El fin del Sol

El fin del Sol

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David Taylor

El destello de helio

El principio del fin para un gigante rojo, la masa de nuestro Sol, se produce de forma muy repentina. A medida que las “cenizas” de helio continúan acumulándose en su centro, una fracción mayor de ellas se vuelve degenerada en electrones. Es una paradoja extraña: incluso cuando las capas externas de una estrella gigante roja se expanden en una nube enorme pero tenue, su núcleo interno se contrae para formar una enana blanca enterrada. La temperatura y la presión en el núcleo del Sol se elevarán 10 veces sus valores actuales. Y aproximadamente 1.200 millones de años después de que abandona la secuencia principal, en el apogeo de su gloria como gigante roja, el centro del núcleo de helio del Sol se volverá lo suficientemente masivo, denso y caliente como para que suceda algo asombroso: dentro de un asunto de minutos, se encenderá y arderá.

Cuando la temperatura en el núcleo alcanza los 100 millones de grados, el helio comenzará a fusionarse en carbono mediante una reacción conocida como proceso triple alfa, porque convierte tres núcleos de helio en un átomo de carbono. Esto genera mucho calor. Sin embargo, a diferencia de cuando el Sol era joven y su núcleo contenía materia normal, agregar más calor al helio degenerado por electrones no hace que se expanda ni se enfríe. Como señalé cuando estaba hablando de mecánica cuántica, la materia degenerada por electrones se comporta más como un líquido que como un gas cuando se calienta: su temperatura aumenta rápidamente, pero no se expande. En otras palabras, el mecanismo de autorregulación que mantiene a las estrellas de la secuencia principal tan estables (equilibrio hidrostático) se apaga en la materia degenerada por electrones. Si le agregas calor a una enana blanca, simplemente se calienta más.

Da la casualidad de que el proceso triple alfa depende en gran medida de la temperatura: ¡duplicar la temperatura de la reacción hace que se ejecute aproximadamente un billón de veces más rápido! Entonces, a medida que el helio en fusión calienta el núcleo, que no puede expandirse para enfriarse, el aumento de temperatura hace que la fusión del helio proceda repentinamente millones de veces más rápido, lo que muy rápidamente calienta el núcleo aún más, lo que a su vez hace que el helio se fusione, mucho más rápido. . .

En resumen, el centro del núcleo de helio explota. Aproximadamente el 6% del núcleo de helio degenerado por electrones, que ahora pesa aproximadamente el 40% de la masa solar, se fusiona en carbono en unos pocos minutos. (Esto corresponde a quemar aproximadamente diez masas terrestres de helio por segundo, si está llevando la cuenta). Por razones obvias, los astrónomos llaman a esto el destello de helio. Aproximadamente en el tiempo que lleva tostar un bagel, el destello libera tanta energía como nuestro Sol actual genera en 200 millones de años. ¡En el punto álgido del destello, el núcleo del Sol igualará muy brevemente la luminosidad combinada de todas las estrellas de la Vía Láctea! Uno podría imaginar que una conflagración de esta magnitud tendría un impacto dramático en la gigante roja, y lo hace, de alguna manera, pero no tan repentina o violentamente como podría pensar.

Esto se debe a que tendemos a subestimar la gravedad. En comparación con el poder intimidante del armamento nuclear, la energía generada al dejar caer algunas rocas no parece muy impresionante. Pero, de hecho, la energía gravitacional de masas extremadamente densas y extremadamente grandes es sorprendente: es solo nuestro prejuicio humano, que surge del hecho de que vivimos sobre un guijarro diminuto que no es ni masivo ni denso, lo que nos hace pensar lo contrario.

Supongamos que tomamos la Tierra como ejemplo de un objeto grande y denso, aunque sea tan denso como un algodón de azúcar en comparación con una enana blanca. Inflar la Tierra al doble de su tamaño, es decir, levantar la masa de la Tierra contra su propia gravedad hasta que su radio se duplique, requeriría toda la energía solar que golpeara la superficie de la Tierra (apenas 185.000.000.000 megavatios) durante el próximo ¡13 millones de años!

Durante el destello de helio, el núcleo degenerado de una estrella se calienta tan intensamente que finalmente se “vaporiza”, por así decirlo. Es decir, los núcleos individuales comienzan a moverse tan rápido que pueden “evaporarse” y escapar. El núcleo vuelve a convertirse en un gas normal (espectacularmente denso) y se expande poderosamente. La enorme energía gravitacional necesaria para expandir 100.000 masas terrestres fuera de la degeneración y hasta varias veces su volumen original está a la par con la liberación de energía del destello de helio. O en otras palabras, casi toda la energía del destello es absorbida por el titánico levantamiento de pesas necesario para sacar el núcleo de su condición de enana blanca. Esencialmente, nada de la energía llega a la superficie del gigante rojo y, de hecho, si estuviera observando al gigante rojo a simple vista mientras su núcleo de helio destellaba, es dudoso que notara algo en absoluto.

