El pasado del Sol: los análogos solares

David ByNViajar hacia el pasado … una idea sugestiva, que en realidad se puede realizar, si, como Ulises, utilizamos nuestra astucia. Pero antes debemos saber a qué momento y dónde queremos ir. En el caso de nuestra estrella, el Sol, es posible conocer al menos parcialmente cómo era en el pasado. Y cómo pudo afectar a la formación de su sistema planetario y, por ende, a la formación y evolución de nuestro planeta, la Tierra.

El conocimiento del pasado del Sol (y de su futuro) está asentado en una de las pocas teorías astronómicas de gran precisión: la de la evolución estelar, que implica un conocimiento detallada de la propia estructura del Sol y por extensión de otras estrellas. Mediante el uso de modelos numéricos y de nuestro conocimiento actual de la Física (en realidad unas pocas ecuaciones bastante simples), es posible estimar las propiedades internas y externas de una estrella de una masa y una composición química determinada (la fracción de hidrógeno y helio, los dos componentes básicos, junto con otros elementos químicos). Lo que es más, es posible seguir la evolución de esas propiedades con el tiempo. Estos modelos teóricos se han contrastado numerosas veces con observaciones realizadas, por ejemplo, en asociaciones estelares de diversas edades (desde el Trapecio, con una edad aproximada de un millón de años, hasta los cúmulos globulares más viejos, casi tan longevos como el propio Universo). El propio Sol nos da importantes evidencias sobre su estructura interna, mediante el uso de una sofisticada técnica denominada heliosismología (similar al estudio de los terremotos, que nos indican de qué está hecho el interior de la Tierra, y cómo está distribuido ese material), que también se ha aplicado con éxito a unas pocas estrellas (astrosismología).


Diferentes discos de debris, que corresponden al remanente de la posible formación de sistema planetarios, alrededor de los cuatro prototipos: Beta Pictoris, Fomalhaut, Vega y Epsilon Eridiani, con edades que van desde los 10 a los casi 1000 millones de años. Los tamaños han sido escalados convenientemente para eliminar el efecto de la distancia a cada sistema. Las cuatro imágenes fueron tomadas por W. S. Holland y colaboradores con un instrumento que funciona en el submilimétrico (a 850 micras) y que por tanto ve material a muy baja temperatura como es el polvo de los discos. Nuestro propio Sistema Solar aparecería con un tamaño menor al disco de Epsilon Eridiani (aproximadamente como la elipse representada dentro del disco de la estrella).  En el detalle, se muestran los ocho planetas del Sistema Solar y el Sol respetando las proporciones entre sus tamaños respectivos. También se incluye una imagen tomadas desde el observatorio de Paranal (Chile) que muestra la Vía Láctea y, con una inclinación de unos 45 grados, la luz zodiacal, producida por partículas de polvo dentro del Sistema Solar, restos del disco circunestelar que dio lugar a la formación del mismo. Crédito DByN.

Por si fuera poco, el Sol, como cualquier otra estrella, tiene mellizos. Las dos características fundamentales de una estrella son su masa y su composición química (además de otros parámetros secundarios, como podría ser su momento angular, relacionado con la velocidad de rotación). Los análogos solares son astros de características semejantes a las del Sol, pero con edades muy distintas. Así, estudiando una muestra lo suficientemente grande de este tipo estrellas, y que se encuentren en momentos evolutivos muy distintos, podemos en realidad construir una película de la propia vida de nuestro astro-rey. Éste es el caso de estrellas tales como IM Lup, EK Dra, Pi1 UMa, Kappa1 Cet, Beta Com, o Beta Hyi, localizadas a distancias bastante cercanas y que tienen edades desde unos pocos millones hasta 10,000 millones de años, el doble del Sol.


Reconstrucción de la superficie de la estrella HII 314, un análogo solar que pertenece al cúmulo de las Pléyades, mediante la técnica del «Doppler imaging». Auqnue bastante sofisticada, a partir de datos fotométricos (imágenes) y espectroscópicos, se puede extraer la información de la distribución de manchas de diferente brillo superficial, y el movimiento de las mismas según la esrella rota sobre si misma.  La rotación estelar depende así mismo de la edad, ya que las estrellas pierden masa y con ella momento angular sugún pasa el tiempo. Crédito K .G. Starssmeier.

De hecho, podemos reconstruir la propia formación del Sistema Solar, incluyendo como los diferentes planetas se han ido ensamblando a partir del material circunestelar (ver el resumen del curso «Sistemas Planetarios más allá del Sistema Solar») que aparece como consecuencia de la propia formación estelar, la evolución de dicho material, y la aparición de los propios planetas. De hecho, de la lista de exoplanetas, existe un gran número que orbitan alrededor de estrellas de tipo solar. Esto es, cuya masa es aproximadamente igual a la del Sol. Obviamente, este fenómeno es un sesgo observacional, dado que la mayor parte de las búsquedas seleccionaban estrellas de este tipo. Pero es un indicio importante que indica que los exoplanetas aparecen casi como consecuencia de la formación de la estrella, incluso en ambientes verdaderamente exóticos. incluso podemos observar estrellas lo bastante jóvenes como para mostrarnos indicios de la formación de sus sistemas planetarios, mediante imágenes tomadas a longitudes de onda muy largas, en el submilimétrico. Estas fotogragías nos muestran discos de gran tamaño formados por polvo de material procesado a partir de planetesimales que han chocado entre si. Los casos más característiscos corresponden a estrellas tales como Beta Pictoris o Vega. En nuestro propio Sistema Solar, estas estructuras se pueden ver como luz zodiacal o el menos conocido «Gegenschein«. La mayor parte del remanente de la formación del sistema planetario se encuentra  en el denominado Cinturón de Kuiper, tanto en forma de polvo como en cometas o en objetos de varias decenas de kilómetros de diámetro.

La fotosfera del Sol, que muestra algunas manchas de tamaño reducido, según rota sobre su eje. El periodo de rotación del Sol es de unos 27 días, aunque las regiones polares rotan a una velocidad algo inferior a las ecuatoriales (en un fenómeno denominado rotación diferencial). Esta secuencia ha sido tomada de las páginas «Solar Physics» (NASA). A su vez, las manchas (y la actividad solar en general) tienen un ciclo de unos 11 años (22 años si se tiene en cuenta la polaridad magnética), con mínimos y máximos en el número de manchas fotosféricas.

 

No, no podemos trasladarnos físicamente al pasado. Pero con técnicas ingeniosas podemos reconstruir o que acontenció: cómo era el Sol cuando era mucho más joven, y como esas propiedades afectaron a la evolución de la Tierra y de sus condiciones de habitabilidad.

ENLACES:

PD (2008/09/21):

NASA. Solar Physics
NASA. The Sun in time
NASA. Solar science
Manchas solares, una perspectia histórica y cultural (inglés)
Stanford Solar Center

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6 comentarios

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