Una llamarada solar de nuestro Sol, que expulsa la materia de nuestra estrella madre hacia el Sol… En términos de «pérdida de masa» por fusión nuclear, que ha reducido la masa del Sol en un total de 0,03% de su valor inicial: una pérdida equivalente a la masa de Saturno. E = mc^2, cuando lo piensas, muestra cuán enérgico es esto, ya que la masa de Saturno multiplicada por la velocidad de la luz (una gran constante) al cuadrado conduce a una tremenda cantidad de energía producida. Nuestro Sol tiene alrededor de otros 5-7 mil millones de años de fusión de hidrógeno en helio, pero hay mucho más por venir después de eso.
El Observatorio de Dinámica Solar de la NASA / GSFC
Una de las reglas más profundas en todo el Universo es que nada dura para siempre. Con fuerzas gravitacionales, electromagnéticas y nucleares actuando sobre la materia, prácticamente todo lo que observamos que existe hoy enfrentará cambios en el futuro. Incluso las estrellas, las colecciones más enormes que transforman el combustible nuclear en el cosmos, algún día se quemarán, incluido nuestro Sol.
Pero esto no significa que la muerte estelar, cuando las estrellas se quedan sin combustible nuclear, sea en realidad el final de una estrella como nuestro Sol. Por el contrario, hay una serie de cosas fascinantes en el almacén para todas las estrellas una vez que han muerto esa primera, la muerte más obvia. Aunque es cierto que el combustible de nuestro Sol es finito y esperamos que sufra una muerte estelar «típica», esta muerte no es el final. Ni para nuestro Sol, ni para ninguna estrella parecida al Sol. Esto es lo que viene a continuación.
El (moderno) sistema de clasificación espectral Morgan–Keenan, con el rango de temperatura de cada estrella… clase mostrada arriba, en kelvin. Nuestro Sol es una estrella de clase G, que produce luz con una temperatura efectiva de alrededor de 5800 K, a la que los humanos están bien adaptados durante el día. Las estrellas más masivas son más brillantes, más calientes y más azules, pero solo se necesita un 8% de la masa del Sol para comenzar a fusionar hidrógeno en helio, algo que las enanas rojas de clase M pueden hacer igual de bien, siempre que alcancen temperaturas críticas en el núcleo superiores a los 4 millones de K.
Usuario de Wikimedia Commons LucasVB, adiciones de E. Siegel
Para ser considerado una estrella verdadera, y no una estrella fallida (como una enana marrón) o algún cadáver (como una enana blanca o una estrella de neutrones), tienes que ser capaz de fusionar hidrógeno en helio. Cuando una nube de gas colapsa para formar potencialmente una nueva estrella, tiene una gran cantidad de energía potencial gravitacional en su estado difuso, que se convierte en energía cinética (térmica) cuando colapsa. Este colapso calienta la materia, y si se pone lo suficientemente caliente y denso, comenzará la fusión nuclear.
Después de muchas generaciones de estrellas de estudio, incluyendo dónde se forman y dónde no, ahora sabemos que tienen que alcanzar una temperatura interna de aproximadamente 4 millones de K para comenzar a fusionar hidrógeno en helio, y eso requiere al menos ~8% de la masa de nuestro Sol, o aproximadamente 70 veces la masa de Júpiter. Ser al menos tan masivo es el requisito mínimo para convertirse en una estrella.
Este corte muestra las diversas regiones de la superficie y en el interior del Sol, incluyendo el… núcleo, que es donde se produce la fusión nuclear. A medida que pasa el tiempo, la región que contiene helio en el núcleo se expande y la temperatura máxima aumenta, lo que hace que la producción de energía del Sol aumente. Cuando nuestro Sol se quede sin combustible de hidrógeno en el núcleo, se contraerá y calentará a un grado suficiente para que pueda comenzar la fusión de helio.
El usuario de Wikimedia Commons Kelvinsong
Una vez que se cruza el umbral de masa/temperatura, la estrella comienza a fusionar hidrógeno en helio, y se encontrará con uno de tres destinos diferentes. Estos destinos se determinan únicamente por la masa de la estrella, que a su vez determina la temperatura máxima que se alcanzará en el núcleo. Todas las estrellas comienzan a fusionar hidrógeno en helio, pero lo que viene después depende de la temperatura. En particular:
- Si su estrella es demasiado baja en masa, solo fusionará hidrógeno en helio y nunca se calentará lo suficiente para fusionar helio en carbono. Una composición puramente de helio es el destino de todas las estrellas de clase M (enanas rojas), por debajo de aproximadamente el 40% de la masa del Sol. Esto describe la mayoría de las estrellas en el Universo (por número).