Entonces, para los estándares humanos, el destello de helio es un fracaso decepcionante de ver. Sin embargo, según los estándares galácticos, la gigante roja ha recibido un disparo en el corazón. La expansión repentina del núcleo da como resultado un enfriamiento tan severo que es algo así como el inicio de una Edad de Hielo. El enfriamiento conduce inmediatamente a una presión mucho más baja en la capa de hidrógeno que rodea el núcleo y, por lo tanto, a una caída calamitosa en la producción de energía. En una escala de tiempo que es casi instantánea en comparación con la escala de tiempo habitual en la que corren las estrellas (quizás tan solo 10,000 años), el diámetro y la luminosidad de la gigante roja caen en picado a menos del 2% de sus valores anteriores. Para las estrellas de la masa de nuestro Sol, el resultado del destello de helio es un colapso en una estrella de color amarillo anaranjado con quizás diez veces el diámetro solar actual y 40 veces la luminosidad. Es todo un bajón.

El fin del sol
Los últimos 140 millones de años de la vida del Sol serán muy complicados. Después de su colapso, como se ilustra en la Figura 1, el Sol se restablecerá como una estrella con una fuente de energía doble: tendrá un núcleo de carbono-oxígeno denso (pero no degenerado por electrones) rodeado por una capa donde el helio se quema en carbono. , y fuera de eso tendrá otra capa donde el hidrógeno se quema en helio. (El oxígeno del núcleo se crea mediante la fusión lenta entre el carbono y el helio en la superficie del núcleo. En las estrellas más pesadas, el oxígeno a su vez puede fusionarse con el helio para formar neón). La fusión de helio produce solo un 9% de energía por kilogramo que la fusión de hidrógeno. Por tanto, en términos de energía, el Sol sigue siendo principalmente un reactor de hidrógeno. El 90% de su luminosidad todavía proviene de la quema de hidrógeno.

Sin embargo, es el helio que rodea el núcleo el que ahora dicta cómo evolucionará el Sol. El Sol repite más o menos lo que hizo como una estrella envejecida de la secuencia principal, excepto que ahora tiene una mezcla de carbono y helio en el núcleo en lugar de una mezcla de helio e hidrógeno. Durante un tiempo alcanza una estabilidad relativa y mantiene el equilibrio hidrostático en su nueva encarnación como una estrella “subgigante” de color amarillo anaranjado. Por lo tanto, a veces se dice que las estrellas en esta fase de su existencia están en la “secuencia principal del helio”. Desde la perspectiva fugaz de una vida humana, las estrellas subgigantes parecen lo suficientemente tranquilas: la conocida estrella brillante Arcturus, cuya luz se usó para abrir la Feria Mundial de Chicago de 1933, es una de esas estrellas. No ha cambiado de ninguna manera mensurable desde la invención del telescopio.

Pero las altas temperaturas necesarias para mantener la combustión del helio significan que el Sol solo puede quemar helio de una manera: muy rápido. El núcleo caliente también dicta una rápida combustión de hidrógeno. Cuando estaba en la secuencia principal normal, la luminosidad del Sol se mantuvo bastante cerca de 1.0 L_o durante alrededor de nueve mil millones de años antes de iluminarse a aproximadamente 2.7 L_o al final. En la secuencia principal de helio, la luminosidad del Sol se mantendrá en aproximadamente 45 L_o antes de iluminarse a aproximadamente 110 L_o al final. No tan impresionante como un gigante rojo, pero muy brillante de todos modos.

Para mantener su estilo de vida subgigante, el Sol debe atravesar el combustible de su núcleo de helio 100 veces más rápido de lo que lo hizo con su núcleo de hidrógeno original. Después de solo cien millones de años en la secuencia principal de helio, el Sol una vez más comenzará a ascender hacia el reino de las gigantes rojas, y por las mismas razones que lo hizo antes. Pero no existe un “destello de carbono” equivalente al destello de helio que detuvo al Sol la primera vez. La temperatura y la presión necesarias para encender la fusión carbono-carbono es demasiado grande para que el Sol las alcance, sin importar cuán comprimido se vuelva su núcleo, por lo que el carbono simplemente se acumula y se vuelve cada vez más denso. La tendencia que mostró el Sol en su primera carrera como gigante roja, cuando su núcleo fue aplastado a densidades de enanas blancas incluso cuando las capas externas se elevaron a decenas de millones de kilómetros de diámetro, es imparable ahora. El Sol vuelve a convertirse en un gigante rojo, esta vez con una luminosidad máxima por encima de los 3.000 L_o. Sus capas externas soplan más y más hacia afuera, más allá de la órbita de Júpiter, incluso cuando su núcleo degenerado por electrones se vuelve rápidamente más masivo y, por lo tanto, más pequeño y más denso.

