¿Cómo afecta la convección al interior de estrellas su evolución? 

Portada: Las Pléyades – M45. Fuente: Davide De Martin & the ESA/ESO/NASA Photoshop FITS Liberator.

Datos del artículo científico:

• Título: “Modelling Time-dependent convective penetration in 1D stellar evolution”
• Autores/as: Cole Johnston; Mathias Michielsen; Evan H. Anders; Mathieu Renzo; Matteo Cantiello; P. Marchant; Jared A. Goldberg; Richard H. D. Townsend; Gautham Sabhahit; Adam S. Jermyn.
• Fecha de publicación: 13 de Diciembre 2023.
• Institución del primer autor: Department of Astrophysics/IMAPP, Radboud University, the Netherlands.
• Estado de la publicación: Aceptado en “The Astrophysical Journal”, acceso abierto en arXiv.

¿De qué está hecha una estrella? ¿Qué mecanismos están en juego para que esta no colapse? Estas preguntas ocupan la mente de muchas personas y, en particular, son pilares centrales de la astrofísica estelar. En este astrobito, daremos respuesta a estas interrogantes y explicaremos la estructura de las estrellas. Una vez sentemos las bases, nos ocuparemos de entender cómo la vida de estos astros es afectada por su anatomía. Finalmente, veremos cómo, a través de simulaciones presentadas en este artículo científico, la comunidad entiende mucho mejor los mecanismos que hacen que una estrella transporte calor. 

Estructura Estelar

Una estrella está compuesta principalmente de electrones libres, iones y fotones, y se sostiene gracias a un equilibrio entre la gravedad (que actúa como una fuerza de atracción) y un gradiente de presión (una fuerza de repulsión). La fuente de este gradiente de presión es el calor generado por un gradiente de temperatura a lo largo de la estrella. Durante la mayoría de la vida de una estrella, por ejemplo, este gradiente de temperatura proviene de la energía nuclear generada al quemar hidrógeno.

Pero, ¿cómo se transporta el calor de las reacciones nucleares hasta la superficie de la estrella? Si pensamos en termodinámica clásica, hay tres opciones disponibles: conducción, radiación y convección. Todos estos mecanismos cumplen un rol dentro de una estrella, pero dado que los electrones no son muy buenos conductores de calor, podemos enfocarnos en los otros medios disponibles.

La radiación es quizás el mecanismo más intuitivo, dado que la energía se transmite a través de ondas electromagnéticas. Por ejemplo, pensemos en cómo la energía escapa de la superficie del Sol llega a la Tierra: esta viaja en forma de ondas electromagnéticas de diferentes frecuencias, formando un espectro que se divide en radiación ultravioleta, luz visible y radiación infrarroja. Algo similar ocurre dentro del Sol, donde ahora la luz debe viajar a través de la estrella para transportar su energía. 

Por otro lado, la convección consiste en un movimiento neto de material que transporta calor. Este mecanismo se sostiene dado que un elemento de fluido, que parte a alta temperatura, es menos denso en comparación al mismo fluido con menor temperatura, dado que este elemento de fluido no cambie sus propiedades abruptamente. Piensen en hervir agua en la tetera: la fuente de energía está en el quemador, por lo cual un elemento de fluido que parte en la base es menos denso (tiene mayor temperatura) que en la superficie (a menor temperatura). Esto resulta en que el elemento suba a través de la tetera, dejando de acelerar al encontrar un lugar donde su densidad sea la misma que la de su entorno. 

Figura 1: Estructura estelar para estrellas de distinta masa (expresada en unidades de masa solar), mostrando zonas convectivas (marcadas con “lazos” negros) y radiativas (flechas rojas), además del límite que separa estos mecanismos de flujo de calor. En este astrobito, nos centramos en el tercer caso, estrellas con más de 1.5 veces la masa del Sol. Estas estrellas tienen un núcleo convectivo y una envoltura (o manto) radiativo. Fuente: Estructura Estelar – Wikipedia en Español.

Con estos conceptos en mente, podemos entender como ambos procesos trabajan en el interior de una estrella de masa intermedia o mayor: una burbuja a alta temperatura viaja desde el centro de la estrella hasta que es capaz de deshacerse de su energía, encontrando un equilibrio con su entorno. Como se puede apreciar en la Figura 1, esa energía depositada fluye gracias a procesos de radiación a través del manto de la estrella, viajando hasta escapar fuera de esta. En este trabajo, los autores están interesados en la capa límite que se ubica donde la zona convectiva termina y la zona radiativa empieza, la cual no tiene bordes fijos dada las fluctuaciones de energía de las burbujas provenientes del núcleo estelar.

