La radiación llegará a incrementarse 2300 veces

Por: Juan Carlos López

El desarrollo que ha experimentado la astrofísica durante el último siglo ha sido espectacular. El ser humano siempre ha sentido una fascinación enorme por los objetos que podía observar en el cielo, tanto que sabemos con certeza que Sócrates y Platón reflexionaron sobre ellos y su naturaleza hace casi dos milenios y medio con la misma curiosidad e inquietud que han alimentado desde entonces a los muchos científicos que nos han colocado donde estamos ahora.

Aún nos queda mucho por hacer para desentrañar los misterios del cosmos, de eso no cabe la menor duda, pero una de las áreas en las que la astrofísica más ha avanzado durante las últimas décadas es la evolución estelar. Esto no significa en absoluto que conozcamos con todo detalle cómo es la vida de todas las estrellas, pero las herramientas que la física y las matemáticas han puesto en nuestras manos nos permiten conocer bastante bien los estadios por los que transcurre la vida de una estrella. Y la nuestra, la que baña con su energía nuestro preciado planeta, no es una excepción.

TODO COMIENZA CON UNA NUBE DE GAS Y POLVO

La gravedad es una fuerza inagotable. Ella es el auténtico motor del universo, y la responsable del nacimiento de las estrellas. Su origen tiene lugar a partir de las nubes de gas y polvo diseminadas por el cosmos, de manera que cuando su densidad es lo suficientemente alta la gravedad desencadena un mecanismo conocido como contracción gravitacional, que poco a poco va condensando la materia de la nube para dar lugar a una protoestrella o bebé estelar.

La vida de todas las estrellas está profundamente condicionada por su composición inicial, y, sobre todo, por su masa. Tienen aproximadamente un 70% de hidrógeno, entre un 24 y un 26% de helio, y entre un 4 y un 6% de elementos químicos más pesados que el helio. Las estrellas más masivas, las que consiguen condensar más materia gracias a la contracción gravitacional, consumen su combustible mucho más rápido que las estrellas menos masivas. Son las perfectas candidatas para poner fin a sus días bajo la forma de una estrella de neutrones o un agujero negro.

Para que comience la ignición del hidrógeno en el núcleo de la protoestrella gracias a las reacciones de fusión nuclear es preciso que su región más interna alcance una temperatura de diez millones de grados centígrados. De nuevo la responsable de que se den estas condiciones es la gravedad, que va compactando sin descanso la materia y provocando que se caliente paulatinamente hasta que, por fin, se enciende el horno nuclear. Este es el momento en el que se produce el nacimiento de la estrella, dando inicio a una fase de su vida conocida como secuencia principal.

Las estrellas nacen a partir de las nubes de gas y polvo diseminadas por el cosmos y bajo la acción incansable de la gravedad.

Durante esta etapa la estrella obtiene su energía de la fusión de los núcleos de hidrógeno, y comienza la producción de helio, que será seguido por otros elementos químicos en etapas posteriores. La composición de la estrella comienza a variar en el mismo instante en el que se enciende el horno nuclear, pero lo más sorprendente es el mecanismo que permite que la estrella se mantenga estable a partir de este momento.

La gravedad sigue comprimiendo y calentando la materia de la estrella, pero la combustión de sus elementos químicos genera una presión de radiación y de los gases capaces de mantenerla a raya. La gravedad tira de la materia de la estrella hacia dentro, hacia su núcleo, y la presión de radiación y de los gases hace lo mismo, pero en sentido contrario, hacia fuera. Estas fuerzas opuestas mantienen la estrella en equilibrio hidrostático, aunque se va reajustando constantemente a medida que va consumiendo su combustible y su composición se va alterando.

Esta imagen, tomada por el telescopio espacial Hubble, nos muestra una porción de la nebulosa de la Laguna, situada en la constelación de Sagitario.

Si la estrella tiene la masa suficiente continuará consumiendo sus reservas de helio, y producirá carbono y otros elementos químicos, que también serán paulatinamente consumidos mediante reacciones de fusión nuclear. Pero este proceso tiene fecha de caducidad. Del hierro no es posible obtener energía por medio de procesos de fusión nuclear, de manera que cuando el núcleo de la estrella evoluciona a través de la nucleosíntesis estelar hasta quedar conformado por hierro, la producción de energía se detiene.

En ese instante la presión de radiación y de los gases no es capaz de compensar el tirón de la contracción gravitacional, por lo que la estrella colapsa. La gravedad y la presión de las capas superiores comprimen súbitamente su núcleo, de manera que todo el material que hay encima de este cae sobre él con una energía enorme y rebota, saliendo despedido hacia el medio estelar. Acaba de producirse una supernova, un fenómeno que ha provocado que buena parte de la materia que ha sintetizado la estrella quede diseminada por el cosmos. Esos elementos químicos darán forma a nuevas nubes de gas y polvo a partir de las cuales quizá nazcan nuevos planetas y estrellas.

Lo que queda de la estrella masiva después de la supernova, el remanente, es otro objeto colosal. Posiblemente esa explosión terriblemente energética dejará tras de sí una estrella de neutrones, pero si la masa de ese objeto es lo suficientemente alta cabe la posibilidad de que dé lugar a una estrella de quarks. O, incluso, a un agujero negro.

