Juan M.Gienini

Simulaciones de agujeros negros desgarrando estrellas

Fecha: 2 de diciembre de 2021
Fuente: Simulaciones de agujeros negros desgarrando en pedazos a estrellas
Autor: Phil Plait
traducido por: gienini

 Un evento tremendo a escala estelar puede ser cuando una estrella es destrozada al pasar por las cercanías de un agujero negro.
 Estos sucesos se encuadran en los llamados TDE: “Tidal Disruption Event” (evento de disrupción por mareas). Sucesos así son sospechosos de ser la causa de la emisión de rayos-X de alta energía en galaxias distantes a principios de la década de 1980. Desde entonces, numerosos estudios han detectado docenas de posibles TDEs, todos ellos en galaxias a cientos de millones de años luz de distancia. Son eventos muy raros por ello solo pudieron verse en galaxias lejanas.

 Estos eventos ocurren cuando una estrella se acerca demasiado a un agujero negro. Los centros de las grandes galaxias suelen tener agujeros negros supermasivos, con millones o miles de millones de veces la masa del Sol. Muchas estrellas orbitan en sus cercanías y con el tiempo las interacciones gravitacionales en ese núcleo envían una estrella hacia el centro (NT.: y otras pueden salir despedidas de la misma galaxia).

 La fuerza de la gravedad depende de la distancia y si esa distancia al agujero negro es relativamente comparable al tamaño de esa estrella, el lado más cercano al agujero negro es atraído con más fuerza que el lado lejano que es a su vez expelido por la fuerza centrífuga. Esto crea mareas (como las de los mares y océanos en la Tierra debidas a la Luna y el Sol). Estas “fuerzas de marea” en las atmósferas gaseosas y líquidas de esas estrellas las van estirando y deformando hasta el punto de comprometer su estructura.
 Si la estrella se acerca lo suficiente, esas mareas pueden destrozarla. El gas fluirá alejándose de la estrella cayendo alrededor del agujero negro en una órbita elíptica. Al ir cayendo se encontrará con capas más densas de ese disco que rodean ese agujero negro, el disco de acreción. Al chocar con esas capas más bajas (y más rápidas) liberará grandes cantidades de radiación de alta energía.
 En 2019 un evento de ese tipo se divisó en una galaxia a más de 200 millones de años luz de distancia. La energía liberada fue diez mil millones de veces más energética que nuestro Sol. Ese único evento eclipsó en brillantez a la misma galaxia donde residía ese núcleo de agujero negro.

(transcripción del vídeo) 0’03”: En 2010 los astrónomos vieron una fulguración en luz ultravioleta proveniente de un agujero negro a 2,7 mil millones de años luz. Era el grito de agonía de una estrella triturada por un agujero monstruoso. Esta es la simulación de lo que pasó. 0’12”: (día 14 en la simulación) Algo del material estelar cae en espiral en el agujero negro 0’19”: (día 48 en la simulación) … aunque un poco fue arrojado fuera. 0’36”: La luz de la estrella que era engullida y del material que era eyectado fue detectado por un grupo de telescopios. Estas observaciones a través del espectro electromagnético permitieron a los astrónomos determinar lo que le ocurrió a la estrella condenada.

 Comprender estos eventos es difícil, porque las matemáticas son muy complicadas. Es necesario modelar la estructura interna de una estrella e incluir los efectos gravitacionales del agujero negro utilizando muchas variables interrelacionadas a varios mecanismos que a su vez están interrelacionados entre sí. En esas simulaciones los astrofísicos modelaron lo que le sucedería a una estrella si se acercara demasiado a un agujero negro. Recrearon el movimiento de ocho estrellas con diferentes masas (0,15 a 10 masas solares) acercándose a seis diferentes agujeros negros (de 100.000 y 50 millones masas solares) para ver qué pasaría.

 Por poner contexto, en una simulación tan compleja podemos replantear cuántas ecuaciones, teorías y variables entran en juego. Por ejemplo, una estrella muy masiva tiene atmósferas muy extensas y muy tenues, más fáciles de desgarrar debido a esas fuerzas de marea. Asimismo esos estirones y compresiones van deformando y cambiando la misma estructura de la estrella, variando sus temperaturas y la conducta de su núcleo. Esas estrellas más masivas se desgarran más fácil que las estrellas de masas menores.

