GUÍA : Biografía del Sol

LA EVOLUCIÓN DEL SOL DESDE SU NACIMIENTO
Las
estrellas
como el Sol permanecen
en fase de protoestrella
(durante
la
temperatura
cual
su
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:hidrògeno,
O:Oxìgeno, 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 30 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 postsecuencia principal del Sol es mucho más incierta que la presente y, por lo tanto, sólo
se puede hacer una rápida estimación
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.
de su agonía luego del llamado “flash de helio”:
una
explosión
gigante
en
su
centro.
Como
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.
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 estrellas 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 último suspiro del SOL.
La teoría de Isaac Newton acerca del
origen de las estrellas
Isaac Newton propuso una teoría sobre el origen de las estrellas y de un cosmos
infinito bastante interesante, en una famosa carta a Bentley en 1692, comenta la primera
especulación sólida de cómo puede haberse desarrollado el universo de estrellas a partir de
una informe nube de polvo cósmico:
" Creo que si la materia de nuestro sol y nuestros planetas y la materia toda del
universo fue uniformemente dispersada por todo el cielo, y toda partícula tiene una
gravedad innata hacia todo el resto...algo de ella pudo reunirse en una masa y otra porción
en otra, y así hasta formar un número infinito de grandes masas dispersas a grandes
distancias unas de las otras por el espacio infinito. Y así pudieron quizá formarse el sol y
las estrellas fijas, supuesto que la materia fuera de naturaleza lúcida."
Este universo es infinito, continuo, gravitacionalmente estable (ni se expande ni
se contrae), y en proporciones grandes, homogéneo. Tuvo varios puntos en contra, como
que si hubiera un número infinito de estrellas todo el cielo estaría perpetuamente iluminado,
y la temperatura misma del universo seria igual al de las estrellas.
Fuente Consultada:Notas Celestes de Carmen Nuñez