La muerte del Sol

Cómo el Sol se hinchará hasta ser una gigante roja y luego se apagará como enana blanca

Paso a paso

El Sol hoy

El Sol tiene 4600 millones de años, más o menos la mitad de su vida. Cada segundo su núcleo convierte unos 600 millones de toneladas de hidrógeno en helio, y la energía que eso libera lo mantiene brillando.

En lo más profundo del núcleo, a unos 15 millones de °C, los núcleos de hidrógeno chocan y se fusionan en helio. En cada fusión desaparece un poco de masa, que se convierte en energía, como dice la E = mc² de Einstein: unos cuatro millones de toneladas cada segundo. Esa energía tarda muchos miles de años en abrirse paso hasta la superficie que vemos.

Nadie puede esperar miles de millones de años para ver envejecer una estrella, pero no hace falta. El cielo está lleno de estrellas de masa parecida a la del Sol, sorprendidas en cada etapa de la vida, desde recién nacidas hasta muertas. Los modelos informáticos de cómo funcionan las estrellas, comprobados con todas ellas, cuentan la historia que sigue.

Los tamaños, temperaturas y fechas que aparecen aquí proceden de uno de esos modelos del Sol, de Klaus-Peter Schröder y Robert Connon Smith, que lo sigue hasta que ha soltado la última de sus capas exteriores.

Cada vez más brillante

A medida que el helio se acumula en su núcleo, el Sol se vuelve poco a poco más brillante, alrededor de un 10 % cada mil millones de años. Dentro de unos mil millones de años, eso bastará para hervir los océanos de la Tierra.

El helio, la ceniza del fuego del Sol, se acumula en el núcleo. Eso lo aprieta más y lo calienta, así que el hidrógeno se fusiona más deprisa y el Sol brilla más. Cuando nació, brillaba solo alrededor de un 70 % de lo que brilla hoy.

El anillo verde es la zona habitable, donde un planeta como la Tierra podría conservar agua líquida. Al aumentar el brillo del Sol, el anillo se desplaza hacia fuera. Dentro de unos mil millones de años su borde interior pasa la Tierra: el aire se llena de vapor de agua, que atrapa más calor, y los océanos empiezan a evaporarse. En lo alto de la atmósfera, la luz del Sol rompe el agua, y su hidrógeno escapa al espacio.

Al final de esta etapa, dentro de unos 5400 millones de años, el Sol brillará casi el doble que hoy, y la zona habitable se habrá desplazado hasta la órbita de Marte.

El núcleo se agota

Dentro de unos 5400 millones de años se agota el hidrógeno del núcleo. El núcleo se encoge y se calienta, el hidrógeno sigue ardiendo en una capa a su alrededor, y las capas exteriores del Sol empiezan a hincharse.

Sin combustible en el centro, el núcleo de helio no puede sostenerse y empieza a encogerse. Al comprimirse se calienta, y ese calor enciende el hidrógeno de una fina capa a su alrededor, que arde más deprisa de lo que nunca ardió el núcleo.

La energía extra empuja hacia fuera las capas exteriores del Sol. Se enfrían al extenderse, y el Sol pasa del blanco amarillento al naranja. El círculo discontinuo muestra su tamaño de hoy.

Toda estrella llega a este punto cuando se agota el hidrógeno de su núcleo, y cuanto más pesada es, antes llega. Una estrella con el doble de masa que el Sol llega aquí en unos mil millones de años; las enanas rojas más pequeñas seguirán brillando durante billones de años, mucho más de lo que el universo lleva existiendo.

Una gigante roja

La gravedad en su superficie será unas cien mil veces más débil que hoy. Allí sube gas hirviendo en unas pocas celdas gigantes, cada una casi tan ancha como la distancia de la Tierra al Sol. En 2017 el telescopio VLT, en Chile, vio celdas así en la gigante roja π¹ Gruis.

Sujeta con tan poca fuerza, la superficie se escapa con facilidad. Un fuerte viento se lleva un tercio de la masa del Sol antes de que alcance su tamaño máximo. Con menos masa tirando de ellos, las órbitas de los planetas se ensanchan.

El destino de la Tierra

Mucho antes, la Tierra será un mundo abrasado y fundido: cuando el Sol brille mil veces más que ahora, el calor que llegue a la Tierra bastará para fundir la roca.

Un planeta cercano a una estrella gigante levanta en ella un abultamiento, igual que la Luna levanta mareas en los océanos de la Tierra. La atracción de ese abultamiento frena al planeta, que cae en espiral hacia dentro. En el modelo de Schröder y Smith esto supera al ensanchamiento de la órbita de la Tierra, y la Tierra es engullida un millón de años después que Venus.

Otros modelos, con distintas cantidades de pérdida de masa, dejan escapar a la Tierra en una órbita más amplia. Es una carrera reñida, y la respuesta depende de cómo pierden masa las gigantes, algo que aún se está midiendo.

