Nacimiento,Vida y Muerte del Sol-Evolucion de una Estrella Comun

Nacimiento,Vida y Muerte del Sol-Evolucion de una Estrella Comun

Hace 4.600 millones de años (un tercio, más o menos, de la edad total del universo), una enorme nube de moléculas en estado gaseoso colapso sobre sí misma por su propio peso.

Casi todos los gases de la nube se agruparon en el centro y formaron el sol.

El resto dio origen a los planetas del sistema solar (y a sus satélites y asteroides).

El sol es una esfera casi perfecta.

Su peso equivale al de 330.000 planetas del tamaño de la Tierra. Más del 99% de la materia del sistema solar está en el sol.

Está compuesto, en unas tres cuartas partes, por hidrógeno.

el sol vista

El resto es casi todo helio; lo que queda, menos del 2%, es oxígeno, carbono y otros elementos. Pero, como el sol es tan grande, ese 2% alcanzaría para construir más de 5.000 Tierras.

Cuando una cantidad similar de gases se reúne en un espacio del tamaño del sol, la materia está tan apretada que se mezcla en una reacción llamada fusión nuclear.

La fusión ocurre en el centro de las estrellas y es la fuente de su energía, de su luz y calor.

Por la fusión, los elementos más pequeños, como el hidrógeno, se unen y crean unos más grandes.

Así se originan los elementos quimicos que conocemos (el oxígeno, el carbono, el hierro, el nitrógeno, entre muchos otros) y que forman nuestro planeta y nuestros cuerpos.

El Sol podrá mantener la vida terrestre (tal como la conocemos) mientras radie energía como lo hace ahora, y a este período de tiempo podemos ponerle ciertos límites.

La radiación del Sol proviene de la fusión del hidrógeno a helio.

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Para producir toda la radiación vertida por el Sol hace falta una cantidad ingente de fusión: cada segundo tienen que fusionarse 654.600.000 toneladas de hidrógeno en 650.000.000 toneladas de helio. (Las 4.600.000 toneladas restantes se convierten en energía de radiación y las pierde el Sol para siempre.La ínfima porción de esta energía que incide sobre la Tierra basta para mantener toda la vida de nuestro planeta.) 

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A partir de los antedicho veamos como nace, se desarrola y evoluciona  una estrella normal, como es nuestro amado Sol:

Las estrellas como el Sol permanecen en fase de protoestrella (durante la cual su temperatura no es todavía suficiente para encender las reacciones nucleares en el centro) por algunos millones de años, hasta que comienzan las reacciones nucleares.

Luego alcanzan la secuencia principal donde comienzan a quemar hidrógeno.

Los cálculos indican que en el Sol esta fase comenzó hace 4,5 mil millones de años y durará otros 5 mil millones.

Una vez que agote el suplemento de hidrógeno, el núcleo solar contendrá sólo helio.

La fusión del H continuará en la capa que rodea al núcleo, el cual va creciendo.

Su propio peso provoca su contracción, la temperatura central aumenta y comienza la fusión del He.

Los núcleos de He se combinan entre sí para formar elementos más pesados: C, N y O, son las llamadas reacciones CNO. (H: Hidrógeno, O: Oxigeno, C: Carbono, He: Helio)

En este proceso se entrega calor a la estrella, el cual se suma al producido por la fusión de H en He, que todavía continúa realizándose en las capas exteriores.

Este calor provoca la expansión de la superficie, mucho más allá que en las estrellas normales (de secuencia principal).

El Sol abandonará aquí la secuencia principal y entra en la fase de gigante roja, durante la cual su radio aumentará hasta la órbita de Marte y perderá mucha masa.

Por entonces la Tierra ya habrá desaparecido pues a medida que la estrella se expande, se enfría.

Cuando el Sol alcance el final de la fase de gigante roja habrán pasado uno o dos millones de años desde que dejó la secuencia principal.

La fusión del He proporciona menos energía que la del H, es decir que la reserva de He se agota mucho más rápido que la de H.

