La muerte del Sol

por Ariel Palazzesi 15 febrero, 2019, 6:53 pm 11.1k Views 41 Votes 54 Comments

No ocurrirá mañana pero, inevitablemente el Sol morirá. Sí, nuestra estrella dejará de existir. Durante ese evento, la Tierra –y nuestros descendientes- desaparecerá con él. ¿Cómo será ese momento? ¿Qué ocurrirá con el Sol? Te explicamos cómo tiene lugar el proceso por el cual una estrella moribunda se convierte en un monstruo capaz de arrasar gran parte del sistema planetario que lo rodea.

Nos guste o no, nuestro destino como habitantes de la Tierra tiene un solo final: todos muertos. Suena feo, no pensamos habitualmente en ello, pero es absolutamente real. Existe un 100% de probabilidad de que nuestro planeta se convierta en cenizas dentro de algunos miles de millones de años. Es muy posible que si para ese momento no hemos tenido éxito en auto-aniquilarnos, ya hayamos colonizado una buena parte de la Galaxia. Pero la Tierra y todo lo que hay en ella desaparecerá con el Sol. Tal como ocurre –y ocurrirá- con todas las demás estrellas del universo, el Sol morirá algún día. Pero, ¿cómo se produce el proceso que acaba con la vida de una estrella?

El final de una estrella

Para saber cómo llega el fin de una estrella cualquiera debemos, en primer lugar, tener en claro algunos conceptos básicos sobre su funcionamiento interno. Podemos pensar en una estrella –y nuestro Sol es una de ellas- como una gran bola de gas. A esa escala, las fuerzas gravitatorias entre los átomos que la componen evitan que se disipe en el espacio. Como habrás notado, todas las estrellas emiten energía –gran parte de ella en forma de luz visible- hacia el espacio que las rodea.

Esa enorme cantidad de energía tiene su origen en las reacciones termonucleares de fusión que se desarrollan en su interior. Simplemente (suponiendo que se pueda usar esa palabra en este contexto) el propio peso de la masa gaseosa basta para obligar a que los átomos se “aprieten” tanto unos contra otros como para que tenga lugar esas reacciones.

Como ocurre con cualquier reactor nuclear de fisión o fusión terrestre, se necesita alguna clase de combustible para que la “magia” tenga lugar. Durante la mayor parte de la vida estelar, ese combustible es el hidrógeno, que se fusiona –se “unen” cuatro átomos- formando un átomo de helio. Los físicos explican que cuando esta fusión ocurre, “sobra” masa de los átomos originales que se expresa en forma de energía que es emitida durante el proceso. Ese es el origen del calor, luz y toda la radiación que a lo largo del espectro electromagnético emite el Sol.

Pero esto no solo tiene importancia por la energía que se emite, sino que toda esta actividad termonuclear proporciona una fuerte presión hacia en exterior que se encarga de mantener la integridad estructural de la estrella. Si estas reacciones cesaran de golpe, la fuerza de gravedad existente entre los átomos de gas que forman la estrella la colapsarían. De alguna manera, en el Sol existe un equilibrio exacto entre la fuerza expansiva que generan los procesos que se desarrollan en su núcleo y la gravedad proporcionada por su enorme masa. El tamaño de una estrella en un momento determinado se debe justamente a la relación entre estos parámetros.

Envenenamiento por helio

Mientras que la cantidad de hidrógeno disponible es grande, la vida de la estrella transcurre apaciblemente. El Sol, en este momento, se encuentra en esa fase de su existencia. Pero nada dura para siempre, y el combustible estelar tarde o temprano se termina. Cuando una estrella comienza a agotar su reserva de hidrógeno, el helio formado a lo largo de millones de años comienza a interferir en el proceso. Incluso puede darse el caso de que las reacciones termonucleares se detengan. Los físicos llaman a este proceso “envenenamiento por helio”. Esto hace que la cantidad de energía que se produce en su interior descienda abruptamente, por lo que la presión original que la mantenía “de pie” disminuye a niveles –comparativamente hablando- casi ridículos.