Evolución Estelar

Otro aspecto importante en el estudio de las estrellas es su evolución a lo largo del tiempo. La secuencia principal es el periodo de vida de una estrella durante la que utiliza como combustible el hidrógeno. En comparación con otras etapas vitales de una estrella, es extremadamente larga: nuestro Sol, el cual tardó unos 20 millones de años en formarse, pasará unos 10 mil millones de años (es decir, más de un 90% de su vida) como estrella en la secuencia principal antes de transformarse en una gigante roja. 

Sin embargo, las estrellas evolucionan de distinta manera dependiendo de su masa. Así, por ejemplo, el tiempo que pasan en la secuencia principal depende de cuánto porcentaje de la masa total es hidrógeno, lo que liberará más o menos energía según el caso.

Es aquí donde la anatomía estelar se vuelve importante: si en su mayoría el combustible que se está quemando se encuentra en el núcleo estelar, es necesario saber distinguir claramente entre este y el manto. Recordemos que las estrellas de masa intermedia y mayor poseen un núcleo que es convectivo y un manto que es radiativo (Figura 1). En términos físicos, podemos plantearnos el problema de definir el límite núcleo-manto en términos de encontrar la capa límite entre la zona convectiva y la zona radiativa. De este modo, se puede determinar la cantidad de combustible nuclear disponible para fusión. Es decir, ¡se pueden inferir las propiedades de la evolución estelar! Los autores del artículo original identifican precisamente esta conexión entre lo que pasa en el límite convectivo y la vida de una estrella para mejorar nuestros modelos estelares.

Mezclando Fluidos

Ahora que entendemos mejor la estructura y evolución estelar, estamos en buen pie para entender el argumento central del artículo científico: en muchas de las simulaciones actuales, no se han tomado en cuenta los efectos físicos de lo que ocurre en límite convectivo a pesar de su impacto en la evolución estelar. Teóricamente, se espera que ocurran varios fenómenos que surgen de las propiedades hidrodinámicas de los elementos de fluido. Por ejemplo, si un elemento en la zona convectiva llega con suficiente velocidad al límite, puede traspasarlo debido a su inercia, provocando el transporte y la mezcla de elementos químicos. Dependiendo de qué tan lejos llegue, este elemento será capaz de transportar calor. Mecanismos como este forman lo que se conoce como una zona de penetración convectiva, donde se mezclan los fluidos del núcleo y del manto estelar debido a la convección. 

En el estudio realizado en el artículo original, se implementaron por primera vez en simulaciones los efectos de la zona de penetración convectiva y se compararon con modelos que no lo incluían, como se puede apreciar en la Figura 2. Se concluye que la ubicación del límite convectivo, así como la eficiencia del proceso de mezcla en la parte superior de este, es muy sensible a la masa total de la estrella. Al incluir los efectos de mezcla en la zona de penetración convectiva, las predicciones de la masa del núcleo, la luminosidad y la cantidad de combustible disponible difieren con respecto a modelos que no incluyen estos efectos. 

Dado el estado actual de las simulaciones, los autores del artículo argumentan que es difícil comparar sus predicciones con observaciones actuales. El principal motivo es la naturaleza compleja del proceso de mezcla en el límite convectivo: las simulaciones actuales por lo general consideran exclusivamente un proceso de mezcla (en el caso de este artículo, la zona de penetración del límite convectivo), mientras que las observaciones incluyen todos los procesos e historia de mezcla de una estrella. Por lo tanto, sus predicciones son sistemáticamente menores a las que se infieren de las observaciones. Sin embargo, este es un paso importante en la dirección correcta, dado que se logró aislar la contribución de la zona de penetración del límite convectivo en el proceso total de mezcla, dando pie a futuros estudios que consideren otros mecanismos. 

Figura 2: Evolución estelar para modelos con diferentes masas desde el comienzo de la secuencia principal (ZAMS por sus siglas en inglés) hasta que el combustible de helio e hidrógeno se agota. La Z indica la metalicidad de las estrellas en esta simulación. Las curvas de color gris claro representan modelos sin efectos de mezcla y las pistas de color gris oscuro representan modelos con zona de penetración convectiva. Fuente: Figura 8 del artículo original.