La vida de una estrella termina cuando ya no puede someterse a la fusión en su núcleo. Para las estrellas masivas, esto sucede a menudo cuando el núcleo está hecho en gran parte de hierro, que se puede fusionar (y se fusiona) en pequeñas cantidades, pero solo de forma endotérmica. Los productos de la fusión nuclear son, en este punto, como el monóxido de carbono: no es que su presencia sea tóxica para la estrella, pero evita que la estrella obtenga el combustible que necesita, algo así como las moléculas de CO que se unen a la hemoglobina lo hacen difícil. para que un ser humano obtenga el oxígeno que necesita. Ocupan espacio. Por lo tanto, si pudiera eliminar esos productos, el hidrógeno podría ocupar su lugar en el núcleo y la muerte de la estrella se compensaría.

Estoy muy de acuerdo con Ender Look en un punto: la convección es clave. Le permite transportar elementos pesados ​​desde las profundidades de la estrella hasta su superficie, mientras mezcla hidrógeno nuevamente en el núcleo. Esto sucede en las regiones exteriores de todas las estrellas, pero en estrellas de baja masa (digamos, menos de$\sim0.3M_{\odot}$), esta región convectiva llega hasta el núcleo. La zona convectiva del Sol termina en un lugar llamado tacoclina , que ocurre aproximadamente a$0.7R_{\odot}$. Por debajo de este punto, la estrella es estable frente a la convección. En particular, se cumple algo llamado el criterio de Schwarzschild :

Luego tracé la diferencia de los dos lados de la desigualdad:

Esto coloca la tacoclina a aproximadamente$0.82R_{\odot}$- una sobreestimación, pero no por mucho.

Observe que para los dos componentes principales de la opacidad,$\kappa\propto\rho T^{-7/2}$. Por lo tanto, si aumenta la densidad o disminuye la temperatura,$\kappa$aumentará y la región convectiva se moverá hacia adentro. Esto es lo que sucede durante algo llamado dragado , que afecta a las estrellas que están fuera de la secuencia principal. Digamos que cortamos la temperatura a$0.75$multiplicado por su valor actual en todos los puntos de la mitad exterior del Sol. Entonces encontramos que la envoltura convectiva puede extenderse hasta aproximadamente$0.72R_{\odot}$- progreso. Ahora, el núcleo se extiende sólo a$0.25R_{\odot}$, por lo que necesitaríamos aumentar drásticamente la opacidad mucho más profundamente en la estrella para reducir aún más la tacoclina.

Una vez que podamos resolver esto, todo lo que queda es determinar cómo aumentar la eficiencia.$\lambda$de este dragado artificial, es decir, cuántos de los elementos pesados ​​recién producidos se reciclan a la superficie. Idealmente, tendríamos$\lambda\approx1$, y las eficiencias típicas de dragado varían.

La solución que se me ocurrió es casi contraria a la intuición: agregue más elementos pesados. Darse cuenta de$\kappa_{\text{bf}}$- la principal fuente de opacidad - es proporcional a$Z$. Esto significa que al aumentar la cantidad de elementos pesados ​​en las capas exteriores de la estrella, podemos extender la zona de convección hacia el núcleo. Dado que para el Sol,$Z\simeq0.001$, cambiar esto no debería cambiar$X$y$Y$por una cantidad significativa. De hecho,$Z$es tan pequeño que solo hay alrededor de una masa de Júpiter de elementos pesados ​​en el Sol. decidí ajustar$Z$en varias cantidades, y observó qué tan profunda se extendía la zona convectiva.

Parece que agregando alrededor de las masas de Júpiter en elementos pesados, podemos extender la tacoclina al menos a$0.6R_{\odot}$, si no más profundo. Recuerde, por supuesto, que mis cálculos originales subestimaron la profundidad de la tacoclina, lo que significa que, en realidad, esto podría ser suficiente para llevar la zona convectiva al borde del núcleo.

