16 ago. 2014

Así será el destino final del Sol cuando ya no tenga combustible nuclear

Nuestro Sol, como todas las demás estrellas de Universo, se mantiene estable brillando gracias a los procesos de fusión nuclear que ocurren en su interior. En su núcleo, el hidrógeno presente a una temperatura aproximada de 15,7 millones de grados se fusiona para producir helio. Actualmente este proceso lo lleva a consumir unas 620 millones de toneladas de hidrógeno cada segundo. De ellas, unas 4,5 millones de toneladas se transforman en energía (en principio es energía cinética de los productos de la fusión, el helio-4, positrones y neutrinos). Este aparente ritmo frenético de fusión nuclear es en realidad muy lento, pues sólo un pequeño porcentaje del hidrógeno presente en su núcleo se fusiona en helio. 
Es que esos 15,7 millones de grados presentes en dicho núcleo solar no alcanzan en primera instancia para que los protones venzan la barrera de Coulomb y se fusionen. Es a partir de un efecto cuántico denominado tunelamiento que los protones (en resumidas cuentas se trata de 4) se unen para formar un núcleo de helio-4. Y este efecto túnel sólo permite que una pequeñísima proporción de hidrógeno se fusione. 

La Tierra a punto de ser devorada por el Sol. Esto sucedería dentro de
aproximadamente 12 mil millones de años. Imagen del autor.
Por este motivo nuestro Sol viene fusionando hidrógeno al ritmo mencionado (como promedio) desde hace unos 5 mil millones de años y lo hará por otros 5 mil millones de años aproximadamente.

El final del Sol

Pero no todo es eterno, y finalmente el hidrógeno nuclear se le agotará. Cuando ya no le quede este combustible primario, el núcleo del Sol se enfriará y comenzará a colapsar. La física estelar a gran escala es bastante simple, al menos la que domina en la secuencia principal. Las estrellas se mantienen estables por causa de dos fuerzas actuantes: La presión de radiación que tiende a expandirlas, y la gravedad que tiende a contraerlas. Cuando una estrella cesa de producir energía, la gravedad se encargará de comprimirlas.

El núcleo del Sol tiene un tamaño aproximado del 20 a 25 % del radio solar y es allí donde se produce casi toda la energía que mantiene a nuestra estrella brillando. Posee una densidad de unas 150 veces la del agua y una temperatura de aproximadamente 15,7 millones de grados K. Mediante la cadena protón-protón (reacción de fusión nuclear que posee una ocurrencia del 99 %), el Sol convierte unas 620 millones de toneladas de hidrógeno en algo menos de helio cada segundo. Crédito de la imagen: Propiedad del autor.

De manera que el núcleo solar rico en helio, dentro de unos 4,5 o 5 mil millones de años, momentáneamente se colapsará a causa de la pérdida de presión por radiación. Pero no todo estará perdido, pues la capa que rodea al núcleo, la cual posee predominantemente hidrógeno, también se comprimirá y llegará a la temperatura crítica de fusión del hidrógeno. En ese momento, el núcleo en contracción se disociará de la región que lo rodea, que comenzará a expandirse por presión de radiación a causa del comienzo repentino de las reacciones nucleares. 

Video resumen:



Toda la parte externa del Sol experimentará un revivir intenso y se expandirá. La luminosidad (que en los últimos miles de millones de años será un 30% mayor a la actual) se incrementará gradualmente mientras las capas exteriores del Sol se expanden, llegando a casi a brillar 3 mil veces más que ahora dentro de unos 10 mil millones de años.

El Sol convertido en gigante roja llegando casi a la órbita de Venus. Mercurio 
ya es parte del Sol, y la Tierra tiene un futuro incierto. Imagen del Autor.
En esta primera fase de gigante roja el Sol también perderá una considerable cantidad de materia, quizás un 25 a 35 % de su masa se irá al espacio interestelar en forma de poderosos vientos solares. Al decrecer la masa del Sol, todos los planetas experimentarán una menor gravedad del mismo y sus órbitas se expandirán. La órbita de la Tierra pasará de ser de unos 150 millones de kilómetros a tener unos 200 millones de kilómetros.