- Si su estrella es como el Sol, se contraerá a temperaturas más altas cuando el núcleo se quede sin hidrógeno, comenzando la fusión de helio (en carbono) cuando la estrella se hinche en una gigante roja. Terminará compuesto de carbono y oxígeno, con las capas más ligeras (externas) de hidrógeno y helio desprendidas. Esto ocurre para todas las estrellas entre el 40% y el 800% de la masa del Sol.
- Si su estrella tiene más de 8 veces la masa del Sol, no solo fusionará hidrógeno en helio y helio en carbono, sino que iniciará la fusión de carbono más adelante, lo que llevará a la fusión de oxígeno, fusión de silicio y, finalmente, una muerte espectacular por supernova.
Cuando las estrellas más masivas mueren, sus capas externas, enriquecidas con elementos pesados del resultado de… la fusión nuclear y la captura de neutrones se trasladan al medio interestelar, donde pueden ayudar a las futuras generaciones de estrellas proporcionándoles los ingredientes básicos para planetas rocosos y, potencialmente, vida. Nuestro Sol tendría que ser ocho veces más masivo para tener una oportunidad de este destino, que está fuera del ámbito de la posibilidad razonable.
NASA, ESA, J. Hester, A. Loll (ASU)
Estos son los destinos más convencionales de las estrellas, y de lejos los tres más comunes. Las estrellas que son lo suficientemente masivas como para convertirse en supernova son raras: solo alrededor de 0.1-0.el 2% de todas las estrellas son tan masivas, y dejarán restos de estrellas de neutrones o agujeros negros.
Las estrellas de menor masa son las estrellas más comunes del Universo, conformando entre el 75 y el 80% de todas las estrellas, y también son las de mayor vida. Con vidas que van de quizás 150 mil millones a más de 100 billones de años, ni uno solo se ha quedado sin combustible en nuestro Universo de 13,8 mil millones de años. Cuando lo hagan, formarán estrellas enanas blancas hechas completamente de helio.
Pero las estrellas similares al Sol, que comprenden aproximadamente una cuarta parte de todas las estrellas, experimentan un ciclo de muerte fascinante cuando se quedan sin helio en su núcleo. Se transforman en un dúo de nebulosa planetaria/enana blanca en un proceso de muerte espectacular, pero lento.
El anillo azul verdoso de la nebulosa planetaria NGC 6369 marca la ubicación donde se encuentra la luz ultravioleta energética… ha despojado a los electrones de los átomos de oxígeno en el gas. Nuestro Sol, al ser una sola estrella que gira en el extremo lento de las estrellas, es muy probable que termine pareciéndose a esta nebulosa después de quizás otros 7 mil millones de años.
NASA y el Equipo del Patrimonio del Hubble (STScI/AURA)
Durante la fase de la gigante roja, Mercurio y Venus ciertamente serán engullidos por el Sol, mientras que la Tierra puede o no, dependiendo de ciertos procesos que aún no se han resuelto completamente. Los mundos helados más allá de Neptuno probablemente se derretirán y sublimarán, y es poco probable que sobrevivan a la muerte de nuestra estrella.
Una vez que las capas exteriores del Sol sean devueltas al medio interestelar, todo lo que quedará serán unos pocos cadáveres carbonizados de mundos orbitando el remanente de enanas blancas de nuestro Sol. El núcleo, compuesto en gran parte de carbono y oxígeno, totalizará alrededor del 50% de la masa de nuestro Sol actual, pero solo tendrá aproximadamente el tamaño físico de la Tierra.
Cuando las estrellas similares al Sol de menor masa se quedan sin combustible, se desprenden de sus capas externas en un planetario… nebulosa, pero el centro se contrae para formar una enana blanca, que tarda mucho tiempo en desvanecerse en la oscuridad. La nebulosa planetaria que generará nuestro Sol debería desaparecer por completo, quedando solo la enana blanca y nuestros planetas remanentes, después de aproximadamente 9,5 mil millones de años. En ocasiones, los objetos serán desgarrados por las mareas, agregando anillos polvorientos a lo que queda de nuestro Sistema Solar, pero serán transitorios.
Mark Ajos / Universidad de Warwick
Esta estrella enana blanca permanecerá caliente durante un tiempo extremadamente largo. El calor es una cantidad de energía que queda atrapada dentro de cualquier objeto, pero solo puede ser irradiada a través de su superficie. Imagine tomar la mitad de la energía en una estrella como nuestro Sol, y luego comprimir esa energía en un volumen aún más pequeño. ¿Qué pasará?
Se calentará. Si toma gas en un cilindro y lo comprime rápidamente, se calienta: así es como funciona un pistón en su motor de combustión. Las estrellas gigantes rojas que dan lugar a enanas blancas son en realidad mucho más frías que la enana misma. Durante la fase de contracción, las temperaturas aumentan de tan solo 3,000 K (para una gigante roja) a hasta aproximadamente 20,000 K (para una enana blanca). Este tipo de calentamiento se debe a la compresión adiabática, y explica por qué estas estrellas enanas son tan calientes.