Podrías notar que alrededor$0.5R_{\odot}$, parece que mis cálculos producen una región convectiva que se extiende hasta el núcleo incluso con metalicidades bajas. Creo que esta zona no existe en esos modelos de baja metalicidad. Entonces, ¿por qué aparece? Bueno, fíjate cómo$X$y$Y$cambio profundo en el sol:

dentro de$0.2R_{\odot}$- y, en cierta medida, dentro$0.5R_{\odot}$- hay un gradiente no despreciable de ambos$X$y$Y$, lo que se traduce en un gradiente no despreciable de la masa molecular media, lo que significa que nuestro criterio de estabilidad debería ser algo llamado criterio de Ledoux , que tiene en cuenta los gradientes de concentración. Si tuviera en cuenta esto, creo que esta supuesta región convectiva desaparecería, excepto en los modelos de alta metalicidad.

Supongo que agregar aproximadamente 30 masas de Júpiter (probablemente menos, dado que no necesitamos aumentar la metalicidad en el núcleo , solo la región directamente fuera de él) en elementos pesados ​​​​aumentaría la opacidad en la medida en que la tacoclina llegar al núcleo, lo que permite la mezcla y, finalmente, el transporte de elementos pesados ​​a la superficie. Los detalles de cómo se recuperan todos estos elementos pesados ​​complican aún más el problema, pero creo que si pudiera desencadenar un estallido de fusión, eso podría conducir a un dragado artificial, como mencioné antes.

Enjuague y repita, periódicamente, tal vez cada pocos miles de millones de años, solo para estar seguro. Honestamente, 30 masas de Júpiter cada pocos miles de millones de años no es mucho pedir para una civilización Tipo II, ¿verdad (dependiendo de los recursos que haya en el sistema planetario, por supuesto)?

Por supuesto que es posible, una civilización Kardashev tipo II lo tendrá bastante fácil.

Esta es una estrella saludable, como nuestra:

Y esta es una estrella súper saludable (¡incluso cuando los científicos dicen que es una estrella fallida!):

Nuestro objetivo es la segunda imagen. Ahora, déjame explicarte todo.

¿Cómo es una estrella normal?

Las estrellas normales, como nuestra estrella o la estrella de la primera imagen, tienen sus elementos divididos en capas . Nuestro sol es como la primera imagen, pero con menos capas (2 capas principales: 74% de Hidrógeno y otra de 25% de Helio, el 1% está repartido por la fotosfera), ya que es menos masivo y más joven.

Una estrella joven solo tiene hidrógeno en su núcleo pero, después de un tiempo, las reservas de helio se acumularán a partir del hidrógeno, por lo que permanecerán en el núcleo (desplazando al hidrógeno) debido a su mayor peso. Este nuevo helio reemplazará a la fusión principal de hidrógeno y creará nuevos elementos que realizarán el mismo ciclo.

Nuestra estrella es bastante joven, por lo que la fusión principal está hecha de hidrógeno, incluso cuando el núcleo tiene un 60% de helio, debido a que el Sol aún no tiene la temperatura suficiente para fusionar el helio. El problema es que cuando el helio asciende en el núcleo, todo el hidrógeno (no quemado) será desplazado desde él hacia la capa exterior , y debido a que el Sol no puede fusionar el helio, la gravedad reducirá su tamaño, aumentando enormemente la presión del núcleo, provocando la fusión nuclear de helio que contrarrestará la nueva presión.

Entonces... ¿qué hay de malo o malo en eso? Pues que todo el hidrógeno que no se usa simplemente se desecha . Ese preciado combustible nunca será utilizado por el Sol, sino que se acumulará en la capa exterior del mismo . Entonces, ¿cómo se puede arreglar eso? Eso sucede porque el Sol transfiere todo su calor en forma de radiación , por lo que la solución es:

Convección - La solución

Básicamente, la convección es esto:

La convección es la transferencia de calor debido al movimiento masivo de moléculas dentro de fluidos como gases y líquidos [...].

Un ejemplo sería cuando hierves agua en el horno, el agua de abajo se vuelve más caliente y se mueve hacia arriba, obligando al agua más fría a moverse hacia abajo. Este se caracteriza por una transferencia de masa entre la zona más caliente a la más fría. ¡Y eso es genial!

