Viviendo bajo una estrella moribunda

Habitable Zones of Post-Main tickequence Stars
Autores: Ramsés Ramírez y Lisa Kaltenegger
Institución del primer autor: Universidad de Cornell
Estado: Publicado en ApJ
Astrobite Original: Living Under a Dying Star

En mil millones de años, la Tierra será un planeta desierto, asado por un Sol cada vez más iluminado. Toda la vida en la superficie se extinguirá. Cuatro mil millones de años después de eso, puede que la Tierra sea tragada por el Sol cuando el mismo se expanda y se convierta en una gigante roja. La zona donde la Tierra vive actualmente, donde es ni demasiado caliente ni demasiado fría para que exista agua líquida en la superficie de la Tierra, no es una región permanente alrededor del Sol. En su lugar, los límites de la zona de habitabilidad de una estrella (HZ, por sus siglas en inglés) evolucionan a medida que lo hace la estrella. A medida que una estrella de la secuencia principal (la fase de combustión del hidrógeno del núcleo) se vuelve mayor, más grande y más brillante, empuja su HZ más lejos. Una vez la estrella comienza la combustión del hidrógeno, y luego helio, en una capa alrededor del núcleo, las cosas comienzan a cambiar drásticamente. Es en esta etapa de la vida de una estrella que los autores exploraran la zona de habitabilidad.

El modelo:
Los autores del artículo de hoy estudian un conjunto de seis estrellas de distintos tipos espectrales, esta clasificación depende de sus temperaturas y de sus masas. Los seis tipos espectrales en el documento son M1, K5, G2 (como el Sol), F5, F1, y A5, que corresponden a las estrellas con masas de entre 0.5-1.9 veces la masa del Sol. A continuación, ejecutan una simulación de evolución estelar a través de un programa informático, con el propósito de rastrear las propiedades de cada estrella a medida que evoluciona a través de la fase de la rama de gigantes rojas (RGB), donde el hidrógeno se quema en forma de cáscara alrededor de un núcleo inerte de helio, es decir, no hay fusión en el núcleo. Para las estrellas más masivas, rastrearon su evolución a través de la fase de la rama horizontal (HB, por sus siglas en inglés), donde se quema el  helio en el núcleo y el hidrógeno en una cáscara; y la fase de rama asintótica gigante (AGB, por sus siglas en inglés), estrellas con una capa de hidrógeno y helio que se va quemando alrededor del núcleo. Esta evolución provoca un cambio en varias de las propiedades de la estrella, tales como su radio, su temperatura y la cantidad de luz que emite a una energía dada; a esto se le conoce como como la distribución de energía espectral de la estrella. Todos estos cambios afectan a los límites la zona de habitabilidad.

Cuando una estrella evoluciona fuera de la fase de secuencia principal, comienza a perder una cantidad significativa de masa en forma de fuertes vientos estelares. Los mismos liberan material fuera de la estrella, afectando su evolución futura; las estrellas de menor masa (K5 y M1) pierden demasiada masa y nunca progresan a las fases de HB y AGB. La pérdida de masa estelar también afecta significativamente a los planetas que orbitan alrededor de ella. A medida que la estrella pierde masa, los planetas se vuelven menos atraídos por la gravedad de la estrella, por lo tanto se mueven más lejos. Adicionalmente,la pérdida de masa en la estrella provoca también la pérdida de masa de la atmósfera de un planeta ya que los vientos estelares pueden desgastar y erosionar la atmósfera.

Los resultados:
Los resultados principales de este trabajo son la obtención de los cambios en los límites de las zonas habitables alrededor de la estrella madre a medida que la misma evoluciona, mostrado en la Figura 1. Los límites de las zonas de habitabilidad en las estrellas más pequeñas, M1 y K5, cambian fluidamente a través del tiempo, ya que nunca evolucionan fuera del RGB. Estrellas más masivas sufren cambios mucho más complejos en sus HZs puesto que evolucionen a través de las diferentes fases. Para las estrellas G2-A5, la HZ se mueve hacia afuera a medida que la estrella se mueve hacia arriba del RGB hasta que la estrella sufre un ‘flash’ de helio, una explosión instantánea de la fusión del helio que cuenta sólo unos segundos de duración, y reduce drásticamente el tamaño de la estrella, moviendo así la zona de habitabilidad hacia adentro. El HZ a continuación, se mueve hacia fuera de nuevo durante la fase de AGB posterior.

Figura 1 : Los límites de HZ de cada estrella a medida que evoluciona . Las líneas continuas son las HZS empíricos . El límite interior se ha calculado suponiendo Venus podría haber tenido agua en su superficie hasta cerca de 1 Gyr hace (hace 1 mil millones de años ) , mientras que el límite exterior se calcula suponiendo que Marte tuvo agua hasta hace 3.8 Gyr . La línea discontinua es un límite interno HZ alternativo basado en 3D modelado atmosférico de un efecto invernadero desbocado . Tenga en cuenta que las escalas para la ‘ x’ e ‘Y’ ejes son diferentes para cada estrella.

Nuestro propio Sol iniciará la fase de RGB con una HZ entre 1.3 hasta 3.3 UA (unidades astronómicas, 1UA = distancia de la Tierra al Sol). Esto incrementa a 46-123 UA cuando la estrella alcance su máximo brillo durante la fase de RGB. A modo de referencia, incluso Neptuno, con un radio orbital de 30 UA, sería demasiado caliente para el agua líquida. Durante la fase de HB, el HZ se contrae de nuevo a 5-13 UA, que tiene una duración de unos 160 millones de años. A continuación, se infla de nuevamente a 39-110 UA durante la fase AGB.

Conclusiones:
Con estos límites cambiantes HZ y la migración de los planetas hacia el exterior, los autores calcularon la cantidad de tiempo que un planeta podría durar en el HZ de una estrella que sale de la secuencia principal. Para la estrella más pequeña (la M1 estrella de 0,5 masas solares), un planeta puede sobrevivir durante 9 Gyr en la HZ. Sin embargo, el universo no es lo suficientemente mayor (viejo)  para que planetas de una estrella M1 ó K5 (0,75 masas solares) hayan evolucionado en el RGB. Por el contrario, un planeta sólo puede permanecer en el HZ de una estrella de tipo A5 con una masa de 1.9 masas solares durante 200 Myr (durante la fase de HB). El Sol se encuentra entre estos dos valores a sus 500 millones de años.

¿Qué significa esto para el desarrollo de la vida? En la Tierra, la vida apareció por primera vez alrededor de 500 Myr después de la formación del Sol, que todavía está en su fase de secuencia principal. Sin embargo, tomó miles de millones de años para que esto se convierta en potencialmente detectables. Si bien, parece ser que la vida es capaz de formarse alrededor de estrellas post-secuencia principal, pero las posibilidades de que evolucione a algo detectable son casi nulas.