Cuando nuestro Sol se queda sin combustible, se convertirá en una gigante roja, seguido por una nebulosa planetaria con una… enana blanca en el centro. La nebulosa Ojo de Gato es un ejemplo visualmente espectacular de este destino potencial, con la forma intrincada, estratificada y asimétrica de esta en particular que sugiere una compañera binaria. En el centro, una joven enana blanca se calienta a medida que se contrae, alcanzando temperaturas de decenas de miles de Kelvin más altas que la gigante roja que la engendró.
NASA, ESA, HEIC y el Equipo del Patrimonio del Hubble (STScI / AURA); Reconocimiento: R. Corradi (Grupo de Telescopios Isaac Newton, España) y Z. Tsvetanov (NASA)
Pero ahora, tiene que enfriarse, y solo puede irradiar a través de su pequeña superficie del tamaño de la Tierra. Si se va a formar una enana blanca ahora mismo, en 20.000 K, y darle 13.8 mil millones de años para que se enfríe (la edad actual del Universo), se iba a enfriar a la friolera de 40 K: a 19,960 K.
Tenemos un larguísimo tiempo de espera si queremos que nuestro Sol se enfríe hasta el punto donde se convierte en invisible. Sin embargo, una vez que nuestro Sol se haya quedado sin combustible, el Universo felizmente proporcionará amplias cantidades de tiempo. Claro, todas las galaxias en el Grupo Local se fusionarán; todas las galaxias más allá se acelerarán debido a la energía oscura; la formación de estrellas se ralentizará hasta un goteo y las enanas rojas de menor masa arderán a través de su combustible. Aún así, nuestra enana blanca seguirá enfriándose.
Una comparación precisa de tamaño / color de una enana blanca (L), Tierra que refleja la luz de nuestro Sol (centro),… y una enana negra (R). Cuando las enanas blancas finalmente irradien lo último de su energía, eventualmente se convertirán en enanas negras. La presión de degeneración entre los electrones dentro de la enana blanca/negra, sin embargo, siempre será lo suficientemente grande, siempre y cuando no acumule demasiada masa, para evitar que colapse aún más. Este es el destino de nuestro Sol después de un estimado de 10^15 años.
BBC / GCSE (L) / SunflowerCosmos (R)
Por fin, después de que hayan pasado entre 100 billones y 1 cuatrillón de años (1014 a 1015 años), la enana blanca en la que se convertirá nuestro Sol desaparecerá de la parte visible del espectro y se enfriará a solo unos pocos grados por encima del cero absoluto. Ahora conocida como una enana negra, esta bola de carbono y oxígeno en el espacio simplemente atravesará lo que sea que se convierta en nuestra galaxia, junto con más de un billón de estrellas y cadáveres estelares sobrantes de nuestro Grupo Local.
Pero ese no es realmente el final para nuestro Sol, tampoco. Hay tres destinos posibles que lo esperan, dependiendo de la suerte (o mala suerte) que tengamos.
Cuando se produce un gran número de interacciones gravitacionales entre sistemas estelares, una estrella puede recibir a… patada lo suficientemente grande como para ser expulsada de cualquier estructura de la que forme parte. Observamos estrellas fugaces en la Vía Láctea incluso hoy en día; una vez que se han ido, nunca regresarán. Se estima que esto ocurrirá para nuestro Sol en algún momento entre 10^17 y 10^19 años a partir de ahora, dependiendo de la densidad de cadáveres estelares en lo que se convierta nuestro Grupo Local.
J. Walsh y Z. Levay, ESA/NASA
1.) Completamente desafortunado. Aproximadamente la mitad de todos los cadáveres estelares de la galaxia, en la mayoría de las galaxias, se originan como sistemas de estrellas singletes, muy parecidos a nuestro propio Sol. Si bien los sistemas multiestrelares son comunes, con aproximadamente el 50% de todas las estrellas conocidas que se encuentran en sistemas binarios o trinarios (o incluso más ricos), nuestro Sol es la única estrella en nuestro propio Sistema Solar.
Esto es muy importante para el futuro, porque hace que sea extraordinariamente improbable que nuestro Sol se fusione con un compañero, o se trague a un compañero o sea tragado por otro compañero. Estaríamos desafiando las probabilidades si nos fusionáramos con otra estrella o cadáver estelar. Suponiendo que no tengamos suerte, todo lo que el cadáver de nuestro Sol verá en el futuro son innumerables interacciones gravitacionales con las otras masas, que deberían culminar en que lo que queda de nuestro Sistema Solar sea expulsado de la galaxia después de aproximadamente 1017 a 1019 años.