Si las moléculas del sol se ven obligadas a moverse por convección todas las "capas" de elementos se rompen, eso significa que los elementos más pesados ​​no se moverán al núcleo ni los elementos más livianos (hidrógeno y helio) se moverán fuera de él . ¡Será una mezcla homogénea! Y necesitamos eso, para que el Sol pueda fusionar todo su hidrógeno antes de comenzar a fusionar los más pesados ​​(como el helio). Ahora el problema es: ¿Cómo archivar la convección?

Construcción de una estrella convectiva: masa y tamaño

De Wikipedia :

La convección es el modo dominante de transporte de energía cuando el gradiente de temperatura es lo suficientemente pronunciado como para que una determinada porción de gas dentro de la estrella siga aumentando si aumenta ligeramente a través de un proceso adiabático . En este caso, la parcela ascendente es flotante y continúa ascendiendo si está más caliente que el gas circundante; si la partícula ascendente es más fría que el gas circundante, volverá a caer a su altura original. En regiones con un gradiente de temperatura bajo y una opacidad lo suficientemente baja como para permitir el transporte de energía a través de la radiación, la radiación es el modo dominante de transporte de energía.

Ahora, resumiré el siguiente párrafo de ese enlace en 4 elementos.

Básicamente, la masa de la estrella determina el tipo de conducción térmica debido a su fusión:

• Bueno, el primero es especial. Las enanas blancas no se fusionan, por lo que no producen calor, solo transfieren el calor restante mediante conducción térmica . Solo usaremos esto después de que la estrella muera, para mantenerlo caliente por más tiempo.
• Las estrellas medianas (0.3 - 1.5 M _☉ ), como nuestro Sol, fusionan hidrógeno a helio primario usando la cadena protón-protón que no produce un gradiente de temperatura suficientemente pronunciado (solo 4ta potencia). Por lo tanto, la convección no es posible y, por lo tanto, se usa radiación en el núcleo. La porción exterior es lo suficientemente fría para permitir la convección.
• El inicio masivo (> 1,5 M _☉ ) tiene núcleos con temperaturas más altas, lo que permite que el ciclo CNO produzca la fusión de hidrógeno a helio. Este ciclo tiene tasas de temperatura de potencia 15, gradiente suficientemente pronunciado para que la convección sea efectiva. La parte exterior de la estrella no tiene gradientes pronunciados debido a que es más fría, lo que las obliga a usar radiación.
• Las estrellas pequeñas (< 0,3 M _☉ ) no tienen zona de radiación; el mecanismo de transporte de energía dominante en toda la estrella es la convección .

^{Las flechas negras son convección y las flechas rojas radiación.}

Las estrellas masivas son difíciles de hacer y como las hay más grandes consumen más combustible (incluso usando convección), así que las estrellas más pequeñas son las mejores: necesitamos una enana roja.

Red Dwarf - La estrella económica

De Wikipedia:

Una enana roja (o enana M) es una estrella pequeña y fría en la secuencia principal, de tipo espectral M. Las enanas rojas varían en masa desde alrededor de 0,075 a alrededor de 0,50 masa solar y tienen una temperatura superficial de menos de 4000 K. A veces también se incluyen estrellas de secuencia principal de tipo K, con masas entre 0,50 y 0,8 masa solar.
[...] Los modelos estelares indican que las enanas rojas de menos de 0,35 M _☉ son totalmente convectivas . Por lo tanto, el helio producido por la fusión termonuclear de hidrógeno se remezcla constantemente en toda la estrella, lo que evita la acumulación de helio en el núcleo, lo que prolonga el período de fusión . Las enanas rojas, por lo tanto, se desarrollan muy lentamente, manteniendo una luminosidad y un tipo espectral constantes durante billones de años., hasta que se agote su combustible. Debido a la edad comparativamente corta del universo, no existen enanas rojas en etapas avanzadas de evolución.

^{Énfasis mío.}

Las enanas rojas son realmente pequeñas, por lo que consumen mucho menos combustible y lo remezclan constantemente para evitar el desperdicio de hidrógeno. Tenga en cuenta que la enana roja produce mucho menos calor y luz, por lo que debe (a) acercar los planetas a la estrella (y evitar el posible bloqueo de marea o compresión gravitacional) o (b) producir su propia luz artificial para esos planetas habitables.

