Nacimiento y muerte del Sol

Nacimiento y muerte del Sol

Artículos principales: Evolución estelar y Nebulosa protosolar.

El Sol visto a través de las lentes de una cámara fotográfica desde la superficie terrestre.

Imagen de la fotosfera del Sol en el espectro ultravioleta, captada por el observatorio espacial TRACE.

El Sol se formó hace 4.650 millones de años y tiene combustible para 5.500 millones más. Después, comenzará a hacerse más y más grande, hasta convertirse en una gigante roja. Finalmente, se hundirá por su propio peso y se convertirá en una enana blanca, que puede tardar un billón de años en enfriarse. Se formó a partir de nubes de gas y polvo que contenían residuos de generaciones anteriores de estrellas. Gracias a la metalicidad de dicho gas, de su disco circumestelar surgieron, más tarde, los planetas, asteroides y cometas del Sistema Solar. En el interior del Sol se producen reacciones de fusión en las que los átomos de hidrógeno se transforman en helio, produciéndose la energía que irradia. Actualmente, el Sol se encuentra en plena secuencia principal, fase en la que seguirá unos 5000 millones de años más quemando hidrógeno de manera estable.

Llegará un día en que el Sol agote todo el hidrógeno en la región central al haberlo transformado en helio. La presión será incapaz de sostener las capas superiores y la región central tenderá a contraerse gravitacionalmente, calentando progresivamente las capas adyacentes. El exceso de energía producida hará que las capas exteriores del Sol tiendan a expandirse y enfriarse y el Sol se convertirá en una estrella gigante roja. El diámetro puede llegar a alcanzar y sobrepasar al de la órbita de la Tierra, con lo cual, cualquier forma de vida se habrá extinguido. Cuando la temperatura de la región central alcance aproximadamente 100 millones de kelvins, comenzará a producirse la fusión del helio en carbono mientras alrededor del núcleo se sigue fusionando hidrógeno en helio. Ello producirá que la estrella se contraiga y disminuya su brillo a la vez que aumenta su temperatura, convirtiéndose el Sol en una estrella de la rama horizontal. Al agotarse el helio del núcleo, se iniciará una nueva expansión del Sol y el helio empezará también a fusionarse en una nueva capa alrededor del núcleo inerte -compuesto de carbono y oxígeno y que por no tener masa suficiente el Sol no alcanzará las presiones y temperaturas suficientes para fusionar dichos elementos en elementos más pesados- que lo convertirá de nuevo en una gigante roja, pero ésta vez de la rama asintótica gigante y provocará que el astro expulse gran parte de su masa en la forma de una nebulosa planetaria, quedando únicamente el núcleo solar que se transformará en una enana blanca y, mucho más tarde, al enfriarse totalmente, en una enana negra. El Sol no llegará a estallar como una supernova al no tener la masa suficiente para ello.

Si bien se creía en un principio que el Sol acabaría por absorber a Mercurio, a Venus y a la Tierra al convertirse en gigante roja, la gran pérdida de masa que sufrirá en el proceso hizo pensar por un tiempo que la órbita terrestre -al igual que la de los demás planetas del Sistema Solar- se expandiría posiblemente y salvaría a nuestro planeta de ese destino.5 Sin embargo, un artículo reciente postula que ello no ocurrirá y que las interacciones mareales, así como el roce con la materia de la cromosfera solar, harán que nuestro planeta sea absorbido.6 Otro artículo posterior apunta en la misma dirección.7

Ciclo de vida del Sol.

[editar]Estructura del Sol

Imagen detallada de un conjunto de manchas solares observadas en el espectro de luz visible. La umbra y la penumbra son claramente discernibles, así como la granulación solar.

Artículo principal: Estructura estelar.

Como toda estrella, el Sol posee una forma esférica, y a causa de su lento movimiento de rotación, tiene también un leve achatamiento polar. Como en cualquier cuerpo masivo, toda la materia que lo constituye es atraída hacia el centro del objeto por su propia fuerza gravitatoria. Sin embargo, el plasma que forma el Sol se encuentra en equilibrio, ya que la creciente presión en el interior solar compensa la atracción gravitatoria, lo que genera un equilibrio hidrostático. Estas enormes presiones se producen debido a la densidad del material en su núcleo y a las enormes temperaturas que se dan en él gracias a las reacciones termonucleares que allí acontecen. Existe, además de la contribución puramente térmica, una de origen fotónico. Se trata de la presión de radiación, nada despreciable, que es causada por el ingente flujo de fotones emitidos en el centro del Sol.

