¿Saldrá realmente el sol? ?

El Sol comenzó a brillar hace 4.560 millones de años. Son sus reservas de energía inagotables ? Para determinarlo, primero examinemos cómo brilla.

Una estrella es una esfera de gas caliente, cuya cohesión resulta de la atracción gravitacional entre sus partículas. No se derrumba sobre sí mismo porque, en todas partes, la presión se opone a la gravitación. La presión aumenta con la profundidad, causando el calentamiento del gas estelar: desde unos pocos miles de grados en la superficie, la temperatura alcanza unas pocas decenas a unos cientos de millones de grados en las regiones centrales, dependiendo de la masa de la estrella. Este desequilibrio de temperatura provoca la transferencia de energía desde el corazón de la estrella a su superficie. El flujo de energía luego escapa en forma de radiación: la estrella brilla.

Por lo tanto, la estrella está condenada a perder energía por su superficie. ¿Cómo se compensa el sangrado? ? A principios del siglo XX, los físicos entendieron que solo las reacciones nucleares son capaces de hacer brillar las estrellas a largo plazo. Estimaron que produjeron suficiente energía para abastecer al Sol durante varios miles de millones de años, una duración comparable a la edad de la Tierra determinada por los geólogos. El físico alemán Hans Bethe describió las reacciones involucradas: cuatro núcleos de hidrógeno (h +) se fusionan en un núcleo de helio (He2 +, compuesto por dos protones y dos neutrones), lo que implica que dos protones se convierten en neutrones. Estas reacciones tienen lugar en el corazón del Sol, la única región donde la agitación térmica, ayudada por el llamado efecto de túnel, es suficiente para que los núcleos se acerquen a pesar de la repulsión eléctrica que ejercen entre sí.

Una reacción de fusión produce energía, porque la suma de las masas de los núcleos del padre es mayor que la masa del núcleo del hijo: en el centro del Sol, 619 millones de toneladas de hidrógeno reaccionan cada segundo para formar 614, 7 millones toneladas de helio. La diferencia (alrededor del 0.7 por ciento de la masa inicial) se transforma en energía, y esta energía compensa exactamente lo que escapa de la superficie.

Inevitablemente, el hidrógeno central se agota. En unos cinco mil millones de años, debería haberse transformado casi por completo en helio, causando una desaceleración en las reacciones de fusión. A partir de entonces, el corazón del Sol se contraerá y el calentamiento resultante desencadenará la fusión de núcleos de helio del ciclo anterior; así, se formarán elementos más pesados, como el carbono. La potencia liberada, mayor que la de la fusión de hidrógeno, diluirá la envoltura externa de la estrella, cuyo radio se multiplicará por varias decenas. Como resultado, la superficie se enfriará y cambiará de color. El Sol se convertirá en un gigante rojo, que engullirá a Mercurio y Venus; no se debe alcanzar la Tierra, pero el enorme flujo de energía recibido será difícil de soportar para la vida en su superficie. Nuestra estrella permanecerá en este estado hasta el final de la combustión de helio, que durará aproximadamente mil millones de años.

El helio exhausto, el material central se contraerá nuevamente. Sin embargo, no podrá iniciar un nuevo ciclo de fusión, debido a la masa demasiado baja del Sol: cuanto mayores sean los núcleos de fusión, mayor será la energía requerida para desencadenar la reacción.

La contracción seguirá causando un calentamiento. Parte de la envoltura externa del Sol será expulsada al espacio, dando a luz una nebulosa planetaria. El resto de nuestra estrella se convertirá en una enana blanca, apenas más grande que la Tierra, pero con un peso de casi la mitad de la masa actual del Sol. Muy caliente, la estrella enana siempre emitirá radiación térmica; sin embargo, su brillo solo valdrá una milésima parte de lo emitido hoy. No saldrá repentinamente pero, desprovisto de una fuente interna de energía, se enfriará lentamente y brillará cada vez menos intensamente. Además, se ordenará a sus átomos que formen un cristal gigantesco. Después de unos cientos de miles de millones de años, el flujo luminoso en el dominio visible se habrá vuelto muy débil: el Sol dejará de brillar definitivamente.

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