A unos 10.000 años luz de distancia, en la constelación Centaurus, hay una nebulosa planetaria llamada NGC 5307. A nebulosa planetaria es el remanente de una estrella como nuestro Sol, cuando ha alcanzado lo que se puede describir como el final de su vida.
Esta imagen del Hubble de NGC 5307 no solo te hace preguntarte sobre el pasado de la estrella, sino que también te hace reflexionar sobre el futuro de nuestro propio Sol.
El proceso de envejecimiento de una estrella y llegar al final de su vida es una historia larga y lenta, salpicada de episodios de cambio rápido. Al igual que NGC 5307, nuestro Sol eventualmente se convertirá en un gigante rojo, arrojando sus capas externas de gas.
Algunos miles de millones de años en el futuro, se convertirá en un enano blanco, iluminando las capas de gas que arroja como una nebulosa planetaria.
En este momento, nuestro Sol está en el Secuencia principal. Está fusionando hidrógeno en helio dentro de su núcleo. Como resultado de esa fusión, se libera una enorme cantidad de energía, calentando la Tierra y manteniendo la vida aquí. (En realidad, no es la fusión en sí la que produce la mayor parte del calor; es la cadena protón-protón.)
Pero una estrella es un acto de equilibrio entre la presión externa de la fusión y la presión interna de su propia gravedad. Ese equilibrio se llama equilibrio hidrostático, y no puede durar para siempre.
Año tras año, siglo tras siglo, eón tras eón, el Sol sigue fusionando hidrógeno en helio, liberando calor y perdiendo masa. Aunque una estrella como nuestro Sol puede parecer estable e inmutable, nada en la naturaleza es inmutable.
El Sol fusiona alrededor de 600 millones de toneladas de hidrógeno en helio cada segundo, perdiendo masa al hacerlo. Pierde masa al convertir la materia en energía, como explica Einstein E = mc².
Esa es una cantidad significativa. De hecho, en sus aproximadamente 4.500 millones de años de vida hasta el momento, el Sol ha perdido una cantidad de masa similar a la masa de Júpiter.
Finalmente, el acto de equilibrio cambiará para siempre, porque el Sol perderá suficiente masa como para que la fuerza interna de su gravedad no sea suficiente para contener la fuerza externa de su fusión. La estrella se expandirá en un gigante rojo.
Los astrónomos calculan que cuando nuestro Sol se convierta en un gigante rojo, en aproximadamente 5 mil millones de años, se expandirá lo suficiente como para engullir a Mercurio, Venus y probablemente la Tierra.
Antes de eso, el Sol se volverá aproximadamente el doble de luminoso que ahora. En ese punto, la Tierra recibirá aproximadamente tanta energía del Sol como Venus ahora. No es un buen pronóstico para la vida.
Después de su fase gigante roja, el Sol se convertirá en un subgigante. Duplicará su tamaño en el transcurso de medio billón de años. Luego viene otra fase de medio billón de años donde se duplica su tamaño nuevamente y también se vuelve hasta dos mil veces más brillante.
En este punto, el Sol ahora es un objeto enorme, brillante y amenazante que se ha vuelto rojo y ha consumido los planetas internos del Sistema Solar.
En este punto, el Sol estará en la rama gigante roja. Tendrá un núcleo de helio rodeado por una capa de hidrógeno. Después de miles de millones de años de vida activa, al Sol le quedarán solo unos 100 millones de años de vida activa. Pero hay mucha actividad comprimida en esos 100 millones de años.
Primero está el flash de helio, donde el Sol quemará el 40 por ciento de su masa. Lo hará al convertir aproximadamente el 6% del helio en su núcleo en carbono. Eso tomará solo unos minutos, una sorprendente yuxtaposición contra los miles de millones de años en la vida del Sol.
La evolución del sol. (Por Szczureq /CC BY-SA 4.0)
Después de perder toda esa masa, se reducirá a aproximadamente 10 veces su tamaño actual, y aproximadamente 50 veces su luminosidad. En ese punto, el Sol está en la rama horizontal, y continuará quemando el helio en su núcleo durante los próximos cien millones de años, volviéndose un poco más grande y más luminoso.
Pero ahora el Sol se está quedando sin combustible. El helio en su núcleo se está agotando aún más y está perdiendo más masa. Nada puede evitar que esto suceda, y el Sol se expandirá nuevamente, como lo hizo cuando entró por primera vez en la fase gigante roja.
Pero esta expansión será mucho más rápida.