Casi todos los elementos químicos terrestres (aluminio, azufre, bario, cadmio, calcio, carbono, cerio, cobalto, cobre, cromo, estaño, estroncio, galio, germanio, helio, hidrógeno, hierro, indio, magnesio, manganeso, níquel, nitrógeno, oro, oxígeno, paladio, plata, platino, plomo, potasio, rodio, silicio, sodio, talio, titanio, tungsteno, vanadio, circonio y zinc) y diversos compuestos (como el cianógeno, el óxido de carbono y el amoniaco) han sido identificados en la constitución del astro rey, por lo que se ha concluído que, si nuestro planeta se calentara hasta la temperatura solar, tendría un espectro luminoso casi idéntico al Sol. Incluso el helio fue descubierto primero en el Sol y luego se constató su presencia en nuestro planeta.8

El Sol presenta una estructura en capas esféricas o en "capas de cebolla". La frontera física y las diferencias químicas entre las distintas capas son difíciles de establecer. Sin embargo, se puede determinar una función física que es diferente para cada una de las capas. En la actualidad, la astrofísica dispone de un modelo de estructura solar que explica satisfactoriamente la mayor parte de los fenómenos observados. Según este modelo, el Sol está formado por: 1) núcleo, 2) zona radiante, 3) zona convectiva, 4) fotosfera, 5) cromosfera, 6) corona, 7) manchas solares, 8) granulación y 9) viento solar.

[editar]Núcleo

Artículos principales: Nucleosíntesis estelar, Cadenas PP y Ciclo CNO.

Ocupa unos 139 000 km del radio solar, 1/5 del mismo, y es en esta zona donde se verifican las reacciones termonucleares que proporcionan toda la energía que el Sol produce. El Sol está constituido por un 81 por ciento de hidrógeno, 18 por ciento de helio, y el 1 por ciento restante se reparte entre otros elementos. En su centro se calcula que existe un 49 por ciento de hidrógeno, 49 por ciento de helio y un 2 por ciento que se distribuye en otros elementos que sirven como catalizadores en las reacciones termonucleares. A comienzos de la década de los años 30 del siglo XX, el físico austriaco Fritz Houtermans (1903-1966) y el astrónomo inglés Robert d'Escourt Atkinson (1898-1982) unieron sus esfuerzos para averiguar si la producción de energía en el interior del Sol y en las estrellas se podía explicar por las transformaciones nucleares. En 1938 Hans Albrecht Bethe (1906-2005), en los Estados Unidos, y Carl Friedrich von Weizsäcker (1912-2007), en Alemania, simultánea e independientemente, encontraron el hecho notable de que un grupo de reacciones en las que intervienen el carbono y el nitrógeno como catalizadores constituyen un ciclo, que se repite una y otra vez, mientras dura el hidrógeno. A este grupo de reacciones se les conoce como ciclo de Bethe o del carbono, y es equivalente a la fusión de cuatro protones en un núcleo de helio. En estas reacciones de fusión hay una pérdida de masa, esto es, el hidrógeno consumido pesa más que el helio producido. Esa diferencia de masa se transforma en energía, según la ecuación de Einstein (E = mc2), donde E es la energía, m la masa y c la velocidad de la luz. Estas reacciones nucleares transforman el 0,7 por ciento de la masa afectada en fotones, con una longitud de onda cortísima y, por lo tanto, muy energéticos y penetrantes. La energía producida mantiene el equilibrio térmico del núcleo solar a temperaturas aproximadamente de 15 millones de kelvins.

El ciclo ocurre en las siguientes etapas:

1H1 + 6C12 → 7N13 ;

7N13 → 6C13 + e+ + neutrino ;

1H1 + 6C13 → 7N14 ;

1H1 + 7N14 → 8O15 ;

8O15 → 7N15 + e+ + neutrino ;

1H1 + 7N15 → 6C12 + 2He4.

Sumando todas las reacciones y cancelando los términos comunes, se tiene

4 1H1 → 2He4 + 2e+ + 2 neutrinos = 26,7 MeV.

La energía neta liberada en el proceso es 26,7 MeV, o sea cerca de 6,7·1014 J por kg de protones consumidos. El carbono actúa como catalizador, pues al final del ciclo se regenera.

Otra reacción de fusión que ocurre en el Sol y en las estrellas es el ciclo de Critchfiel o protón-protón. Charles Critchfield (1910-1994) era en 1938 un joven físico alumno de George Gamow (1904-1968) en la Universidad George Washington, y tuvo una idea completamente diferente, al darse cuenta que en el choque entre dos protones muy rápidos puede ocurrir que uno pierda su carga positiva y se convierta en un neutrón, que permanece unido al otro protón y forma un deuterón, es decir, un núcleo de hidrógeno pesado.

La reacción puede producirse de dos maneras algo distintas:

1H1 + 1H1 → 1H2 + e+ + neutrino ;

1H1 + 1H2 → 2He3 ;

2He3 + 2He3 → 2He4 + 2 1H1.

El primer ciclo se da en estrellas más calientes y con mayor masa que el Sol, y la cadena protón-protón en las estrellas similares al Sol. En cuanto al Sol, hasta el año 1953 se creyó que su energía era producida casi exclusivamente por el ciclo de Bethe, pero se demostró durante

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