Por eso esta fase es corta respecto de toda la vida de la estrella y se observan pocas gigantes rojas: sólo 1% de las estrellas de nuestra galaxia están en esta etapa, es decir unos 2.500 millones de estrellas.

La figura  muestra la evolución del Sol en el diagrama H-R desde su nacimiento sobre la ZAMS hasta la fase de gigante roja.

A medida que continúa la contracción del núcleo, hacia el final de su vida como gigante roja, su temperatura central será mayor de 100 millones de grados y por lo tanto la presión central será enorme.

Esta presión será tan grande que la materia en el centro adquirirá propiedades cuánticas especiales, debido a la gran concentración de electrones.

Este tipo de materia se denomina degenerada.

La densidad actual del Sol es semejante a la del agua.

La materia degenerada tiene una densidad 100.000 veces mayor.

¿Qué sucederá cuando siga creciendo la temperatura central?.

La evolución post-secuencia principal del Sol es mucho más incierta que la presente y, por lo tanto, sólo se puede hacer una rápida estimación de su agonía luego del llamado “flash de helio”: una explosión gigante en su centro.

Codiagramamo resultado de este flash el núcleo se expande rápidamente y comienza a oscilar.

Este movimiento es frenado por la envoltura que en la gigante roja aparece muy extendida.

El centro, donde el He se transforma en C y el C en O está rodeado por una capa de H que se quema.

Luego del flash de He la estrella se mueve sobre la rama horizontal, zigzaguea horizontalmente a través del diagrama H-R, aumentando su luminosidad.

Esta fase dura solo unos cientos de millones de años.

Evolución del Sol en el diagrama H-R, desde su nacimiento sobre la ZAMS ra sólo unos cientos de hasta la fase de gigante roja. 

Lo que sigue es muy difícil de predecir.

Las etapas que transitará el Sol en su agonía se describen en detalle más adelante.

Se supone que eyectará una envoltura de gas para transformarse en nebulosa planetaria.

El núcleo remanente de las estrellas está formado principalmente por materia degenerada de electrones.

En consecuencia no se puede contraer más y las estrella se enfrían lentamente transformándose en enanas blancas.

Se estima que el Sol se transformará en una enana blanca con lo la mitad de su masa actual.

El resto se habrá perdido en forma de vientos violentos y la eyección de sus capas superficiales durante la evolución post-secuencia principal.

Las estrellas enfrían rápidamente al principio y luego lentamente , durante miles de millones de años.

Las enanas blancas dejan de brillar y se transforman  en enanas negras: una masa fría de materia degenerada.

Este es el ultimo suspiro del SOL.

diagrama H-R

EL COLOR Y LA MATERIA

A la luz de los nuevos datos de la ciencia referentes a la masa, el brillo y ol color, se ha clasificado a las estrellas según un diagrama llamado, en honor a sus autores, de Hertzsprung-Russell.

De acuerdo con el mismo, la mayoría de las estrellas se disponen en una diagonal, llamada "serie principal".

Las más brillantes y grandes están arriba y las más pequeñas y opacas, abajo.

El color pasa, de izquierda a derecha, del azul hasta el rojo oscuro, teniendo como intermedios al blanco, ni amarillo y el anaranjado. La serie principal comienza con los brillantes azules y se traslada hasta las débiles rojas.

El Sol, por ejemplo, está en el centro del diagrama. Un caso atípico, es decir, fuera de la serie principal, es el de las gigantes y supergigan-tes rojas, que se ubican a la derecho y arriba del diagrama.

La otra familia especial es la de las enanas blancas, que se encuentran abajo y a la izquierda:

En esta nota se explica la incidencia que tienen todas estas características en el material interno de las estrellas

evolucion estelar desde la nube de gas hasta agujero negro

evolucion estelar desde la nube de gas hasta agujero negro

AMPLIACIÓN DEL TEMA...