(transcripción del vídeo) 0’00”: Los científicos utilizaron simulaciones de supercomputadoras para lanzar ocho tipos diferentes de estrellas a un agujero negro monstruoso. 0’08”: Su objetivo es crear modelos más realistas de eventos de disrupción por mareas, que ocurren cuando las estrellas desafortunadas se acercan demasiado a agujeros negros. Las fuerzas gravitacionales crean intensas mareas que deforman las estrellas y las rompen en corrientes de gas. 0’24”: Estas simulaciones son las primeras en combinar los efectos físicos de la teoría de la relatividad general de Einstein y las estrellas virtuales con estructuras internas realistas. 0’36”: Este esquema muestra la trayectoria de las estrellas. En esta versión de las simulaciones, el agujero negro tiene 1 millón de masas solares y las estrellas están a 40 millones de kilómetros de distancia en su punto más cercano(*). Las estrellas modelo varían entre una décima y diez veces la masa del Sol. Los colores reflejan sus densidades desde la más baja, mostrada en azul hasta la más alta, en amarillo. 1’04”: En algunos casos, las estrellas se desgarran por completo. En otros, solo parcialmente. A medida que estas estrellas se alejan del agujero negro, su propia gravedad las vuelve a unir. Sorprendentemente, las estrellas que se desgarran total y parcialmente no están claramente diferenciadas por su masa. 1’28”: La estrella similar al Sol -y aquellas con masas solares de 0,15, 0,3 y 0,7- sobreviven a sus encuentros cercanos. Pero las estrellas con 0.4, 0.5, 3 y 10 veces la masa del Sol se desgarran completamente. La diferencia entre supervivencia y destrucción depende de la densidad interna de la estrella. 1’52”: Simulaciones como estas ayudarán a los astrónomos a construir una mejor imagen de estos eventos catastróficos que ocurren en galaxias a millones de años luz de distancia.

 Simplificando: las estrellas más pequeñas pueden sobrevivir mientras que las más grandes se desgarran.
Las estrellas menores son bastante densas pero la densidad se reduce en estrellas de alrededor de un tercio de una masa solar hasta la mitad de la masa del Sol, luego aumenta nuevamente a cerca de 0,7 veces la masa del Sol, y entre 1 y 3 masas solares la densidad comienza a disminuir nuevamente. Todo esto depende de la rapidez en la que la estrella fusiona el hidrógeno en helio y de cómo se transfiere esa energía de fusión desde el interior al exterior. Todo esto mediado por los mecanismos internos de la estructura de las capas de la estrella como son los mecanismos de convección y radiación entre esas capas.

 Las estrellas de menor masa fusionan el hidrógeno lentamente y el material circundante a su núcleo es relativamente denso. Las estrellas de alta masa tienen tasas increíblemente altas de fusión, lo que las hincha por el fuerte "soplo" del núcleo haciéndolas de menor densidad. Pero la estructura de sus capas cambia de manera complicada con la masa entre esos valores, lo que también cambia su densidad. Al final, es esa estructura la que la salva o la condena en esos pequeños intervalos de masas y temperaturas.

 En algunos casos, las estrellas se rompen por completo. En otros (los de menor masa) sobreviven casi intactos. En el medio, algunas apenas se separan y retienen suficiente densidad para tirar gravitacionalmente del material eyectado devolviéndolos nuevamente a su estrella original. Sobreviven (y por pocas veces) a costa de perder hasta la mitad de su masa. Es ese material que se azota alrededor del agujero negro y expulsa esa energía infernal como en un repentino brote de rayos-X.

 Estas son algunas de las conclusiones de estas simulaciones.
 Para una gran cantidad de la física implementada en los modelos, como las órbitas planetarias alrededor del Sol o cómo la Luna y el Sol inducen las mareas se puede usar la mecánica gravitatoria newtoniana. Pero cuando la gravedad es más intensa y las velocidades mayores (NT.: recuerden la precesión de la órbita de Mercurio), la mecánica relativista de Einstein es más adecuada.
 Si se utiliza la formulación de la gravedad de Newton en estos casos más “extremos” los resultados pueden dar un error muy significativo. Es el caso de los agujeros negros (y estrellas de Neutrones o Enanas blancas) donde la gravedad es realmente fuerte y las velocidades en sus cercanías son altas, hay que usar ecuaciones relativísticas para obtener mejores resultados.

 Cálculos como estos ayudan a los astrónomos a modelar la física, explicando las observaciones de eventos tan distantes donde no se pueden apreciar detalles. Solo obtenemos radiación de ellos en forma de rayos-X y lo que vemos depende de muchos factores: la estructura de la estrella, la órbita alrededor del agujero negro, las masas, etc. Conocer la física de esos factores permitirá predicciones de cómo se libera la energía (cuánto en general y cómo evoluciona en el tiempo) que luego se pueden comparar con las observaciones.

Y si no coinciden significa que habrá que ajustar mejor esos modelos: agregar más factores, ejecutar simulaciones más precisas (y, como diría R. Feynman: "volver a probar… hasta que cuadren teoría y observación).

(*) NT.: si vemos alguna estrella pasar cerca (digamos la distancia del Sol a Mercurio) del agujero negro central de nuestra galaxia, podremos prepararnos a tener un momento "radiante" y funesto para toda la Vía Láctea.