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Aportan nuevos datos sobre anomalías observadas en la superficie de estrellas como el Sol

Un equipo internacional de científicos, en el que participan astrofísicos de la Universidad de Granada, ha simulado la interacción de una estrella como el Sol con una estrella compañera enana marrón (esto es, un objeto de masa intermedia entre un planeta y una estrella) en diferentes escenarios de colisión, a fin de estudiar los efectos que estas colisiones podrían tener sobre la estrella

Fuente: Universidad de Granada


Granada |
03 de abril de 2023

Un equipo de investigadores de la Universidad de Granada (UGR), de la Universidad de Basilea (UniBas) y de la Universidad Politécnica de Cataluña (UPC) ha realizado simulaciones hidrodinámicas en tres dimensiones de la colisión entre una estrella como el Sol y una estrella enana marrón con una precisión espacial sin precedentes, lo que les ha permitido hacer predicciones sobre los efectos que esta interacción podría tener sobre la estructura y composición química superficial de la estrella de tipo solar.

El detallado análisis de estas simulaciones, que abre una nueva puerta a la explicación de algunas anomalías en las abundancias superficiales observadas en estrellas como el Sol, se acaba de publicar en la revista científica Astronomy & Astrophysics.

El descubrimiento y análisis de exoplanetas (planetas situados fuera del Sistema Solar) ha mostrado, entre otras cosas, que algunas de las estrellas en torno a las cuales giran estos exoplanetas muestran características anómalas que son difíciles de explicar a partir de la teoría de evolución estelar estándar.

Una de las características más sorprendente de los sistemas planetarios descubiertos hasta el momento es el hecho que muchos de ellos poseen planetas gigantes gaseosos del tamaño de Júpiter (o mayores) muy cercanos a la estrella central. Es como si en el Sistema Solar, en la posición de Mercurio, se encontrara Júpiter o un planeta todavía mayor. A estos planetas gigantes tan cercanos a la estrella central se les denomina «hot-Jupiters». Este hecho ha llevado a pensar a muchos investigadores que algunas de las anomalías encontradas en la estrella central pudieran haber sido provocadas por la interacción gravitatoria estrella-planeta, e incluso por la fusión total del planeta con la estrella.

Interacción planeta-estrella

Ésta es la idea que se explora teóricamente en el artículo publicado en la prestigiosa revista científica Astronomy & Astrophysics. Los profesores Inmaculada Domínguez y Carlos Abia, pertenecientes al Grupo de Investigación FQM292 de la UGR, junto con Rubén Cabezón (UniBas) y Domingo García-Senz (UPC), han simulado esta interacción utilizando un código numérico hidrodinámico basado en el método de SPH (Smoothed Particle Hydrodynamics). Este método permite representar los objetos en estudio como conjuntos tridimensionales de elementos de fluido con una masa asociada y que interactúan entre sí de acuerdo con las leyes de la física. A fin de maximizar el posible efecto de la interacción planeta-estrella, en este estudio se ha simulado la interacción entre una estrella de características similares (masa, tamaño y edad) a nuestro Sol (representado por unos 5 millones de partículas SPH), con estrellas enanas marrones de masas 50 y 100 veces inferior al Sol (representadas por entre 50,000 y 100,000 partículas SPH respectivamente). Hasta ahora no se habían realizado simulaciones hidrodinámicas en tres dimensiones de este tipo con un número tan grande de partículas, lo que ha permitido estudiar aspectos nunca antes analizados.

Coalescencia de una estrella enana marrón con una estrella tipo solar

Coalescencia de una estrella enana marrón con una estrella tipo solar. Cada punto representa un elemento de fluido con una masa similar a la masa de Mercurio (15 veces menor que la masa de la Tierra). El color representa temperatura en millones de grados.