Dos formas diferentes de crear una supernova de tipo Ia: el escenario de acreción (L) y el escenario de fusión… R). Sin un compañero binario, nuestro Sol nunca podría convertirse en supernova acumulando materia, pero podríamos fusionarnos con otra enana blanca en la galaxia, lo que podría llevarnos a revitalizarnos en una explosión de supernova de Tipo Ia después de todo.
NASA / CXC / M. Weiss
2. La suerte de revitalizarse. Se podría pensar, por una buena razón, que una vez que la enana blanca que se convierte en nuestro Sol se enfríe, no hay posibilidad de que vuelva a brillar. Pero hay muchas maneras de que nuestro Sol tenga una nueva oportunidad de vida y emita su propia y poderosa radiación una vez más. Para hacerlo, todo lo que necesita es una nueva fuente de materia. Si, incluso en un futuro lejano, nuestro Sol:
- se fusiona con una estrella enana roja o una enana marrón,
- acumula gas de hidrógeno de una nube molecular o planeta gaseoso,
- o se encuentra con otro cadáver estelar,
puede encender la fusión nuclear una vez más. El primer escenario resultará en al menos muchos millones de años de combustión de hidrógeno; el segundo conducirá a una explosión de fusión conocida como una nova; el último conducirá a una explosión de supernova fugitiva, destruyendo ambos cadáveres estelares. Si experimentamos un evento como este antes de ser expulsados, nuestra suerte cósmica estará en exhibición para que todos los que permanezcan en nuestra galaxia lo presencien.
La nova de la estrella GK Persei, mostrada aquí en rayos X (azul), radio (rosa) y óptica (amarillo)… compuesto, es un gran ejemplo de lo que podemos ver usando los mejores telescopios de nuestra generación actual. Cuando una enana blanca acumula suficiente materia, la fusión nuclear puede alcanzar su superficie, creando una llamarada brillante temporal conocida como nova. Si el cadáver de nuestro Sol choca con una nube de gas o un grupo de hidrógeno (como un planeta gigante de gas rojo), podría convertirse en nova incluso después de convertirse en una enana negra.
Rayos X: NASA / CXC / RIKEN / D. Takei et al; Óptica: NASA / STScI; Radio: NRAO/VLA
3. Súper afortunado, donde nos devorará un agujero negro. En las afueras de nuestra galaxia, a unos 25.000 años luz del agujero negro supermasivo que ocupa nuestro centro galáctico, solo existen pequeños agujeros negros formados por estrellas individuales. Tienen el área de sección transversal más pequeña de cualquier objeto masivo en el Universo. En cuanto a objetivos galácticos, estos agujeros negros de masa estelar son algunos de los objetos más difíciles de golpear.
Pero de vez en cuando, son golpeados. Los pequeños agujeros negros, cuando se encuentran con la materia, la aceleran y la canalizan en un flujo de acreción, donde una fracción de la materia se devora y se agrega a la masa del agujero negro, pero la mayor parte se expulsa en forma de chorros y otros desechos. Estos agujeros negros activos de baja masa se conocen como microcuásares cuando estallan, y son fenómenos muy reales.
Aunque es muy poco probable que nos suceda a nosotros, alguien tiene que ganar la lotería cósmica, y aquellos que lo hagan se convertirán en comida de agujero negro para su acto final.
Cuando una estrella o cadáver estelar pasa demasiado cerca de un agujero negro, las fuerzas de marea de esto… la masa concentrada es capaz de destruir por completo el objeto desgarrándolo. Aunque una pequeña fracción de la materia será devorada por el agujero negro, la mayor parte simplemente se acelerará y será expulsada al espacio.
Ilustración: NASA/CXC / M. Weiss; Rayos X (arriba): NASA/CXC/MPE/S. Komossa et al. L); Óptica: ESO/MPE/S. Komossa (R)
Casi todos los objetos del Universo tienen un gran conjunto de posibilidades en cuanto a lo que le va a pasar en un futuro lejano, y es increíblemente difícil determinar el destino de un solo objeto dado el entorno caótico de nuestro rincón del cosmos. Pero al conocer la física detrás de los objetos que tenemos, y comprender cuáles son las probabilidades y escalas de tiempo para cada tipo de objeto, podemos estimar mejor cuál debería ser el destino de cualquiera.
Para nuestro Sol, vamos a convertirnos en una enana blanca después de menos de otros 10 mil millones de años, nos desvaneceremos en una enana negra después de ~1014-1015 años, y seremos expulsados de la galaxia después de 1017-1019 años. Al menos, ese es el camino más probable. Pero las fusiones, la acumulación de gas, las colisiones, o incluso ser devorado son todas posibilidades también, y le sucederán a alguien, incluso si probablemente no somos nosotros. Puede que nuestro futuro aún no esté escrito, pero sería inteligente apostar por uno brillante durante billones de años.