Vista aparente del disco solar desde la Tierra, momento en que su tamaño
llega a la órbita de Mercurio. Por supuesto que en la Tierra no habrá
vida, todo será rocas fundidas y continentes flotantes de metales incandecentes.

La expansión solar, sin embargo, será lo suficientemente rápida como para llegar a las nuevas órbitas logradas por los planetas. Al menos Mercurio y Venus serán alcanzados por las capas exteriores y se fusionarán con nuestra estrella. Al ser planetas rocosos, mucho más densos que esas capas exteriores del Sol, caerán en espiral hacia el núcleo y al cabo de algunos millones de años se desintegrarán en él, aportándole sus metales. Dicho núcleo, dentro de los mencionados 10 mil millones de años llegará a tener una temperatura de 100 o 150 millones de grados.

Si la Tierra logra escapar a una caída en espiral hacia el Sol, permanecerá miles de años sumida dentro de su atmósfera, lo que hará que toda el agua se evapore por completo al estar sometida a los fuertes vientos solares que harán que nuestro Sol pierda hasta un 30 % de su masa. Imagen del autor.

Flash del helio


Cuando el núcleo del Sol alcance la temperatura de fusión del helio, comenzará una serie de fusiones descontroladas que durarán algunas decenas de millones de años. Es el llamado flash del helio. Según las teorías o modelos actuales, el Sol comenzará a experimentar estos estallidos nucleares pasados los 10 mil millones de años (quizás dentro de 12 mil millones de años). En esas etapas finales de gigante roja su radio crecerá hasta unas 200 veces el actual y su luminosidad se incrementará unas 5 mil veces.

La Tierra está en el límite teórico entre ser engullida por el Sol en esta etapa final, antes de convertirse en enana blanca, o escapar a causa de la pérdida de masa de la estrella. Como la atmósfera solar estará rodeando a la Tierra, el rozamiento y las fuerzas de marea contribuirán a que nuestro planeta pierda velocidad de rotación y caiga en espiral hacia el Sol, como lo habrán hecho ya para esos tiempos Mercurio y Venus. De ocurrir así, este evento sucedería dentro de aproximadamente 12 mil millones de años, momento en que el Sol, convertido en gigante roja, alcance su máximo tamaño y luminosidad.

Vista artística del Sol desde la Tierra, habiendo sobrepasado la órbita de Venus. Las temperaturas medias de nuestro planeta alcanzarán los 1000ºC, llegando a extremos de 2000ºC. En esos futuros tiempos, las fuerzas de marea harán que nuestro planeta le muestre siempre la misma cara al Sol. La apariencia será de enormes océanos de roca fundida con eminencias continentales formadas por metales y óxidos metálicos. Imagen del autor realizada en Blender 2.71.

Si, como se dijo más arriba, la pérdida de masa solar logra hacer escapar a la Tierra, ésta quedará en una órbita superior pero sin agua, atmósfera ni vida. Por muchos millones de años, la cercanía de nuestro planeta al Sol y las intensas fuerzas de marea harán que la roca se funda casi en su totalidad, generándose un gigantesco océano de lava en casi toda la superficie de la Tierra. Sólo permanecerán en estado sólido uno o varios continentes formados por metales y sus óxidos. Las mencionadas fuerzas de marea harán que la Tierra siempre muestre la misma cara al Sol, con lo cual en algunos puntos la temperatura de nuestro planeta superará los 1500 o 2000 ºC.
Finalmente, pasadas todas esas etapas finales turbulentas, el Sistema Solar visto desde la distancia, desde cientos de años luz, lucirá más o menos como la siguiente imagen de la nebulosa de la Hélice. Toda esa materia expulsada en los últimos miles de millones de años continuará en expansión formando las características nebulosas planetarias. En el centro, estarán los restos del Sol, una enana blanca que se irá apagando paulatinamente, rica en carbono y oxígeno.

Nebulosa de la Hélice. Crédito: NASA/JPL-Caltech/Univ. Dominio público.
Claro que estos temas están fuera de toda preocupación humana, pues el daño que le estamos causando al Planeta y a nosotros mismos puede acabar desgraciadamente con toda la vida en la Tierra mucho antes. Pero la ciencia muchas veces (o casi siempre) funciona así, a base de curiosidad.

Redacción: Mariano Miguel Lanzi

Fuentes principales y para leer más:

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