejemplo, se puede armar una fórmula que relacione la fuerza de la gravedad de cada capa de la estrella con la diferencia de presión a la que está sometida, u otra que estime cuánta energía liberarán las reacciones nucleares que puedan producirse en una cierta región. De esta manera, habrá un conjunto muy complicado de fórmulas que, computadora mediante, puedan ser resueltas y generen tablas de datos sobre lo que está pasando en el interior de la estrella. Por ejemplo, uno podría obtener, a la salida de ese programa, una lista de la ubicación de cada capa, su temperatura, su presión, su composición química, la cantidad de energía que produce, etc. Esa forma de afrontar un problema tan complejo es lo que llamamos "modelo numérico". Se trata de métodos muy efectivos para obtener resultados y, casi todo lo que sabemos sobre la evolución de las estrellas, proviene de esa forma de trabajo.
La otra manera de afrontar problemas tan intrincados es mediante el estudio minucioso de las relaciones entre las fórmulas, fabricando modelos simplificados que retengan la esencia del problema a estudiar (un "modelo de juguete" o "toy-model") y del cual puedan obtenerse relaciones matemáticas sin llevarlas a valores numéricos (v.g. sin desarrollar programas de computadora que calculen tablas de datos). Es el "método analítico" cuyo análisis permite tratar de discernir qué es lo que está sucediendo en el interior de una estrella. Como podrán imaginarse, esta forma de abordar el problema es extremadamente difícil y requiere un conocimiento muy profundo de la física involucrada en el tema.
Casi todo nuestro conocimiento actual de la transformación de una estrella de tipo solar en una gigante roja proviene de métodos numéricos. Estos métodos son muy eficientes en dar resultados, pero como involucran cálculos tan intrincados hechos por una computadora, es natural que perdamos el hilo de los cambios físicos que describen, y que nos contentemos con las soluciones finales. Aquí es donde el trabajo del Dr. Miller Bertolami tiene su novedoso aporte, ya que ha podido explicar la transformación de una estrella en una gigante roja por mediante un modelo simplificado. Se trata de una descripción detallada de las relaciones entre las propiedades del núcleo estelar que se comprime, la capa que hace fusión nuclear y la extensa y más tenue envoltura que reacciona expandiéndose.
Uno de los puntos esenciales del trabajo del Dr. Miller Bertolami es reconocer la importancia de un proceso llamado "convección" en la envoltura de la estrella, que juega un papel relevante en la mencionada transformación. La convección es una forma de transportar energía diferente a la radiación (es decir a que los fotones lleven la energía de un lugar a otro). Este proceso involucra la formación de grandes "burbujas" de plasma que se forman en regiones más internas y que ascienden a través de la envoltura. Al llegar a regiones más externas, las burbujas se rompen, liberando el calor contenido en su interior. Es el mismo proceso que podemos observar por encima de una estufa encendida: el aire caliente asciende formando tenues corrientes que hacen que la imagen de las cosas que están por detrás de la estufa, parezcan temblar u oscilar.
Sin duda, este trabajo producirá una gran atención de la comunidad científica ya que resuelve un problema que, hasta el momento, no tenía una solución clara y evidente, y quizás los nuevos libros de texto sobre evolución estelar deban ser reescritos, siguiendo el análisis desarrollado por nuestro investigador.
Título del artículo: "A Red Giants' Toy Story"
Autor: Marcelo Miller Bertolami (IALP-Conicet, FCAG-UNLP)
Versión preliminar del artículo (en prensa): https://arxiv.org/abs/2210.07005