La estrella se contrae por los efectos gravitatorios, y su temperatura aumenta. En ese momento el Sol dejará de ser una bestia mansa que nos proporciona luz y calor para convertirse en algo bastante más peligroso. Alrededor del núcleo de helio caliente y denso comienza a quemarse el hidrógeno restante, pero en “capas” cada vez más externas. Como resultado, la estrella comienza un nuevo proceso de expansión. Si bien su núcleo se mantiene muy caliente, las capas exteriores se van enfriando y su color comienza a virar hacia el rojo. Dentro de unos cinco mil millones de años –más te vale ir poniendo en orden tus asuntos- el Sol atravesará esta etapa y se convertirá en una gigante roja.

Lamentablemente no se trata solo de un pequeño cambio estético o de color. El Sol aumentará tanto su tamaño que sobrepasará las orbitas de Mercurio (con seguridad) y de Venus (muy probablemente). Esos dos planetas del Sistema Solar serán historia al acabar dentro del Sol. Por supuesto, en la Tierra ya no habrá nadie para que “disfrute” del espectáculo porque mucho tiempo antes, unos 800 millones de años a partir de hoy, el progresivo aumento en la temperatura del Sol habrá hecho que nuestro planeta tenga temperaturas medias de unos 150 grados Celsius. Finalmente, en unos 7 mil millones de años, el Sol engullirá a la Tierra y la Luna. Dentro de miles de millones de años más. Totalmente ajeno a nuestros problemas, las transformaciones en el interior del Sol seguirán su inexorable curso.

El tamaño de la estrella es muy importante a la hora de predecir cómo será su final. Si es lo suficientemente pequeña, la compresión del núcleo comienza a disminuir por efecto del gas de electrones libres degenerados. A pesar de su nombre, se trata de un efecto cuántico que se produce porque los electrones que rodean el plasma, formado por núcleos atómicos, no pueden ocupar los mismos estados cuánticos. En algún momento –y culpa de este efecto- la temperatura del núcleo estelar aumenta hasta el punto de ignición del helio (unos 100 millones de grados). El Sol tiene el tamaño adecuado para que esto ocurra, y como resultado se producirá una breve explosión –a la que los físicos denominan “el flash del helio”- que marca el comienzo de una nueva etapa en la ya complicada vida de la estrella.

A partir de ese momento comienza la combustión termonuclear del helio, cuya fusión da como resultado elementos más pesados como el carbono y el oxígeno. Cuando comienza a escasear el helio, las temperaturas y presiones reinantes en el interior del agonizante Sol permitirán que los átomos de carbono se fusionen para producir neón, ganando algo más de tiempo. Como sea, unos pocos cientos de millones de años después de haber entrado en la fase de gigante roja casi todo el combustible disponible dentro del Sol se habrá agotado, y no habrá ya manera de sostener ninguna clase de reacción nuclear. La gravedad volverá a comprimir la estrella, y la hecatombe final estará ya muy cerca.

El sol como una enana blanca

Toda la masa del Sol se habrá apiñado ocupando un volumen mucho menor al que ocupa en la actualidad, convirtiéndose en lo que se llama una “enana blanca”. Esta enana blanca estará compuesta por los restos del núcleo original, pero comprimidos hasta ocupar un volumen aproximado al que tiene la Tierra. Todo el material que formaba las capas exteriores de la gigante roja, se calienta e ioniza por efecto de la radiación emitida por el nuevo núcleo. Esto da lugar a un impactante espectáculo compuesto por filamentos complejos y curiosos como los que podemos ver hoy en la “nebulosa del ojo de gato”. Los astrofísicos denominan a ese gas “nebulosa planetaria”.

El Sol permanecerá muchísimo tiempo en su nuevo estado de enana blanca. De hecho, este tipo de estrellas puede mantener su integridad gracias a la presión de sus electrones degenerados (¡otra vez!), y tienen una vida que supera la edad actual del universo. Se trata de un lentísimo proceso de enfriamiento, ya que en ese estado no crean energía propia al haber agotado su combustible nuclear.

La muerte de la estrella está determinada según haya sido el tamaño con que nació y también por la forma en como administró su energía a lo largo de su vida. Una estrella que tenga unas sesenta veces la masa del Sol “vive” solo tres millones de años, mucho menos de los miles de millones de años que vivirá aún nuestro astro rey. El final de una estrella muy masiva se produce a través de un colapso rapidísimo, lo que conocemos como una “supernova”. El sol es muy pequeño como para tener un final así. No obstante, igual se las arreglará para llevarse con él a la Tierra y todo lo que en ella se encuentre en ese momento. Estás avisado.

Evolución estelar, enwikipedia

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