El destello de helio

En la cima, el núcleo alcanza unos 100 millones de °C y su helio empieza a fusionarse de golpe, en un destello. Después el Sol se encoge hasta unas 11 veces su tamaño actual y quema helio durante más de cien millones de años.

El helio necesita unos 100 millones de °C para fusionarse en carbono y oxígeno. Para entonces el núcleo de helio del Sol está tan apretado que al calentarse no se expande ni se enfría, como haría un gas. Así que, en cuanto el helio empieza a fusionarse, se desboca: durante unos segundos el núcleo produce tanta energía como una galaxia entera.

Nada de eso sale al exterior. La energía se gasta en aflojar el núcleo, y en la superficie no se nota nada. Luego el núcleo quema su helio con calma y el Sol se asienta, mucho más pequeño que como gigante roja, aunque todavía unas 50 veces más brillante que hoy.

Las estrellas en esta etapa son comunes. En los gráficos de colores y brillos de las estrellas se agrupan en un cúmulo, o, en los cúmulos estelares antiguos, se alinean en una banda que los astrónomos llaman la rama horizontal.

Gigante otra vez

Cuando también se agota el helio del núcleo, el Sol vuelve a hincharse hasta ser una gigante, ahora alrededor de un núcleo de carbono y oxígeno. Cada cien mil años o así sus capas ardientes estallan en llamarada, y expulsa sus capas exteriores.

Ahora el helio arde en una capa alrededor del núcleo de carbono y oxígeno, y el hidrógeno en otra capa por fuera. Las dos se turnan: la capa de hidrógeno acumula helio hasta que la capa de helio estalla, un pulso térmico, y luego todo se calma de nuevo.

Esta vez el Sol crece hasta unas 180 veces su tamaño actual, menos que como gigante roja, así que Marte y los planetas más allá se salvan. Pierde casi una quinta parte de la masa que le queda, en un viento lento de gas y polvo.

Las gigantes moribundas como esta están envueltas en capas de gas y polvo. Alrededor de la gigante roja R Sculptoris, el telescopio ALMA ha visto una capa expulsada en uno de estos pulsos. Gran parte del polvo de nuestra galaxia se formó en vientos como estos.

Una nube luminosa

Las nebulosas planetarias no tienen nada que ver con los planetas: en los primeros telescopios se veían redondas, como planetas. Se conocen miles en nuestra galaxia, y cada una es el último aliento de una estrella como el Sol.

El núcleo desnudo brilla sobre todo en luz ultravioleta, que arranca electrones a los átomos del gas. Cuando los átomos vuelven a atrapar electrones, cada elemento brilla con sus propios colores: el oxígeno, verde azulado, cerca del núcleo caliente; el hidrógeno y el nitrógeno, rojos, más lejos. Los colores de aquí siguen ese patrón, como las nebulosas reales.

Durante mucho tiempo los astrónomos pensaron que una estrella tan ligera como el Sol no podía formar una nebulosa visible: su núcleo se calentaría demasiado despacio y el gas se dispersaría antes de iluminarse. Modelos más recientes, publicados en 2018, muestran que se calienta lo bastante rápido. La nebulosa del Sol será tenue, pero lo bastante brillante como para verse desde otras galaxias.

El gas sale despedido a decenas de kilómetros por segundo. Tras unos 10 000 años se ha dispersado demasiado para brillar, y se pierde en la galaxia, donde quizá algún día forme parte de nuevas estrellas y planetas.

Una enana blanca

Una enana blanca es tan densa que una cucharadita de ella pesaría más o menos lo que un coche. Lo único que la sostiene son sus electrones: apretados tanto como permite la naturaleza, se resisten a que los compriman más.

Hay un límite a lo que pueden sostener los electrones. Ninguna enana blanca puede pesar más de unos 1,4 soles: por encima de eso, incluso ellos ceden, y la estrella se hunde aún más.

Sirio B, la compañera de la estrella más brillante del cielo nocturno, es una enana blanca como esta, con una masa parecida a la del Sol y más pequeña que la Tierra.

Apagándose poco a poco

Los planetas que sobreviven giran alrededor de la enana blanca en órbitas casi el doble de anchas que las de hoy. A lo largo de miles de millones de años se enfría y se apaga. Ninguna enana blanca del universo ha tenido tiempo aún de quedarse a oscuras.

Una enana blanca solo brilla con el calor que le queda. Al principio se enfría deprisa, y luego cada vez más despacio. Las enanas blancas más viejas que se conocen llevan unos diez mil millones de años enfriándose y todavía brillan débilmente. Enfriarse hasta ser una enana negra, fría y oscura, llevaría mucho más tiempo del que el universo lleva existiendo.

Sobre muchas enanas blancas cae polvo rocoso, los restos de sus asteroides y planetas. Algunas todavía tienen planetas: en 2020 se descubrió un planeta del tamaño de Júpiter girando alrededor de la enana blanca WD 1856+534.