Las estrellas a lo largo de su vida experimentan una pérdida de masa que lleva asociada un aumento de tamaño y una disminución de su temperatura superficial. Sin embargo, ¿cómo afectaría este proceso a un planeta que orbite a su alrededor?
En el siguiente experimento virtual se ilustra la situación anterior tomando aproximaciones de forma que el problema sea abordable de forma sencilla: se supone que el planeta describe órbitas circulares estables alrededor de la estrella siempre que no haya cambio de masa en la misma, se considera la fuerza de la gravedad como única fuerza en el sistema y se suponen despreciables todos los efectos derivados del aumento de tamaño de la estrella (como su aumento de actividad, etc). En cuanto a la velocidad de pérdida de masa, se toma un rango de valores en función de la masa inicial: la estrella podrá perder masa más rápidamente cuanto más grande sea, tal y como ocurre en la realidad. Sin embargo, los valores que se dan para esta tasa de pérdida son sólo orientativos, ya que el mecanismo que la rige es altamente complicado y dependiente de la evolución de cada estrella en particular. (Se puede ampliar la información al respecto en el libro “Introducción a la Física del Cosmos”, Lucas Lara Garrido, Ed. Universidad de Granada).
La caracterización de la situación física viene dada en función de una serie de parámetros de entrada:
Masa inicial: es la masa de la estrella de prueba expresada en unidades solares.
% de masa final: es el porcentaje de la masa inicial que quedará cuando la estrella haya expulsado sus capas externas en la pérdida de masa.
Distancia al centro: es el radio de la órbita del planeta expresado en unidades astronómicas (distancia Tierra-Sol). Una UA equivale a 1,5 108 km.
Velocidad de pérdida: es la velocidad a la que pierde masa la estrella. Viene expresada en masas solares por millón de años.
Por otra parte, es posible modificar el número de simulaciones que se llevarán a cabo a lo largo del proceso. Este parámetro resulta de gran importancia porque permite adecuar la velocidad aparente de translación del planeta: cuanto menor sea, más rápida será la rotación que se observe alrededor de la estrella. Debido a que los tiempos y las velocidades con las que se trabaja son muy grandes, todos los valores han sido reescalados de forma que den lugar a una simulación intuitiva de la velocidad del planeta en su trayectoria, lo que se consigue, además, eligiendo de forma óptima el número de simulaciones.
NOTA: puesto que la trayectoria se representa mediante simulaciones que cogen un punto de la misma, si el número de simulaciones no fuera suficiente, podría dar la sensación de que el planeta rota alrededor de la estrella en sentido contrario:
Entre dos puntos consecutivos representados pueden trascurrir varias órbitas completas dependiendo del número de simulaciones y del reescalado. Así, en el caso de que el segundo punto que se represente corresponda a una órbita en la que el planeta no ha llegado a la posición de la que partía en la anterior simulación, puede dar la sensación de que el planeta avanza en sentido contrario al esperado. Se ha intentado optimizar la simulación de tal forma que esto no ocurra. No obstante, es posible que el usuario encuentre algún caso extremo en el que la optimización no sea la adecuada.
El programa calcula, a partir de lo anterior, los siguientes datos de salida:
Tiempo final: es el momento en el que la estrella habrá terminado de perder masa, por lo que se volverá a tener una órbita circular estable con un nuevo radio. Se expresa en millones de años.
Tiempo actual: es el tiempo en millones de años en el que se encuentra la simulación en cada momento.
T: es el periodo del movimiento de traslación del planeta. Es decir, la duración del año del planeta. Se expresa en días, lo que permite una comparación con la duración del año terrestre.
Radio final: es el radio que alcanza la órbita del planeta cuando la estrella ha terminado de perder masa. Se expresa en unidades astronómicas.
El tamaño de los ejes en la simulación se encuentra en unidades astronómicas.
Se sugieren algunos parámetros de simulación:
M=0.9 , %=0.6, Distancia=1.1, velocidad=variable
En este caso, se tienen unos valores iniciales cercanos a los de la Tierra. Así, se puede apreciar cómo cambia la duración del año conforme el planeta se aleja de la estrella.
M=0.5, %=0.6, Distancia=18, velocidad=0.15
Este caso se corresponde con una trayectoria espiral muy abierta, por lo que resulta de interés.
¿Qué produce el alejamiento del planeta?
¿Cuándo es mayor la velocidad de giro del planeta más cerca de la estrella o más lejos?
¿Influye la velocidad de pérdida de masa en el radio final? ¿Y en el periodo? ¿Y en el tiempo final?
¿Qué provoca el enrojecimiento de la estrella?
¿Qué pasará cuando el Sol aumente de tamaño hasta convertirse en una gigante roja?