Hace 70.000 años, un par de enanas marrones conocidas como la estrella de Scholz, ubicadas justo en la cúspide de la fusión del hidrógeno en sus núcleos, atravesaron la nube de Oort del Sistema Solar. A diferencia de las estrellas de esta ilustración, no eran visibles para el ojo humano.
Estamos acostumbrados a pensar en nuestro sistema solar como un lugar estable y pacífico. Por supuesto, de vez en cuando aprendemos que los planetas y otros cuerpos celestes patearon algún cometa o asteroide, pero en su mayor parte, todo permanece constante. Incluso un visitante interestelar raro no conlleva mucho riesgo, al menos no para la integridad de un mundo como el nuestro. Pero todo nuestro sistema solar está orbitando a través de la galaxia, lo que significa que tiene cientos de miles de millones de posibilidades de interactuar estrechamente con otra estrella. ¿Con qué frecuencia sucede esto realmente y cuáles son las posibles consecuencias de esto? Nuestro lector hace una pregunta:
Las oportunidades van desde incidentes de rutina en los que varios objetos en la nube de Oort se desvían de su camino hasta colisiones catastróficas con un planeta o su expulsión del sistema. Veamos qué sucede realmente.
Un mapa de densidad de la Vía Láctea y el cielo circundante, que muestra claramente la Vía Láctea, las Nubes de Magallanes Grandes y Pequeñas, y si miras de cerca, NGC 104 a la izquierda de la Nube Pequeña, NGC 6205 justo arriba y a la izquierda del núcleo galáctico, y NGC 7078 justo debajo. En total, la Vía Láctea contiene alrededor de 200 mil millones de estrellas.
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Nuestra mejor estimación es que la Vía Láctea contiene entre 200 mil millones y 400 mil millones de estrellas. Y aunque las estrellas tienen tamaños y masas muy diferentes, la mayoría de ellas (3 de cada 4) son enanas rojas: del 8% al 40% de la masa del Sol. El tamaño de estas estrellas es más pequeño que el sol: en promedio, alrededor del 25% del diámetro del sol. También conocemos aproximadamente el tamaño de la Vía Láctea: es un disco de unos 2.000 años luz de espesor y 100.000 años luz de diámetro, con una protuberancia central con un radio de 5.000-8.000 años luz.
Finalmente, en relación con el Sol, una estrella típica se mueve a una velocidad de 20 km / s: aproximadamente 1/10 de la velocidad con la que el Sol (y todas las estrellas) orbitan en la Vía Láctea.
Aunque el Sol se mueve en el plano de la Vía Láctea a una distancia de 25.000 a 27.000 años luz del centro, las direcciones de las órbitas de los planetas del Sistema Solar no están alineadas con el plano de la galaxia.
Estas son las estadísticas de las estrellas de nuestra galaxia. Hay muchos detalles, matices y trucos que ignoraremos, como el cambio de densidad en función de si estamos en el brazo espiral o no; el hecho de que hay más estrellas ubicadas más cerca del centro que más cerca del borde (y nuestro Sol está a medio camino del borde); la inclinación de las órbitas del sistema solar en relación con el disco galáctico; pequeños cambios, dependiendo de si estamos en el medio del plano galáctico o no … Pero podemos ignorarlos porque solo usando las cantidades anteriores nos permite calcular con qué frecuencia las estrellas de la Galaxia se acercan a una cierta distancia de nuestro Sol, y por lo tanto con qué frecuencia se pueden esperar encuentros cercanos o varios choques.
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Las distancias entre el Sol y muchas de las estrellas cercanas son precisas, pero cada estrella, incluso la más grande de ellas, tendría menos de una millonésima parte de un píxel de diámetro a escala.
Calculamos este valor de manera muy simple: calculamos la densidad de las estrellas, la sección transversal que nos interesa (determinada por qué tan cerca desea que la estrella se acerque a la nuestra) y la velocidad a la que las estrellas se mueven entre sí, y luego multiplicamos todo esto por Obtenga el número de colisiones por unidad de tiempo. Este método de contar el número de colisiones es adecuado para todo, desde la física de partículas hasta la física de la materia condensada (para los expertos, este es esencialmente el modelo Drude), y es igualmente aplicable a la astrofísica. Si asumimos que hay 200 mil millones de estrellas en la Vía Láctea, que las estrellas están distribuidas uniformemente sobre el disco (ignorando el abultamiento) y que las estrellas se mueven entre sí a una velocidad de 20 km / s, entonces, al trazar la dependencia del número de interacciones con la distancia al Sol, obtenemos siguiendo:
Un gráfico que muestra la frecuencia con la que las estrellas de la Vía Láctea pasan a cierta distancia del Sol. El gráfico es logarítmico en ambos ejes, el eje y es la distancia y el eje x - expectativa típica de este evento en años.
Él dice que, en promedio, durante toda la historia del Universo, uno puede esperar que la distancia más cercana a la que otra estrella se acerca al Sol sea 500 AU, o unas diez veces más que la distancia del Sol a Plutón. También sugiere que una vez cada mil millones de años, se puede esperar que una estrella se acerque a nosotros a una distancia de 1500 AU, que está cerca del borde del cinturón de Kuiper disperso. Y más a menudo, aproximadamente una vez cada 300.000 años, una estrella pasará a una distancia del orden de un año luz de nosotros.