Y, finalmente, llega el día en que la empresa de dos partes. Los últimos días de una estrella son extremadamente complicados, porque las capas de helio y de hidrógeno no se queman al mismo ritmo. La capa de helio más caliente y de combustión más rápida tiende a correr hacia afuera y superar a la capa de hidrógeno, y cuando eso sucede, no queda más helio para quemar, por lo que la capa de helio se apaga. Pero la estrella gigante cocina rápidamente más helio, que luego se acumula en el núcleo de la enana blanca hasta que de repente se enciende en una ignición de helio que es algo así como una versión infantil de un destello de núcleo de helio. El estallido de helio interrumpe (apaga) la combustión del hidrógeno por un corto tiempo, y así continúa. Al final, el Sol literalmente toserá hasta morir cuando múltiples encendidos de combustible y extinciones de fusión ahogadas rasguen su atmósfera.

En cuatro o cinco estallidos enormes, espaciados aproximadamente a 100.000 años de distancia, las capas externas del Sol se separarán del núcleo y desaparecerán por completo. Formarán una enorme capa en expansión alrededor del sistema solar y se moverán hacia afuera para reunirse con el gas interestelar. Aproximadamente el 45% de la masa del Sol escapará de esta manera. El 55% restante de la masa del Sol pronto se comprime en el núcleo ultradenso y candente. Para alguien que mira el Sol desde lejos, parecería que el Sol cambia rápidamente de color de rojo a blanco a medida que se levanta el velo gaseoso que lo rodea. (Por “rápidamente”, por supuesto, me refiero a un lapso de tiempo solo unas pocas veces más largo que la edad de las pirámides).

La superficie expuesta del abrasador núcleo solar estará tan caliente, al menos 170.000 K°, que emitirá más rayos X que luz visible. (Las estrellas post-gigante roja son las estrellas más calientes conocidas, excepto las estrellas de neutrones). Su luminosidad será de 4.000 L_o brillantes. El Sol se habrá convertido en una fuente de radiación de verdadera estatura galáctica, su energía iluminará el gas que se escapa a su alrededor como un enorme letrero de neón. Estas nubes se llaman nebulosa planetaria, un nombre engañoso, porque los astrónomos del siglo XVIII apenas podían verlos con los telescopios de la época y pensaban que parecían planetas. Se encuentran entre los lugares más bellos de la astronomía. La fotografía de la derecha, de la nebulosa conocida como NGC 6751, es una de mis favoritas. El punto brillante en el centro es la estrella madre post-gigante roja.

Sorprendentemente, hay una estrella justo en el punto de volar sus capas externas que se puede ver a simple vista. Esta es Mira, la “Asombrosa”, llamada así por los astrónomos árabes en la Edad Media porque Mira varía bastante erráticamente en un lapso de aproximadamente 330 días desde ser la estrella más brillante en su constelación (Cetus, la ballena) hasta la invisibilidad total. Mira es la única estrella de nombre clásico que no puedes ver la mayor parte del tiempo. Los instrumentos modernos revelan que Mira es una bolsa enormemente extendida de gas de color rojo oscuro que ni siquiera es muy esférica y que, a 2.000 K°, es también una de las estrellas más frías conocidas. Su atmósfera está experimentando ondulaciones y oscilaciones complejas a medida que la combustión nuclear debajo de ella chisporrotea y jadea. De ahí su variabilidad. En unos miserables 500.000 años o menos, Mira será una nebulosa planetaria.

En cuanto al Sol, sin sus capas externas que le suministren más hidrógeno, solo puede mantener la hermosa exhibición de su nebulosa durante unos pocos miles de años, apenas más que un chasquido de dedos para los estándares galácticos. Las últimas heces de combustible en el núcleo denso finalmente se quemarán y, por primera vez en más de doce mil millones de años, el Sol dejará de producir energía. La nebulosa se dispersará y se desvanecerá. El Sol se ha convertido en una enana blanca, un poco más grande que la Tierra, pero 200.000 veces más masiva, y durante miles de millones de años todo lo que hará es enfriarse lentamente.

Debido a su inmensa densidad, el tiempo que tardan las enanas blancas en enfriarse es tan grande que ni siquiera las más antiguas conocidas (casi 12 mil millones de años) han tenido tiempo de enfriarse muy por debajo de los 5000 K°. Estas “enanas blancas” muy antiguas podrían quizás llamarse con más precisión enanas “blancas amarillentas”, pero en cualquier caso, la Vía Láctea no contiene ninguna “enana negra”. Las diez mil millones de estrellas enanas blancas que nuestra galaxia ha producido desde el Big Bang siguen brillando, aunque sea débilmente.