Aprovechamos la energía del sol mediante paneles solares. ¿Qué pasaría si escalaras esta idea a proporciones astronómicas? Rodea una estrella entera con estructuras colectoras de energía solar o satélites para alimentar tu creciente imperio galáctico alienígena. Estas estructuras masivas se conocen como megaestructuras, en este caso, una "esfera de Dyson". Ya estamos tratando de detectar posibles megaestructuras en el espacio utilizando la atenuación de una estrella y el brillo de los componentes de la megaestructura en luz infrarroja. Pero investigaciones recientes proporcionan un nuevo método de detección: una esfera de Dyson puede hacer que su estrella anfitriona se hinche y se enfríe.
Cazando gigantes
"Las esferas de Dyson son una de las muchas ideas sobre cómo podría ser la tecnología extraterrestre, pero hasta ahora no se había hecho ningún trabajo sobre cómo una estructura de este tipo podría afectar la estructura y la evolución de su estrella anfitriona". –Macy Houston
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 orbite alrededor de una estrella para aprovechar el poder que sería tan grande que podría detectarse en las vastas extensiones del espacio. ¿Cómo podríamos detectar uno?
Primero, una Esfera Dyson encierra una estrella. Es poco probable que una estrella quede completamente encerrada, ya que es difícil mantener la órbita de una esfera completa, y es posible que en realidad no haya suficiente material en un sistema solar completo para hacerlo (incluso si desmontaste todos los planetas del sistema). Pero una estrella parcialmente encerrada sería inusualmente tenue. En 2015, la estrella KIC 8462852, también conocida como la estrella de Tabby, se atenuó tanto que algunos sugirieron que tal vez una enorme megaestructura en órbita había bloqueado parcialmente nuestra vista de la estrella.
La astrónoma Tabetha Boyajian , homónima de la estrella, fue la autora principal de un artículo que anunciaba el descubrimiento del 22 por ciento de atenuación de la estrella. En comparación, cuando detectamos el paso de planetas que oscurecen la luz de las estrellas en un sistema solar distante, la atenuación suele ser una fracción del uno por ciento. ¿Era una esfera Dyson? Después de una revisión adicional de los datos, es más probable que la atenuación se deba al polvo y los desechos en el sistema. Las encuestas de radio de seguimiento de Tabby's Star realizadas por SETI no arrojaron señales de radio artificiales detectables.
En segundo lugar, también podemos detectar el calor residual emitido por una esfera Dyson. Calentados por la energía de la estrella, los componentes de una megaestructura pueden emitir luz infrarroja (calor) que podría ser detectada por nuestros telescopios, especialmente el recién lanzado telescopio espacial James Webb con visión infrarroja . La materia tiene que alcanzar los 525 grados centígrados para brillar en la luz visible (esa es la temperatura a la que los elementos de su horno comienzan a brillar). Pero los objetos con una temperatura más baja, aunque aún no estén al rojo vivo, seguirán siendo visibles en el infrarrojo mientras orbitan la estrella.
Por último, una nueva investigación de Macy Huston y Jason T. Wright de la Universidad Estatal de Pensilvania investiga 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 experimentar retroalimentación de su propia energía. Los componentes de la esfera de Dyson posiblemente podrían reflejar una parte de la radiación de la estrella hacia la estrella. O los componentes, mientras absorben el calor de la estrella, pueden volver a emitir parte de esa energía como calor residual hacia la estrella. Devolver parte de la energía de una estrella le provoca algunas cosas extrañas: la estrella comienza a expandirse y 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 resplandecientes
No todas las estrellas comparten la misma anatomía. En su mayoría, las estrellas fusionan hidrógeno en helio en sus núcleos y liberan mucha energía en el proceso. La tasa de fusión crea dos zonas diferentes dentro de una estrella, zonas radiativas y zonas convectivas. Puedes imaginar que las zonas convectivas son como una lámpara de lava. Una burbuja de líquido caliente se calienta, sube, se enfría y vuelve a caer. Las zonas convectivas requieren un gradiente o diferencia de temperatura entre el comienzo (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 mueve principalmente hacia el exterior y puede abandonar la estrella o dar lugar a la creación de una zona convectiva más arriba en la estrella. Dónde o si existen estas zonas dentro de una estrella depende de la masa de la estrella. Las estrellas de menor masa queman hidrógeno a un ritmo más lento que las estrellas de mayor masa. La tasa de combustión de fusión y la temperatura en el núcleo de la estrella cambian la disposición interna de las zonas convectivas y radiativas de la estrella.
Si una megaestructura como una esfera de Dyson devuelve parte de la energía de una estrella, la estrella se ve afectada por esa retroalimentación de manera diferente según dónde se encuentren las zonas de radiación y convección de esa estrella. Para determinar los cambios generales en la estrella, Houston y Wright crearon una simulación de cuatro estrellas diferentes, una estrella de 0,2 masas solares (masa de nuestro propio sol), una estrella de 0,4 masas solares, una estrella de 1 masa solar y una estrella de 2 masas solares. estrella. Cada una de las cuatro estrellas se simuló con niveles de retroalimentación estelar que van del 1 al 50 por ciento durante el período de toda su vida útil.