El repaso superficial que acabamos de hacer puede resultarnos útil no solo para intuir cómo es la vida de una estrella masiva; también puede ayudarnos a entender cómo ha sido la vida de nuestro Sol hasta alcanzar el estadio en el que se encuentra actualmente. Y también para predecir cómo va a ser su futuro. No obstante, si queréis conocer con más detalle la evolución estelar os sugiero que echéis un vistazo al artículo en el que la abordamos con más profundidad. De igual modo, si tenéis curiosidad por saber más acerca de las estrellas de neutrones y quarks podéis consultar el artículo que enlazo aquí mismo.

NUESTRO SOL SOLO HA CONSUMIDO EL 40% DE SU COMBUSTIBLE

Las estimaciones de los científicos defienden que la estrella que nos baña con su energía tiene aproximadamente 4600 millones de años. También creen que se formó al mismo tiempo que los planetas que orbitan en torno a ella, por lo que esta es también la edad aproximada del sistema solar en el que vivimos. Para nosotros el Sol es muy especial porque sin su energía la vida en nuestro planeta no sería posible, pero, en realidad, es una estrella relativamente pequeña. Hay millones de estrellas como ella diseminadas por el cosmos.

Actualmente se encuentra en la fase de secuencia principal, por lo que, como hemos visto unos párrafos más arriba, está consumiendo hidrógeno en su núcleo y produciendo helio. Su luminosidad se va incrementando poco a poco debido a que este último elemento químico se está acumulando en su interior, y también porque los procesos de fusión nuclear se están extendiendo paulatinamente hacia las capas más externas.

Los astrofísicos estiman que el Sol ha consumido aproximadamente el 40% de su combustible, por lo que permanecerá dentro de la secuencia principal muchos millones de años más. Pero no es esto lo único que saben. Los modelos de evolución estelar más avanzados reflejan que alcanzará su máxima temperatura efectiva dentro de la fase de secuencia principal en aproximadamente 3000 millones de años.

A nuestra estrella le queda una vida de unos 7000 millones de años por delante, aunque no tendrá siempre el aspecto y el tamaño que tiene ahora.

Y dentro de 5000 millones de años según unas estimaciones, o de 6400 millones según otros estudios, su núcleo dejará de contener el hidrógeno necesario para que perduren los procesos termonucleares. En ese instante se apagará, y se transformará en un núcleo inerte en el que predominará el helio. La fusión nuclear seguirá teniendo lugar en torno al núcleo, el volumen de la estrella se incrementará significativamente y su luminosidad será el doble de la que tiene actualmente.

Afortunadamente aún queda muchísimo tiempo para que se detengan los procesos termonucleares en el núcleo del Sol, pero ese no será el instante que podría poner fin a la vida en nuestro planeta. Y es que los astrofísicos creen que bastará que la luminosidad se incremente hasta ser 1,1 veces la actual para desencadenar en la Tierra un efecto invernadero incompatible con la vida.

La luminosidad de nuestra estrella continuará incrementándose, y cuando sea 1,4 veces la actual los océanos se evaporarán, aunque no estaremos aquí para verlo. En cualquier caso, podemos estar tranquilos debido a que los modelos más avanzados estiman que la biosfera no se verá amenazada por el Sol hasta dentro de aproximadamente 3500 millones de años. Esos mismos modelos predicen que a nuestra estrella le queda una vida de unos 7000 millones de años por delante, aunque no tendrá siempre el aspecto y el tamaño que tiene ahora.

Como he mencionado unas líneas más arriba, a medida que los procesos termonucleares se detengan en el núcleo solar el volumen de la estrella se incrementará significativamente hasta que se transforme en una gigante roja. En esta fase la estrella perderá mucha masa, y, aunque los astrofísicos no están del todo seguro acerca de cómo será su vida a partir de aquí, creen que su tamaño se incrementará lo suficiente para acabar devorando el planeta Mercurio.

Un fragmento de un centímetro cúbico de una estrella de neutrones pesa aproximadamente, ni más ni menos, mil millones de toneladas.

En este momento el Sol emitirá aproximadamente 2300 veces la radiación actual. Continuará consumiendo hidrógeno en las capas que circundan el núcleo inerte de helio, y más adelante comenzará la fusión de los núcleos de helio en su corazón. Su luminosidad en ese momento será 40 veces más alta que la actual, y seguirá expandiéndose hasta alcanzar un tamaño 150 veces superior al que tiene ahora.

Los modelos con los que trabajan los astrofísicos no nos permiten conocer con precisión si la expansión de la estrella provocará que también engulla Venus y la Tierra debido a que su pérdida de masa será muy significativa. En cualquier caso, en ese momento la radiación solar ya habrá destruido por completo la atmósfera terrestre.

Su luminosidad puntual continuará incrementándose hasta ser 5000 veces la actual, y al final de sus días el colapso gravitacional expulsará al medio estelar sus capas más externas, dejando como remanente una enana blanca con un tamaño muy parecido al que tiene la Tierra y una masa que será aproximadamente la mitad de la que tiene el Sol actualmente.

Todo lo que acabamos de ver nos invita a aceptar que las estrellas son objetos con vida, y, como tales, nacen, crecen, mueren y se reproducen. En este orden. Con mucho esfuerzo, y también con un poco de suerte, el ser humano quizá consiga establecerse más allá de nuestro planeta, y cuando las condiciones en la Tierra sean incompatibles con la vida es posible que nos hayamos expandido por otras regiones del cosmos. O quizá no. En cualquier caso, si nos ceñimos a la fecha de caducidad que nos impone nuestra estrella tenemos 3500 millones de años para encontrar una solución.