Pero, ¿cómo hacemos una enana roja?

Operar una estrella: hacer una enana roja

Hacer una enana roja es realmente simple, solo necesitas quitarle masa . Bueno, eso es extremadamente difícil, pero para una civilización de tipo 2 y con una luz verde para el uso de unobtanium, puedes hacerlo en un abrir y cerrar de ojos.

Una vez que termine de eliminar la masa innecesaria, asegúrese de guardarla en un lugar seguro, libre de fusión nuclear (o se creará una nueva estrella). Después de eso, deberías estar constantemente revisando tu estrella, alimentándola con más hidrógeno cuando lo necesite y eliminando los elementos más pesados ​​que perturban la convección (y así reducen su luminosidad).

Después de agotar todas tus reservas de combustible, comienza a alimentarlo con Júpiter, Saturno y los demás planetas gaseosos del sistema solar. Después de eso, lo siento, pero tendremos que aceptar su muerte... o no.

Mantenimiento de los muertos vivientes: Blue Dwarf

Enana azul de Wikipedia

Una enana azul es una clase predicha de estrella que se desarrolla a partir de una enana roja después de haber agotado gran parte de su suministro de combustible de hidrógeno. Debido a que las enanas rojas fusionan su hidrógeno lentamente y son completamente convectivas (lo que permite que se fusione todo su suministro de hidrógeno, en lugar de solo el núcleo), el Universo actualmente no tiene la edad suficiente para que se hayan formado enanas azules todavía, pero su existencia futura se predice con base en modelos teóricos.

Las estrellas aumentan en luminosidad a medida que envejecen y una estrella más luminosa necesita irradiar energía más rápidamente para mantener el equilibrio. Las estrellas más grandes que las enanas rojas hacen esto aumentando su tamaño y convirtiéndose en gigantes rojas con áreas de superficie más grandes. Sin embargo, en lugar de expandirse, se predice que las enanas rojas con menos de 0,25 masas solares aumentarán su tasa de radiación al aumentar la temperatura de su superficie y volverse "más azules" . Esto se debe a que las capas superficiales de las enanas rojas no se vuelven significativamente más opacas con el aumento de la temperatura.

Tu enana roja se volverá azul. Además, el aumento de calor te permitirá fusionar elementos más pesados ​​como helio, carbono, etc. Puede comenzar a alimentarlo con todos esos elementos más pesados ​​(pero nunca con hierro o más pesados, consumen energía en lugar de producir en la fusión). Tenga cuidado de no sobrealimentarlo y producir una estrella gigante o, peor aún, convertirse en una supernova.

Pero finalmente, perecerá.

El cadáver sagrado: White Dwarf

Si su civilización aún quiere extender su vida útil, debería considerar crear una nueva religión para ella ... de todos modos, la enana blanca está muerta, por lo que no se fusionan.

Una enana blanca, también llamada enana degenerada, es un remanente del núcleo estelar compuesto principalmente de materia degenerada de electrones . Una enana blanca es muy densa : su masa es comparable a la del Sol, mientras que su volumen es comparable al de la Tierra. La tenue luminosidad de una enana blanca proviene de la emisión de energía térmica almacenada; no se produce fusión en una enana blanca en la que la masa se convierte en energía. ^{Énfasis mío.}

Ojo con su tamaño porque:

El material de una enana blanca ya no sufre reacciones de fusión , por lo que la estrella no tiene fuente de energía. Como resultado, no puede sostenerse por el calor generado por la fusión contra el colapso gravitatorio , sino que solo se sostiene por la presión de degeneración de los electrones , lo que hace que sea extremadamente denso . La física de la degeneración arroja una masa máxima para una enana blanca que no gira, el límite de Chandrasekhar, aproximadamente 1,44 veces M _☉ , más allá del cual no puede ser soportada por la presión de degeneración de los electrones. Una enana blanca de carbono-oxígeno que se acerque a este límite de masa, generalmente por transferencia de masa desde una estrella compañera, puede explotar como una supernova de tipo Ia.a través de un proceso conocido como detonación de carbono [...] ^{Emphasis mine.}

Pero no te preocupes, también duran mucho tiempo (como enana roja):