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La representación logarítmica del sistema solar, que se extiende hasta las estrellas más cercanas, muestra hasta dónde se extienden el cinturón de Kuiper y las nubes de Oort.
Esto definitivamente es bueno para la estabilidad a largo plazo de los planetas de nuestro sistema solar. De esto se deduce que durante más de 4.500 millones de años de existencia de nuestro sistema solar, las posibilidades de que una estrella se acerque a cualquiera de nuestros planetas a una distancia igual a la distancia del Sol a Plutón son de aproximadamente 1 en 10.000; las posibilidades de que una estrella se acerque al Sol a una distancia igual a la distancia del Sol a la Tierra (lo que alteraría enormemente su órbita y provocaría la expulsión del sistema) es inferior a 1 en 1.000.000.000. Esto significa que la probabilidad de pasar nosotros otra estrella de la galaxia, que podría causarnos graves inconvenientes, es terriblemente baja. No perderemos en la lotería espacial: es muy poco probable que, dado que aún no ha sucedido nada, algo suceda en el futuro previsible.
Órbitas de planetas internos y externos que obedecen a las leyes de Kepler. Las posibilidades de que la estrella pase a una distancia corta de nosotros, e incluso a una distancia comparable a la distancia a Plutón, son extremadamente pequeñas.
Pero los casos del paso de una estrella a través de la nube de Oort (ubicada a 1,9 años luz del Sol), como resultado de lo cual se violaron las órbitas de una gran cantidad de cuerpos de hielo, durante este tiempo se deberían haber acumulado unos 40.000. Con tal paso de una estrella a través del sistema solar, muchos interesantes, ya que aquí convergen dos factores:
Los objetos de la nube de Oort están conectados muy débilmente al sistema solar, por lo que incluso un empujón gravitacional muy pequeño puede cambiar significativamente su órbita.
Las estrellas son muy masivas, por lo que incluso si una estrella viaja a una distancia de un objeto igual a la distancia entre ella y el Sol, puede patearla lo suficientemente fuerte como para que cambie su órbita.
De esto se deduce que cada vez que nos acercamos a una estrella que pasa, aumenta el riesgo de que, digamos, varios millones de años después, podamos colisionar con un objeto de la nube de Oort.
El cinturón de Kuiper contiene la mayor cantidad de objetos en el sistema solar, pero la nube de Oort más lejana y más débil no solo contiene más objetos, sino que también es más susceptible a las perturbaciones de una masa pasajera, como otra estrella. Todos los objetos del cinturón de Kuiper y de la nube de Oort se mueven a velocidades extremadamente bajas en relación con el Sol.
En otras palabras, no veremos los resultados del impacto de una estrella que pasa sobre cuerpos helados parecidos a cometas, que, posiblemente, caerán en el sistema solar, ¡hasta que unas 20 estrellas sucesivas hayan pasado lo suficientemente cerca de la nuestra! Esto es un problema, ya que el último sistema estelar, la estrella de Scholz (que pasó hace 70.000 años) ya está a 20 años luz de distancia. Sin embargo, de este análisis se puede sacar una conclusión optimista: cuanto mejor sea nuestro mapa de estrellas y sus movimientos, ubicado a 500 años luz de nosotros, mejor podremos predecir dónde y cuándo aparecerán los objetos incontrolados de la nube de Oort. Y si nos preocupa proteger al planeta de los objetos arrojados a nuestro sistema por las estrellas que pasan, entonces la adquisición de ese conocimiento es el siguiente paso obvio.
WISEPC J045853.90 + 643451.9, el punto verde es la primera enana marrón ultra fría descubierta por el Wide-Field Infrared Survey Explorer, o WISE (Wide-Field Infrared Survey Explorer). Esta estrella se encuentra a 20 años luz de nosotros. Para estudiar todo el cielo y encontrar todas las estrellas que podrían pasar cerca del Sol y traer tormentas a la Nube de Oort, se necesitarían 500 años luz.
Esto requerirá la construcción de telescopios de gran angular capaces de ver estrellas débiles a grandes distancias. La misión WISE se convirtió en el prototipo de dicha técnica, pero la distancia a la que puede ver las estrellas más débiles, es decir, las estrellas del tipo más común, está muy limitada por su tamaño y tiempo de observación. Un telescopio espacial infrarrojo que observa todo el cielo podría marcar nuestro entorno, decirnos qué puede llegar a nosotros, cuánto tiempo tarda, desde qué direcciones y qué estrellas han causado perturbaciones entre los objetos de la nube de Oort. Las interacciones gravitacionales ocurren constantemente, incluso a pesar de las enormes distancias entre las estrellas en el espacio; la nube de Oort es enorme, y tenemos mucho tiempo para que los objetos de allí pasen volando y nos influyan de alguna manera. Todo sucederá en un tiempo suficientelo que puedas imaginar.
Alexander Kolesnik