En particular, se han analizado tres posibles escenarios de interacción: a) colisión frontal, b) colisión tangencial, y c) una fusión tras caída en espiral de la enana marrón, de los cuales el tercer caso probablemente representa el escenario más realista. Del análisis de estas simulaciones se encuentra que la mayor parte de la masa de la enana marrón se depositaría en la parte central de la estrella, alterando la estructura inicial en temperatura y densidad de ésta. Sólo en el caso de la caída en espiral una fracción de masa significativa de la enana marrón (~40%) se depositaría en las partes superficiales de la estrella.

Esto contrasta con los resultados obtenidos en trabajos anteriores (realizados en una dimensión) que indicaban que la inmensa mayoría de la masa del planeta se disolvería en las partes externas. Por otra parte, las simulaciones realizadas muestran que esta interacción provocaría un aumento muy significativo de la velocidad de rotación de la estrella central, una pérdida de masa relevante (de hasta un ~1% de la masa total del sistema) y, en el caso de la caída en espiral, una contaminación química importante de la envoltura de la estrella con material procedente de la enana marrón. Curiosamente, algunas observaciones de estrellas similares al Sol con planetas orbitando en torno a ellas, han mostrado que algunas poseen velocidades de rotación anormalmente altas para su edad, envolturas de polvo y gas circunestelar. Además, algunas de ellas presentan una abundancia de litio en su atmósfera muy superior a la esperada. Estas observaciones coinciden en gran medida con los resultados más importantes de las simulaciones hidrodinámicas realizadas, lo cual apoyaría la hipótesis de que muchas de las anomalías observadas en estrellas con planetas gigantes orbitando muy cerca de ellas, sean debidas a la interacción con estos e, incluso, al engullido total del planeta por la estrella en el pasado.

Consecuencias para la evolución de la estrella

investigadores UGR Sol estrella

Los investigadores de la UGR Carlos Abia e Inmaculada Domínguez, pertenecientes al Grupo de Investigación FQM292.

Los investigadores apuntan que, aunque algunas de las anomalías observadas en estrellas como el Sol coinciden con los resultados de las simulaciones, todavía no se puede afirmar al 100% que estas sean debidas fundamentalmente a interacciones estrella-planeta. Esto es debido a que los cálculos SPH solo pueden simular la fase inicial y «dinámica» de la interacción (de hecho, las simulaciones realizadas abarcan como máximo las primeras horas de las interacciones).

Para dar una respuesta más fiable se debería seguir la evolución del objeto resultante tras la coalescencia, en la fase «hidrostática», durante centenas de millones de años (el tiempo típico de evolución estelar), para dar tiempo a que el sistema se estabilice y así evaluar si estas alteraciones en la estrella son transitorias o permanecen durante el tiempo suficiente para ser observadas. Desgraciadamente, esto solo podría hacerse de manera realista con un código tridimensional de evolución estelar. Esta posibilidad está, de momento, fuera del alcance de la potencia de cálculo de incluso los ordenadores más avanzados.

Sobre los superordenadores utilizados

Este tipo de estudios son posibles hoy en día gracias a dos pilares fundamentales. Por una parte, la utilización de códigos numéricos detallados que hacen uso de las últimas tecnologías en programación, manejo de estructura de datos, y paralelización. Por otra, el uso de infraestructuras de última generación, enfocadas a la computación de alto rendimiento, comúnmente conocidas como superordenadores. En este trabajo se usaron tres infraestructuras: Alhambra-Albaicín (UGR), La Palma (IAC) y sciCORE (UniBas), sumando un total de casi dos millones de horas de cálculo. Las simulaciones de este trabajo se completaron en unos seis meses. Sin la existencia de potentes superordenadores que permiten la paralelización masiva de los cálculos, estas simulaciones habrían tardado más de 200 años en completarse.

Referencia bibliográfica:

Cabezón, R., Abia, C., Domínguez, I., García-Senz, D.: Sub-stellar engulfment by a main sequence star: where is the lithium? Astronomy & Astrophysics, 2023, Vol. 670, A115. DOI: https://doi.org/10.1051/0004-6361/202244848


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