Una enana blanca es muy caliente cuando se forma, pero debido a que no tiene una fuente de energía, gradualmente irradiará su energía y se enfriará . Esto significa que su radiación, que inicialmente tiene una temperatura de color alta, disminuirá y enrojecerá con el tiempo. Durante mucho tiempo, una enana blanca se enfriará y su material comenzará a cristalizar, comenzando por el núcleo . La baja temperatura de la estrella significa que ya no emitirá calor ni luz significativos, y se convertirá en una enana negra fría . Se calcula que el tiempo que tarda una enana blanca en alcanzar este estado es mayor que la edad actual del universo (aproximadamente 13.800 millones de años) [...]

^{Énfasis mío.}

Desafiando a la muerte: ¡Nigromancia!

Ahora tu religión sagrada debe realizar un ritual final, un ritual profano: la nigromancia. Todavía podemos dar vida a la estrella, pero no será barato.

En este catálogo tenemos tres rituales para realizar. Puedes elegir uno de ellos... de todos si quieres, ¡es posible en el orden correcto!

Primer ritual: El Dios Negro (Black Hole)

Después de que la enana blanca se convierta en una enana negra , por lo tanto, en una estrella verdaderamente muerta, aumente masivamente su masa o presión (preferiblemente la segunda) hasta que el colapso gravitacional o la presión sean suficientes para crear un agujero negro.

Una vez que haya convocado a su estrella del dios negro alimentándola con masa, el disco de acreción producirá suficiente luz para simular una estrella.

Segundo ritual: El Ejército de los Cien Demonios (Diminutos Agujeros Negros)

Para realizar este ritual, debes hacer un agujero negro extremadamente pequeño a partir de una pequeña porción de la masa de la enana negra. En caso de que ya tengas un agujero negro, estás arruinado, puedes dividirlo extrayendo una pequeña parte o usar unobtanium para forzar la [radiación de Hawking] ( https://en.wikipedia.org/wiki/Hawking_radiation ), que es ciencia ficción.

Para ser exactos, se necesitan 962,5653 kilogramos de un agujero negro de masa para simular los 384,6 yottavatios de energía que produce el Sol por segundo (calculados con este ) y tendrá un radio de 1,429267e-22 centímetros.

Tenga en cuenta que este agujero negro morirá después de 7.497924e-8 segundos ... por lo que debe alimentarlo (o reemplazarlo) rápidamente (si lo reemplaza, tenga cuidado con la súper explosión producida antes de desaparecer).

De Wikipedia

La radiación de Hawking reduce la masa y la energía de los agujeros negros y, por lo tanto, también se conoce como evaporación de agujeros negros. Debido a esto, se espera que los agujeros negros que no ganan masa por otros medios se reduzcan y finalmente desaparezcan. Se predice que los microagujeros negros serán emisores de radiación más grandes que los agujeros negros más grandes y deberían encogerse y disiparse más rápido.

Básicamente, los agujeros negros producen partículas virtuales y antipartículas (no confundir con antimateria, esto es completamente diferente ) en sus superficies. Estas partículas están hechas de la nada, pero se aniquilan muy rápidamente, por lo que se rompe cualquier ley física. Lo interesante es que estas partículas pueden escapar del agujero negro y los agujeros negros menos masivos son más fáciles de escapar , entonces, cuando una de estas dos partículas escapa y la otra no, esta "partícula escapada" se vuelve "real" y en para no infringir ninguna ley física, el agujero negro está "obligado a pagar el precio (en masa y energía) de ambas partículas), reduciendo efectivamente su masa y emitiendo luz. Si eres físico, por favor no me critiques, él'explicación básica.

Last Ritual: El maestro de los túneles (Tunelización cuántica)

¿ Has oído hablar de los fascinantes túneles de Quatum ? ¿Recuerdas la radiación de Hawking? Bueno, eso fue un tipo de tunelización cuántica.

Es difícil de explicar porque está relacionado con el principio de incertidumbre de Heisenber . Extraño, ¿verdad?
Pero imagínate, si corres a máxima velocidad hacia una pared, ¿puedes atravesarla ? Bueno... sí, quiero decir, ¡NO! ¡No lo intentes!
Teóricamente hablando se puede pero en la vida real no se puede . Si quieres una explicación, en esta respuesta ya lo he explicado.

