La muerte del Sol

El título de la canción “Nada es para siempre”, interpretada por Fabiana Cantilo, es también significativo para todas las estrellas.

La vida de una estrella aislada depende esencialmente de su masa; cuanto mayor sea, menor será su tiempo de vida y asimismo su final sucederá de manera más sublime.

Las estrellas más masivas (superiores a 8 masas solares) pueden llegar a durar desde los 10 hasta los 1000 millones de años y mueren como supernovas; pero se sabe que éste no va a ser el destino del Sol.  En la actualidad la edad de nuestra estrella se estima entre 4500 y 4600 millones de años.

De acuerdo a su masa, se espera que su tiempo de vida alcance los 10 000 u 11000 millones de años. Dicho lapso se refiere al período en el cual la fusión nuclear del hidrógeno se desarrolla en el núcleo del Sol, la que proporciona un flujo estacionario de energía que se opone de forma relativamente consistente al colapso gravitatorio. Esto se lo conoce como el equilibrio hidrostático.

Cuando se presentan las mencionadas condiciones en una estrella se dice que pertenece a la zona del diagrama H-R (Hertzprung-Russell) denominada Secuencia Principal (figura 1). Por supuesto nuestro Sol es integrante de dicha región del diagrama (figura 3 – etapa 1).

El Sol en la Secuencia Principal.

Las condiciones en el núcleo del Sol son infernales. La presión es del orden de 250.000 millones de veces superior a la presión atmosférica terrestre, mientras que la temperatura alcanza los 15 millones de grados. A pesar de estos valores tan extremos, el gas se comporta bajo el régimen de un gas ideal, donde la temperatura es proporcional al aumento de la presión. Cuanto más se comprima el núcleo por las capas exteriores del Sol, mayor será su temperatura y también mayor será la tasa de reacciones de fusión nuclear para transformar hidrógeno en helio. 

Pero las temperaturas alcanzadas no son lo suficientemente elevadas como para fusionar núcleos de helio y convertirlos en elementos más pesados, por lo que el helio inerte comenzará a apilarse en el núcleo del Sol como si fuera ceniza en una estufa a leña, comprimiéndolo aún más. Esto provocará un mayor aumento de la presión y de la temperatura.

Conforme el helio se acumula el proceso de fusión lentamente migrará hacia afuera, formando una cáscara de hidrógeno en fusión rodeando al núcleo inerte de helio. Hoy por hoy el Sol se halla en la mitad de esta etapa de transición, y a medida que prosiga aumentando la temperatura la tasa de fusión continuará acelerándose, de tal forma que trascurridos 6.400 millones de años, el Sol habrá incrementado tanto su luminosidad en un 120% como su tamaño en 1,5 veces de sus respectivos valores al día de hoy (figura 2).

El Sol abandona la Secuencia Principal

Con la inexorable aceleración de la tasa de reacciones nucleares de fusión, el Sol rápidamente abandonará la Secuencia Principal para convertirse en una estrella Subgigante (figura 3 – etapa 2). Alrededor de los 7.100 millones de años el núcleo solar habrá acumulado hasta un 13% de la masa total del Sol por lo que superará la presión ejercida por el gas y por ende se contraerá.

En el mismo centro los electrones se encontrarán tan oprimidos, que formarán un nuevo estado ultra denso de la materia denominado gas degenerado. A diferencia de un gas ideal que al suministrarle calor se expande y se enfría, el gas degenerado no se expande sino que sólo aumenta su temperatura.

La degeneración electrónica se inició en el centro del núcleo, pero eventualmente al continuar recibiendo helio de la fusión de las capas de hidrógeno circundantes, terminará degenerándose por completo. Esto establecerá una poderosísima presión de degeneración que impedirá que el Sol colapse sobre sí mismo, modificando de esta manera su ulterior evolución.

En apenas 500 millones de años posteriores del comienzo de la degeneración electrónica el Sol será 34 veces más brillante que en el presente, 45 millones de años después llegará a ser 105 veces más brillante que en la actualidad, y a posterior sólo precisará 40 millones de años más para tener un brillo 2.300 veces que hoy en día.

El Sol se expandirá hasta la órbita de Venus. A medida que la superficie aumenta, la misma se alejará del núcleo y por lo tanto se enfriará. Así el Sol alcanzará la etapa conocida como Gigante Roja. Pareciera existir una paradoja ya que por una parte el Sol está emitiendo más energía en esta etapa que en su pasado, sin embargo su área superficial ha crecido muchísimo por lo que finalmente termina pasando menos energía por unidad de área. Menos energía por unidad de área implica el enfriamiento del Sol en la fase de Gigante Roja.

