?Qu¨¦ le pasar¨¢ al Sol cuando acabe su hidr¨®geno?

Para darte la respuesta tengo que explicarte antes que una estrella, como es el Sol, vive en un equilibrio de fuerzas. Por un lado, est¨¢ toda su masa, que con la gravedad la empuja hacia dentro. Pero tambi¨¦n est¨¢ toda la energ¨ªa producida por las reacciones de fusi¨®n nuclear que provoca una presi¨®n hacia fuera. Ahora mismo, en la etapa en la que est¨¢ el Sol, quema hidr¨®geno. Esta etapa en la que una estrella, tenga el tama?o que tenga, quema hidr¨®geno se llama secuencia principal. Y en ella hay un equilibrio entre esas dos fuerzas.

El hidr¨®geno quemado se convierte en helio que, como es un elemento m¨¢s pesado, se va acumulando en el n¨²cleo de la estrella. Cuando al Sol le quede ya poco hidr¨®geno, porque lo haya convertido en helio, desaparecer¨¢ el equilibrio de fuerzas del que te hablaba. Ah¨ª ya diremos que el Sol se ha ido de la secuencia principal. Dejar¨¢ de quemar hidr¨®geno porque lo habr¨¢ consumido pr¨¢cticamente todo y entonces como ya no habr¨¢ esa enorme presi¨®n saliendo del n¨²cleo, la estrella se contraer¨¢ porque gana la fuerza de gravedad. El n¨²cleo se contraer¨¢ cada vez m¨¢s y se har¨¢ cada vez m¨¢s peque?o.

Por el contrario, las capas exteriores del Sol en las que no hay helio seguir¨¢n quemando el hidr¨®geno que quede y eso har¨¢ que se expandan much¨ªsimo porque estar¨¢n muy calientes. Los procesos termodin¨¢micos provocados por la expansi¨®n causar¨¢n que se enfr¨ªe un poco y de ah¨ª el color que adquirir¨¢, rojizo. Entonces el Sol tendr¨¢ un tama?o gigantesco y de color rojizo, con un n¨²cleo cada vez m¨¢s peque?o en el centro. Esta etapa es la de gigante roja.

Esto seguir¨¢ as¨ª hasta que el n¨²cleo alcance la temperatura suficiente para quemar helio, unos cien millones de grados. Y hasta entonces seguir¨¢ el colapso del n¨²cleo. Ah¨ª se produce una cosa que tiene un nombre muy curioso: flash del helio. Lo que ocurrir¨¢ es que en muy poco tiempo, del orden de segundos o como mucho, minutos, habr¨¢ una fusi¨®n descontrolada del helio que producir¨¢ carbono. Y as¨ª acabar¨¢ la fase de gigante roja.

A partir de ah¨ª, comenzar¨¢ a quemar helio, que al fusionarse se convertir¨¢ en carbono. Pero el n¨²cleo del Sol nunca alcanzar¨¢ la temperatura suficiente para quemar carbono porque nuestra estrella no tiene la masa necesaria para llegar a esa temperatura. Eso quiere decir que cuando se acabe el helio finalizar¨¢ tambi¨¦n la vida del n¨²cleo y ah¨ª se acaba todo. La estrella se convertir¨¢ en una enana blanca con un n¨²cleo que ya no puede generar m¨¢s energ¨ªa y que se ir¨¢ enfriando poco a poco.

Las capas exteriores explotar¨¢n y se convertir¨¢n en una nebulosa planetaria. No hay que preocuparse mucho porque para que sucedan estos eventos catastr¨®ficos faltan unos cinco mil millones de a?os. Pero ese ser¨¢ el final del Sol y tambi¨¦n del Sistema Solar, porque cuando las capas externas se expandan, el radio del Sol ser¨¢ unas doscientas veces el de ahora. Y en esa expansi¨®n, el Sol engullir¨¢ Mercurio y Venus, lo que no sabemos exactamente es si llegar¨¢ hasta la ¨®rbita de la Tierra. Pero aunque no llegu¨¦ hasta nuestro planeta, para entonces ya har¨¢ millones de a?os que la temperatura ser¨¢ tan alta que la vida habr¨¢ desaparecido mucho antes.

Ada Ortiz Carbonell es doctora en F¨ªsica, investigadora en el campo de la astrof¨ªsica solar, forma parte del Comit¨¦ Cient¨ªfico Asesor del Telescopio Solar Europeo y es cient¨ªfica de datos en Expert Analytics (Noruega).

Pregunta enviada v¨ªa email por?Jorge Knoll

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