?Qu¨¦ le pasar¨¢ al Sol cuando muera?

El Sol es una estrella bastante mediocre, seamos claros en esto. Es mediocre tanto en tama?o como en la luz que emite y en el resto de sus caracter¨ªsticas. No es ni de las m¨¢s peque?as ni de las m¨¢s grandes, ni de las m¨¢s luminosas ni de las menos luminosas. ?Pero es la nuestra! Se calcula que su vida ser¨¢ de unos 10.000 millones de a?os y como se form¨® hace aproximadamente 4.600 millones de a?os, le queda otro tanto.

Ahora mismo, como est¨¢ a la mitad de su vida, est¨¢ quemando hidr¨®geno. Cuando decimos quemar quiere decir que en su n¨²cleo que est¨¢ muy, muy, muy caliente (15 millones de grados) y a much¨ªsima presi¨®n, el hidr¨®geno original se est¨¢ fusionando para producir helio, que es un elemento un poco m¨¢s grande y un poco m¨¢s pesado. Esto va a seguir pasando casi hasta el final de su vida.

En ese proceso de ir quemando el hidr¨®geno, desde la Tierra lo que se advertir¨¢ es que el Sol va aumentando de tama?o y de luminosidad poco a poco. No es un aumento excesivamente significativo pero es algo que ya sucede. En lo que lleva de vida, el Sol ha crecido aproximadamente un 20%.

Cuando se acabe el hidr¨®geno empezar¨¢ a quemar el siguiente elemento que es el helio y ah¨ª es cuando ya estaremos realmente en el final de la vida de la estrella. Pero para esto a¨²n faltan unos 5.000 millones de a?os. La fase actual se llama secuencia principal y se acabar¨¢ cuando se termine el hidr¨®geno. Despu¨¦s, entrar¨¢ en la fase llamada gigante roja que es cuando comenzar¨¢ a quemar el helio.

El proceso en el final ser¨¢ el siguiente: al acabarse el hidr¨®geno, el n¨²cleo empezar¨¢ a comprimirse

El proceso en el final ser¨¢ el siguiente: al acabarse el hidr¨®geno, el n¨²cleo empezar¨¢ a comprimirse. Para entender lo que suceder¨¢ a partir de ese momento es importante tener en cuenta que la estrella sobrevive porque hay dos fuerzas opuestas que act¨²an en ella. Por un lado, la masa de la estrella empuja hacia dentro por la gravedad pero, por otro lado, las reacciones de fusi¨®n nuclear desprenden un mont¨®n de energ¨ªa y eso crea una presi¨®n hacia fuera, en sentido contrario a la gravedad. El n¨²cleo est¨¢ actualmente en equilibrio debido a la acci¨®n de estas dos fuerzas contrarias. Cuando se acaba el hidr¨®geno desaparece la energ¨ªa que hab¨ªa estado empujando hacia fuera y por eso el n¨²cleo colapsar¨¢.

Al contraerse, el n¨²cleo se calentar¨¢ much¨ªsimo, hasta que alcance la temperatura suficiente como para empezar a quemar helio, un elemento que necesita mayor temperatura para fusionarse porque es un poco m¨¢s pesado que el hidr¨®geno. Mientras el n¨²cleo del Sol se contrae para fusionar helio, las capas de alrededor del n¨²cleo (pensemos en el interior del Sol como si fuera una cebolla) quemar¨¢n hidr¨®geno, lo que las calentar¨¢ y har¨¢ expandirse enormemente. Por eso a esta fase se le llama gigante roja. El color rojo viene porque las capas exteriores se enfriar¨¢n al irse expandiendo.

Hay una cosa que los investigadores no sabemos todav¨ªa y es si esa expansi¨®n, que va a ser brutal y que va a hacer que el Sol alcance un tama?o de entre 150 a 200 veces el que tiene ahora, llegar¨¢ a engullir la Tierra. S¨ª sabemos que crecer¨¢ tanto que se tragar¨¢ Mercurio y Venus, pero lo de la Tierra no est¨¢ muy claro. De todas formas, aunque no nos coma, la temperatura ser¨¢ tan elevada que la vida en nuestro planeta ser¨¢ imposible desde muchos millones de a?os antes.

Entonces tendremos el n¨²cleo comprimi¨¦ndose much¨ªsimo y empezando a quemar helio y al mismo tiempo las capas externas creciendo, creciendo, creciendo. Y ?c¨®mo va a terminar el asunto al final de su vida? El n¨²cleo quemar¨¢ todo el helio que tenga, se volver¨¢ a contraer y a calentarse. Pero nunca alcanzara la suficiente temperatura para quemar el siguiente elemento m¨¢s pesado, carbono. El final se producir¨¢ cuando todas esas capas exteriores se eyecten al espacio en lo que se llama una nebulosa planetaria, que es un envoltorio muy espectacular de gas y polvo en forma de anillo, y en el centro quedar¨¢ una bolita muy densa (m¨¢s o menos del tama?o de la Tierra) que es el n¨²cleo de la estrella y que se llama enana blanca. Al cabo de unos miles de a?os, esta enana blanca se enfriar¨¢ porque no generar¨¢ energ¨ªa, se apagar¨¢ y ese ser¨¢ el final del Sol. Como consuelo nos queda saber que nosotros estamos hechos de ¨¢tomos procedentes de estrellas que murieron antes que nuestro Sol.

Ada Ortiz Carbonell es doctora en F¨ªsica, investigadora de la Universidad de Oslo en el campo de la astrof¨ªsica solar y cient¨ªfica de datos en Expert Analytics.

Pregunta enviada v¨ªa email por Jaume Piguillem

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