Usando las técnicas de handwavium más refinadas con el unobtanium más exquisito, los científicos pueden forzar este efecto cuántico (por ser exactamente un túnel de protones ), dividiendo efectivamente los elementos más pesados ​​en otros más ligeros como el hidrógeno. ¡Entonces puedes reciclar elementos desperdiciados en combustible precioso para tu estrella!

¡Un regalo para ti!

¡Estos son solo videos animados de YouTube de Kurzgesagt: en pocas palabras que explican algunas cosas interesantes en un lenguaje no científico! ¡Y duran menos de 10 minutos!

• Agujeros negros
• Enanos rojos
• Enanas blancas y negras .

Básicamente, las estrellas pierden estabilidad a medida que cambia su proporción de átomos pesados ​​y ligeros. El hidrógeno es el combustible principal de las estrellas de secuencia principal, pero a medida que los subproductos pesados ​​no combustibles de esa fusión se vuelven más concentrados. Esto aumentó la fuerza de gravedad interna a la fuerza externa de la relación de fusión, lo que hace que se queme más y más rápido a medida que aumenta el volumen donde se produce la fusión debido a la presión adicional.

Entonces, si desea extender la vida de una estrella, debe volar y recolectar todos esos elementos más pesados ​​​​(hierro, aluminio, oxígeno, etc.) para ralentizar la fusión. Esto es especialmente interesante porque su civilización podría usar esos elementos para fabricar estructuras de otro modo imposiblemente costosas como la estructura a dyson (esfera, nube, anillo o lo que prefiera) que les ayudó a lograr el tipo 2 para empezar.

La única preocupación es que, si bien esto extendería la vida de la estrella, también la enfriaría, lo que limitaría el poder que podría reunir una civilización de tipo 2. Para que esto sea realmente sostenible, también debería haber una buena manera de devolver más hidrógeno a la estrella, y eso se gestionaría mejor eligiendo una estrella en algún lugar de un vivero solar donde el medio ambiente pueda agregar hidrógeno de forma pasiva. (Entonces, si haces una esfera, todavía necesitaría suficientes agujeros para dejar entrar nuevos gases). Una estrella del tamaño del Sol se fusiona alrededor de 300 veces la masa del Monte Everest todos los días. Esto significa que necesitaría una flota de cosechadoras verdaderamente masiva para mantenerse al día; por lo tanto, cualquiera que sea el material del que esté hecho el unobtainio, debe poder producirlo a gran escala.

Para los requisitos de energía, deja caer su nave desde la estructura Dyson simplemente desacelerándola unos miles de millas por hora para que la gravedad la lleve hacia el sol (no es un gasto de energía significativo). Extraes lo que viniste a buscar, luego usas el poder del sol para regresar. (velas solares o algo así) Para encontrar la potencia perdida, el hidrógeno tiene una masa de 1.00794u y el helio tiene una masa de 4.002602u, así que cuando 4 núcleos de hidrógeno se fusionan para formar un núcleo de helio, la diferencia que queda es 4* 1.00794u - 4.002602u = 0.029158u. Esta fracción representa 0.029158 / 4.002602 = 0.007285 = 0.7%...

[EDITAR]

Dado que E=MC^2 y v=sqrt(KE/(m*1/2)), podemos encontrar que 0,007 kg de masa se convierte en 6,2913e+14 julios, lo que puede mover los restantes 0,993 kg de masa ~35 596 kps. Ahora no pude encontrar las matemáticas exactas, pero de acuerdo con esto https://www.wired.com/2014/12/empzeal-earthfall/si un objeto cayera desde 1au hacia el sol, su viaje final cubriría el último 7% de la distancia en las últimas 13 horas. A partir de esto, podemos suponer lo contrario, que es que si te expulsas del sol a ~224 kps, la gravedad te detendrá en 1au. (perfecto para volver a aterrizar en la zona habitable donde podría estar su estructura dyson con sus nuevos materiales de construcción) por lo que no necesita alcanzar la velocidad de escape total del sol de 618 kps para llegar a una órbita similar a la de la Tierra. Eso significa que solo necesita el 0,63% de la potencia de salida de la estrella para expulsar la materia fundida a la misma tasa de producción donde puede usarla para construir su civilización.