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 regreso al núcleo de la estrella. Devolver energía al núcleo de una estrella en realidad ralentiza la tasa de fusión nuclear, lo que hace que la temperatura interna del núcleo baje, un nuevo descubrimiento del equipo de investigación que refutó estudios previos sobre los efectos de la retroalimentación en una estrella. Esta es la parte contraria a la intuición. ¿Por qué devolver energía al núcleo causaría un enfriamiento en la temperatura central?
Una estrella se mantiene unida por la gravedad que la aplasta bajo su propio peso. Esta gravedad aplastante crea presión en el núcleo de la estrella, lo que aumenta la temperatura, ya que todos esos átomos chocan entre sí, lo que da como resultado la fusión. La energía de la fusión empuja hacia atrás contra la fuerza de la gravedad, evitando un mayor colapso de la estrella y logrando el equilibrio. Gravedad adentro, energía afuera.
Pero cuando se devuelve energía adicional al núcleo, ese equilibrio se interrumpe y la estrella puede expandirse hacia afuera en contra de la gravedad. Los átomos en el núcleo de la estrella se separan más, se mueven más lentamente y, como resultado, no chocan entre sí con tanta frecuencia. La fusión requiere la colisión de átomos, por lo que la disminución de la tasa de colisión reduce la tasa de fusión. Pero con la disminución de la tasa de fusión, la vida útil de la estrella aumenta significativamente. Una retroalimentación del 50 por ciento puede duplicar la vida de una estrella de 0,2 masa solar. Las estrellas de baja masa ya tienen tiempos de vida más allá de la edad actual del universo, pero la retroalimentación podría agregarse a unos cientos de miles de millones de años además de eso.
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 porque la parte superior más fría de la zona ahora está siendo calentada por la energía que retroalimenta desde la esfera de Dyson. El resultado es que la zona convectiva de una estrella puede transformarse parcialmente en una zona radiativa. Donde la convección normalmente habría comenzado a devolver masa y energía a la estrella, la nueva zona de radiación se extiende más hacia el exterior y la estrella comienza a expandirse. La retroalimentación del cincuenta por ciento aumenta el radio de la estrella en un 15 por ciento. En general, la estrella no cambia de temperatura porque la temperatura central más fría 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 resisten la retroalimentación, alejando la energía adicional. A diferencia de la estrella convectiva, la retroalimentación no puede llegar al núcleo de la estrella, por lo que la vida útil de la estrella no se ve afectada relativamente, ya que la tasa de fusión permanece constante.
Los cambios más dramáticos en el radio son con estrellas de una masa solar. Las estrellas de una masa solar tienen un delgado exterior convectivo que contiene el dos por ciento de su masa total. La retroalimentación entrante se acumula en la transición entre esta capa delgada y el interior radiativo más profundo, creando un pico en la temperatura. El exterior convectivo se vuelve más radiativo y comienza a hincharse. Debido a que la zona de convección hinchada es tan poco profunda, puede expandirse más fácilmente, lo que hace que la estrella crezca hasta triplicar su radio normal en el modelo de retroalimentación del 50 por ciento.
Si bien los núcleos de las estrellas de mayor masa no se enfrían, las zonas radiativas atrapan la retroalimentación hacia la superficie, lo que significa que las temperaturas de estas estrellas pueden calentarse en general. 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 el "indicador" para indicar la presencia de una megaestructura.
Eones extensos
“Creo que mucho del trabajo de SETI se enfoca en lo que podemos detectar, pero también es interesante pensar en lo que significarían estas tecnologías para la vida que las creó. ¿Cómo les afecta y qué nos enseña sobre sus motivaciones? ¿Se podría usar la retroalimentación de la esfera de Dyson para extender intencionalmente la vida útil de una estrella? –Macy Houston
Los efectos de retroalimentación en sí mismos pueden ser útiles para proyectos de ingeniería estelar de una civilización alienígena avanzada. En términos generales, más retroalimentación significa que la esfera de Dyson es menos eficiente ya que la energía se pierde en la estrella. Pero puede diseñar una esfera Dyson para crear intencionalmente la mayor cantidad de retroalimentación posible para aumentar la vida útil de una estrella determinada. Tal vez su civilización avanzada realmente planee con anticipación y decida que necesita esos pocos cientos de miles de millones de años de energía adicional.
O podría crear un tipo de esfera Dyson llamada Shakadov Thruster. Un propulsor Shakadov es un tipo de esfera Dyson "fría", esencialmente un espejo gigante que refleja casi toda la energía de una estrella. Al colocar los espejos en un solo lado de una estrella, la energía reflejada podría cambiar la dirección de la estrella en el espacio. En mil millones de años más o menos, una civilización podría trasladar un sistema solar completo varios miles de años luz a otra parte de la galaxia. ¡Oye, tal vez tu sistema solar tenga un lugar donde estar! Un espejo espacial gigante como ese sería muy, muy brillante y podría ser visible para los telescopios.
Nuestro nuevo súper telescopio espacial, James Webb, verá el universo en luz infrarroja, por lo que podría usarse para buscar el calor de las esferas Dyson brillantes y sus impactos en sus estrellas anfitrionas. Los resultados de estas simulaciones nos ayudan a saber de antemano lo que estamos buscando.
Vivimos en uno de los tiempos más fascinantes en la búsqueda de vida extraterrestre, cuando nuestras herramientas de observación son más poderosas que nunca, tal vez lo suficientemente fuertes como para ver la arquitectura de una civilización que domestica a un gigante resplandeciente.
Fuente
singularityhub.com
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