Cuando transcurran unos 5.000 o 6000 millones de años, el proceso de fusión en el interior del sol se apagará.

Sabemos que adentro del Sol hay una especie de central nuclear, quemando millones de toneladas de hidrógeno cada segundo y tiene una capacidad de funcionamiento de unos diez mil millones de años, de los cuales ya han transcurrido la mitad.

Agotado el hidrógeno, podrá iniciarse un nuevo ciclo de combustión, gracias a las cenizas del anterior, que habrá producido abundante cantidad de helio.

La fusión del helio generará a su vez cenizas de carbono y nitrógeno que también servirán de combustible nuclear para que el Sol siga brillando durante un tiempo adicional, aunque ya tendrá sus milenios contados.

Las estrellas se parecen un poco al Ave Fénix de la mitología: pueden renacer varias veces de sus propias cenizas antes de apagarse definitivamente.

En todo caso, cuando alrededor de la octava parte del núcleo central del Sol se haya convertido en helio, por el proceso de fusión nuclear, el astro comenzará a experimentar transformaciones irreversibles.

En primer lugar se hinchará y, al disminuir en unos dos mil grados la temperatura de su superficie, adquirirá un tono rojizo, crepuscular.

El proceso de expansión continuará y al celebrar su cumpleaños número diez mil millones, el astro rey tendrá cerca del doble del diámetro actual.

De ahí en adelante la evolución hacia el gigantismo rojo y hacia la muerte se irán acelerando.

En los mil millones de años siguiente el Sol habrá duplicado su tamaño nuevamente.

Después, en sólo cien millones de años se hará cincuenta veces más grande y su potencia se multiplicaría por quinientos.

Este proceso de inflación solar terminará por calcinar y engullir a todos los planetas interiores del sistema.

La mitología azteca predice que un día la Tierra se habrá cansado y entonces el Sol caerá del firmamento.

La leyenda griega de Cronos que devora a sus hijos, terminará así por cumplirse.

El Sol, deidad mitológica superior y paterna, de la que derivan los planetas, los devorará finalmente, o los bañará con el aliento de su radiación letal.

Así, llegará para la Tierra un último día perfecto, en que la naturaleza lucirá todo su esplendor y las múltiples criaturas vivas retozarán en los continentes y los océanos del planeta.

Luego la biosfera comenzará a destruirse a medida que el Sol vaya hinchándose en el firmamento.

Los casquetes de hielo de los polos se fundirán inundando las costas.

Después, el aumento de la temperatura producirá gran evaporación de agua y al engrosar la atmósfera protegerá aun la vida terrestre del exceso de radiación, retrasando un poco el final inexorable.

Pero llegará el día en que los océanos hervirán y nuestro hermoso planeta azul quedará convertido en un desierto, asolado por la radiación e incapaz ya de albergar a ningún tipo de vida.

Todo esto ocurrirá siempre y cuando el hombre no decida, cualquiera de estos días, adelantar el proceso en varios miles de millones de años, detonando sus arsenales nucleares.

En ese caso el Sol, al expandirse encontrará a una Tierra tan desnuda y muerta como Mercurio, Marte y Venus.

Si la especie humana sobrevive para ver la muerte del Sol, es posible que adquiera la capacidad tecnológica suficiente como para controlar o al menos modular el proceso de evolución estelar, de manera de no perecer en esta catástrofe.

Una solución más viable sería tal vez la de emigrar hacia otros mundos como Titán, el gigantesco satélite de Saturno, o incluso a otros sistemas planetarios.

Esta masiva emigración a las estrellas podría hacerse en naves espaciales que en algún tipo de supercomputadoras llevaran la información genética necesarias como para reproducir en otros soportes planetarios todas las formas de vida originadas en la Tierra.

Serían verdaderas Arcas de Noé que salvarían la vida del diluvio de radiación que cundirá por el sistema solar.

Entretanto el Sol, una vez agotado el helio que mantenía encendidos sus motores nucleares, entrará en una agonía de milenios, reciclando las últimas cenizas utilizables como combustible.