[FIN DE EDICIÓN]

... aunque el uso de energía real es probablemente un poco más o menos, ya que la proporción de carga a masa del barco no está definida. Además, los materiales más pesados ​​como el hierro, el oxígeno, etc. también se fusionan varias veces; entonces, si los apunta, creo que la potencia generada por la masa de su estrella es teóricamente mejor.

En una nota final: Esto requeriría un viaje de ida y vuelta de 128 días. Lo más eficiente sería tener estaciones mineras permanentes bajo el sol y pasar uno o dos días cargando y descargando sus cargueros. Entonces, si asume que una misión de carga es de 130 días, esto significa que su flota total debería poder transportar ~ 4.7 billones de toneladas de material por recorrido. O en números en los que la gente normal puede pensar, esa es la capacidad de transporte de 8,6 millones de buques de carga pesada Triple-E Maersk.

Suponiendo que su unobtanium sea estable incluso dentro del núcleo de una estrella, puede hacer esto:

• Usted construye una planta de energía de fusión hecha completamente de unobtanium, capaz de procesar hidrógeno hasta hierro. Cuanto más grande sea la planta de energía, mejor. Idealmente, tendría la misma salida de energía de exceso de calor que su estrella, incluso puede querer que produzca algo de energía que no use de otra manera que disiparla en forma de calor. La potencia de salida es solo la ventaja.

• Dejas caer esta planta de energía en el núcleo de la estrella y usas la energía generada para eliminar el hierro producido del núcleo. Cómo lo haces, depende de ti, pero podría imaginarme un ascensor espacial gigantesco que mueva el hierro a una órbita estacionaria. Estarás construyendo un planeta de hierro con los desechos de la estrella allí.

• El efecto es que el exceso de calor de la planta de energía aumenta la producción de energía de la estrella. La estrella, sin embargo, es una planta de energía autorregulada en sí misma, por lo que la estrella acelerará su propia producción de energía . Por lo tanto, está reemplazando la fusión de hidrógeno a helio sin eliminación de desechos por la fusión de hidrógeno a hierro con eliminación de desechos.

• Dado que se está fusionando hasta convertirse en hierro, su planta de energía necesita menos hidrógeno para producir la misma cantidad de calor. Por lo tanto, su suministro dura más.

• Al eliminar los desechos, evita la regulación ascendente natural de la producción de energía de la estrella a medida que envejece y comienza a fusionar elementos más pesados. Las últimas etapas de una estrella se queman mucho más rápido a través de su combustible, en gran parte porque aumenta el poder de la estrella. Evitas esta aceleración, por lo que el combustible dura más.

• Debido a que está eliminando el hierro, la estrella se encoge y eventualmente detendrá sus propios procesos de fusión natural. Cuando esto sucede, se convierte en poco más que la reserva de combustible de la planta de energía de fusión y el exceso de calor del radiador. ¡Genial, ahora puedes dictar qué tan rápido (o lento) tu estrella quema su combustible!

• Y todo el tiempo, obtienes cantidades increíbles de energía eléctrica agradable y fácil de usar.

Me imagino que los requisitos de esfuerzo y energía para mantener sostenible a una estrella de este tipo superarían con creces la energía obtenida de la estrella. En las etapas de muerte de una estrella, puede ser más efectivo desde el punto de vista energético comenzar a construir la sociedad para prepararse para la muerte de la estrella. Esto puede ser minería a cielo abierto en todos los mundos del sistema solar para construir estaciones espaciales masivas para albergar lo que pueden ser cientos de miles de millones de ciudadanos. El problema puede ser entonces, sin una estrella, ¿cómo alimentas tu civilización? Pueden recolectar el combustible nuclear no utilizado de la estrella después de su muerte para construir un reactor de fusión más compacto del que puedan extraer más cerca del 100%. Esto puede sostener a la civilización por algunos milenios más hasta que obtengan la capacidad de alcanzar otro sistema estelar. En ese momento, es posible que se muevan de una estrella a otra para quitarle hidrógeno,