Cuando el sol alcance su máxima luminosidad, habrá quemado más combustible en sólo 6 millones de años que en los 11 mil millones de años anteriores. Esta tasa de consumo de combustible no podrá sostenerse por mucho tiempo.

En tanto que el Sol se expande como una Gigante Roja, su núcleo de helio degenerado continuará contrayéndose aún más con el helio adicional que recibe. Este hecho propiciará que la temperatura se eleve hasta los 100 millones de Kelvin desencadenando la fusión de 3 núcleos de helio para producir uno de carbono, reacción nuclear conocida con el nombre de triple alfa o flash de helio (figura 3- etapa 3).

En cuestión de minutos el núcleo solar absorberá toda la ingente cantidad de energía liberada en dicho proceso, teniendo como consecuencia que se expanda y se libere de la degeneración electrónica. La expansión hará que se enfríe y entonces emitirá menos calor hacia la capa envolvente de hidrógeno en fusión y como resultado esta última también producirá menos energía.

Tal repentina pérdida de energía conducirá a una disminución en el tamaño de la Gigante Roja, de modo que en escasos 10 mil años alcanzará menos del 2% de la dimensión que adquirió en la mencionada etapa, colocándose en la zona del diagrama H-R llamada Rama Horizontal (figura 3 – etapa 4). El Sol todavía posee un brillo 10 mayor que el actual, el cual es sustentado por un una capa de helio en fusión rodeada por otra capa de hidrógeno en fusión. Pero se necesitará una increíble temperatura para mantener el helio fusionándose, por lo que el ritmo de las reacciones nucleares deberá ser 100 veces mayor que las que ocurrían en el núcleo original de hidrógeno.

Así se irá acumulando en el núcleo, carbono inerte e incluso algo de oxígeno. El implacable incremento de la densidad hará que la fusión del helio sea cada vez más rápida, añadiendo más y más carbono al interior del núcleo. Al final el núcleo de carbono se tornará degenerado y conjuntamente la temperatura se disparará.

El Sol entrará en una segunda etapa de Gigante Roja y ascenderá por la llamada Rama Asintótica Gigante del Diagrama H-R (figura 3- etapa 5). Sus capas exteriores se extenderán más allá de la órbita de Júpiter y la luminosidad trepará hasta 3.000 veces el valor que posee el Sol actualmente.

A pesar de las altas temperaturas reinantes en el núcleo, no son lo suficientemente importantes para lograr la fusión de núcleos de carbono. La capa de helio se expandirá, pero al hacerlo sobrepasará la capa exterior más lenta de hidrógeno, por lo que cortará su propio suministro de helio disminuyendo la energía emitida. El Sol se contraerá comprimiendo la capa de helio hasta llevarla a la degeneración electrónica. Esto pondrá en marcha un mini flash de helio en dicha capa, el cual a su vez volcará más carbono hacia el interior del núcleo, que por su parte hará elevar cada vez más la temperatura, haciendo que nuevamente el Sol se expanda.

La capa de helio sobrepasará otra vez la capa de hidrógeno y el Sol se contraerá también en esta segunda oportunidad; este ciclo se repetirá cada 100 000 años aproximadamente. Cada vez que se expanda el agarre gravitatorio del núcleo sobre la superficie se debilitará en cada ocasión. De este modo fragmentos de la superficie comenzarán a fraccionarse para participar en un rápido viento estelar. Después de 4 ó 5 de estas convulsiones las capas exteriores se extenderán más allá del Sistema Solar.

En definitiva tendremos un núcleo expuesto de carbono y helio degenerado con una temperatura de unos 170.000 Kelvin, una masa correspondiente al 55% de la original y comprimido en un volumen no mayor al de nuestro planeta. El Sol ahora es una Enana Blanca.

La Enana Blanca radiará mayormente en rayos X y en el ultravioleta, siendo capaz de ionizar las capas envolventes en expansión volviéndolas brillantes, obteniendo así las conocidas Nebulosas Planetarias (figura 3 –etapa 6).

Sin más presión sobre el núcleo, nunca se dará una nueva ignición del helio, por lo que la Enana Blanca pasará los próximos 100.000 millones de años enfriándose gradualmente hasta convertirse finalmente en una Enana Negra.