En esta etapa terminal se contraerá y expandirá alternativamente como un gigantesco corazón, y con cada pulso irá inundando el espacio de radiaciones ultravioletas.

Una hermosa luminosidad roja y azulada se extenderá hasta más allá de la órbita de Plutón.

Ese será el ocaso de los planetas o, si se quiere llamarlo de otra forma, el crepúsculo de los dioses.

Más de la mitad de la masa solar se disipará en el espacio.

El resto, comprimido en un pequeño núcleo, formará una de esas estrellas superdensas a las que se conoce como "enanas blancas".

Estas son verdaderos cadáveres estelares que aun cuando tienen sus hornos termonucleares apagados, siguen emitiendo, durante un tiempo, la radiación remanente.

Si es que la atmósfera terrestre no se evapora en el espacio, durante las fase de gigantismo solar, las vacías cuencas oceánicas de nuestro planeta volverán a llenarse de agua.

Después, una nevazón de dióxido de carbono cubrirá los continentes.

El frío se hará cada vez más intenso, los océanos se congelarán y una edad glacial permanente y definitiva se iniciará en nuestro planeta oscuro, ya sin Sol.

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PARA SABER MAS...

El Sol y las Estrellas:

El Sol es 110 veces mayor que la Tierra.

Harían falta alrededor de un millón de Tierras para rellenar el interior del Sol.

Según la Enciclopedia estudiantil Rand McNally's, «Para obtener una imagen rudimentaria del tamaño y distancia del Sol en relación a la Tierra, piénsese en la Tierra como si tuviese el tamaño de un guisante.

A esta escala, el Sol tendría el tamaño de una pelota de playa situada a unos 40 m de distancia».

El calor en la superficie solar es de 5.500° C.

Las perturbaciones magnéticas ocasionan a veces manchas oscuras en el Sol, y entonces su superficie se enfría hasta los 2.500° C. Se cree que el núcleo del Sol está a unos 15 millones de grados centígrados.

El brillo del Sol se produce al quemarse combustible nuclear.

En el interior del Sol tiene lugar una fusión nuclear, y durante este proceso se pierde una pequeña cantidad de materia.

La pérdida de esta masa origina la energía solar.

Para producir su energía, el Sol consume alrededor de 22 mil millones de toneladas de hidrógeno cada año.

A pesar de esto, según las predicciones científicas, el Sol contiene suficiente hidrógeno para continuar brillando con la actual intensidad durante otros 5 mil millones de años.

La luz solar emplea sólo ocho minutos en alcanzar la Tierra.

Si el Sol cesase de brillar —y a pesar de los restantes hilillos de luz provenientes de otras estrellas— toda vida humana, animal y vegetal se congelaría hasta la muerte, los trópicos serían tan fríos como los polos, y los siete mares se convertirían en hielo.

Puesto que el Sol no es sólido, no todas sus partes giran del mismo modo.

El período de rotación en los polos es de 33 días, mientras que en el ecuador dura 25 días.

En nuestra galaxia hay 100 mil millones de estrellas.

Desde la Tierra, únicamente unas 6.000 se pueden ver a simple vista, y el Sol es una de ellas.

La estrella más cercana a la Tierra se encuentra a 4 años-luz, o sea 38 mil millones de kilómetros, de distancia.

Rigel, en el extremo de la constelación llamada Orion, es una de las estrellas más brillantes.

Es 18.000 veces más brillante que el Sol. La luz de Rigel, viajando hacia nosotros a 300.000 Km. por segundo, tarda 500 años en alcanzar la Tierra.

Cuando esta noche miramos hacia el cielo y reconocemos Rigel, la luz que nos llega de ella empezó a brillar 20 años antes de que las naves de Colón navegaran hacia el Nuevo Mundo.

Fuente Consultada:
Notas Celestes de Carmen Nuñez
Hechos, Sucesos que estremecen el siglo XX El Universo en Explosión Tomo N°18

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