Las cosas se están acelerando para el Sol, y se está volviendo cada vez más inestable. Nuestro Sol, una vez implacable, está entrando en sus etapas finales. Ahora está en el rama gigante asintótica fase, y pasará unos 20 millones de años en la primera parte de esa fase.
Tiene un núcleo principalmente inerte de oxígeno y carbono, una capa donde el helio se está fusionando en más carbono, y otra capa donde el hidrógeno se está fusionando en helio. Están pasando muchas cosas.
Se convulsionará en una serie de pulsos térmicos y pérdida de masa. Cada uno de estos pulsos dura solo unos cien años y en cada uno el Sol se expandirá y se volverá más luminoso. Cada pulso será más fuerte que el anterior, y este período dura aproximadamente 100,000 años.
Los cálculos muestran que nuestro Sol probablemente experimentará cuatro de estos pulsos cerca del final de su vida.
Después de ser sacudido por estos pulsos, el Sol se calmará. El Sol, para todos los efectos, está muerto. O al menos en coma.
Los pulsos han perdido sus capas externas, y ahora es una enana blanca. Esta enana blanca solo contendrá aproximadamente el 50 por ciento de la masa original del Sol.
Nebulosas planetarias. (NASA / ESA / C.R. O'Dell / D. Thompson / Hubble Heritage Team / STScI / AURA)
El Sol está muerto porque ya no hay fusión. Como una enana blanca, emite solo energía almacenada. Se compone de densamente embalado materia degenerada de electrones, y ninguna fusión puede tener lugar.
Pero sigue brillando, y la energía que emite golpea las capas de gas que arroja durante sus pulsos térmicos, ionizando el gas e iluminándolo. Nuestro Sol será entonces una nebulosa planetaria. Y eso nos lleva de vuelta a NGC 5307.
NGC 5307 es un vistazo al final de la vida del Sol. Al igual que NGC 5307, nuestro Sol un día, dentro de miles de millones de años, será solo un remanente de su antigua gloria como una bola de plasma que da vida.
A pesar del nombre de la nebulosa planetaria, no habrá planetas cerca. Los habrá destruido durante sus expansiones. Solo habrá gas.
NGC 5307, una nebulosa planetaria con enana blanca en el centro. (NASA / ESA / Hubble)
Pero incluso el gas finalmente se habrá ido. Se alejará de la estrella y se enfriará. Después de aproximadamente 10,000 años como nebulosa planetaria, el antiguo Sol persistirá como una enana blanca débil durante billones de años.
Después de eso, según la teoría, el Sol se convertirá en un enana negra. Se habrá enfriado por completo y no emitirá energía. Esto es teórico porque no se han observado enanas negras. De hecho, una estrella tarda más en evolucionar a este hipotético estado de enana negra que la edad del Universo hasta ahora.
El gas expulsado de la nebulosa planetaria todavía tiene un papel que desempeñar. A lo largo del caos de las últimas etapas de evolución del Sol, produjo elementos más pesados que el hidrógeno y el helio a través de nucleosíntesis estelar.
Estos elementos, llamados rieles en astronomía, será enviado al espacio y llevado a otro proceso de formación estelar. Enriquecerán la próxima estrella que nazca, y los próximos planetas que podrían formarse alrededor de esta futura estrella.
El nombre de nebulosa planetaria es un nombre inapropiado de los primeros días en astronomía. No están relacionados con los planetas de ninguna manera. Pero algunos de los primeros observadores de estos restos estelares, con los telescopios disponibles en ese momento, vieron las formas redondeadas y asumieron que eran planetas.
Ahora sabemos que eso no es cierto. Ahora los reconocemos por lo que son. Cada una de estas nebulosas es como una instantánea que resume los miles de millones de años necesarios para alcanzar este estado. Y aunque nunca será observado por los ojos humanos (probablemente) este es el destino final de nuestro Sol.
Nota para los lectores:
Hay una enorme cantidad de detalles en la vida y eventual muerte de una estrella. Cuando decimos algo como "fusionar hidrógeno en helio libera calor" hay mucho más y mucho más de lo que cabe en un artículo.
Si quieres saber más sobre las estrellas, te recomiendo La vida y muerte de las estrellas (2013) por Kenneth R. Lang. Lang es profesor de astronomía en la Universidad de Tufts y hace un excelente trabajo al explicar todo lo estelar.
Este artículo fue publicado originalmente por Universo hoy. Leer el artículo original.