LA EVOLUCIN DEL SOL DESDE SU NACIMIENTO

Las estrellas

como el Sol permanecen

en fase de protoestrella

(durante la cual su

temperatura no es

todava suficiente para

encender las reacciones

nucleares en el centro)

por algunos millones de aos, hasta que comienzan las reacciones nucleares. Luego

alcanzan la secuencia principal donde comienzan a quemar hidrgeno. Los clculos

indican que en el Sol esta fase comenz hace 4,5 mil millones de aos y durar otros 5

mil millones.

Una vez que agote el suplemento de hidrgeno, el ncleo solar

contendr slo helio. La fusin del H continuar en la capa que rodea al ncleo, el cual

va creciendo. Su propio peso provoca su contraccin, la temperatura central aumenta

y comienza la fusin del He. Los ncleos de He se combinan entre s para formar

elementos ms pesados: C, N y O, son las llamadas reacciones CNO. (H:hidrgeno,

O:Oxgeno, C:Carbono, He:Helio)

En este proceso se entrega calor a la estrella, el cual se suma al

producido por la fusin de H en He, que todava contina realizndose en las capas

exteriores. Este calor provoca la expansin de la superficie, mucho ms all que en las

estrellas normales (de secuencia principal). El Sol abandonar aqu la secuencia

principal y entra en la fase de gigante roja, durante la cual su radio aumentar hasta la

rbita de Marte y perder mucha masa. Por entonces la Tierra ya habr desaparecido

pues a medida que la estrella se expande, se enfra.

Cuando el Sol alcance el final de la fase de gigante roja habrn pasado

uno o dos millones de aos desde que dej la secuencia principal. La fusin del He

proporciona menos energa que la del H, es decir que la reserva de He se agota mucho

ms rpido que la de H. Por eso esta fase es corta respecto de toda la vida de la

estrella y se observan pocas gigantes rojas: slo 1% de las estrellas de nuestra galaxia

estn en esta etapa, es decir unos 2.500 millones de estrellas. La figura 30 muestra la

evolucin del Sol en el diagrama H-R desde su nacimiento sobre la ZAMS hasta la fase

de gigante roja.

A medida que contina la contraccin del ncleo, hacia el final de su vida como gigante

roja, su temperatura central ser mayor de 100 millones de grados y por lo tanto la

presin central ser enorme. Esta presin ser tan grande que la materia en el centro

adquirir propiedades cunticas especiales, debido a la gran concentracin de

electrones. Este tipo de materia se denomina degenerada.

La densidad actual del Sol es semejante a la del agua. La materia degenerada tiene

una densidad 100.000 veces mayor.

Qu suceder cuando siga creciendo la temperatura central? La evolucin post-

secuencia principal del Sol es mucho ms incierta que la presente y, por lo tanto, slo

se puede hacer una rpida estimacin

Evolucin del Sol en el diagrama H-R, desde su nacimiento sobre la ZAMS ra slo unos cientos de hasta la fase de

gigante roja.

de su agona luego del llamado flash de helio:

una explosin gigante en su centro. Como

resultado de este flash el ncleo se expande

rpidamente y comienza a oscilar. Este

movimiento es frenado por la envoltura que en la

gigante roja aparece muy extendida. El centro,

donde el He se transforma en C y el C en O est

rodeado por una capa de H que se quema. Luego

del flash de He la estrella se mueve sobre la

rama horizontal, zigzaguea horizontalmente a

travs del diagrama H-R, aumentando su luminosidad. Esta fase dura solo unos cientos

de millones de aos.

Lo que sigue es muy difcil de predecir. Las etapas que transitar el Sol en su agona

se describen en detalle ms adelante. Se supone que eyectar una envoltura de gas

para transformarse en nebulosa planetaria. El ncleo remanente de las estrellas est

formado principalmente por materia degenerada de electrones. En consecuencia no se

puede contraer ms y las estrellas se enfran lentamente transformndose en enanas

blancas. Se estima que el Sol se transformar en una enana blanca con lo la mitad de

su masa actual. El resto se habr perdido en forma de vientos violentos y la eyeccin

de sus capas superficiales durante la evolucin post-secuencia principal. Las estrellas

enfran rpidamente al principio y luego lentamente, durante miles de millones de

aos. Las enanas blancas dejan de brillar y se transforman en enanas negras: una

masa fra de materia degenerada. Este es el ltimo suspiro del SOL.

La teora de Isaac Newton acerca del

origen de las estrellas

Isaac Newton propuso una teora sobre el origen de las estrellas y de un cosmos

infinito bastante interesante, en una famosa carta a Bentley en 1692, comenta la primera

especulacin slida de cmo puede haberse desarrollado el universo de estrellas a partir de

una informe nube de polvo csmico:

" Creo que si la materia de nuestro sol y nuestros planetas y la materia toda del

universo fue uniformemente dispersada por todo el cielo, y toda partcula tiene una

gravedad innata hacia todo el resto...algo de ella pudo reunirse en una masa y otra porcin

en otra, y as hasta formar un nmero infinito de grandes masas dispersas a grandes

distancias unas de las otras por el espacio infinito. Y as pudieron quiz formarse el sol y

las estrellas fijas, supuesto que la materia fuera de naturaleza lcida."

Este universo es infinito, continuo, gravitacionalmente estable (ni se expande ni

se contrae), y en proporciones grandes, homogneo. Tuvo varios puntos en contra, como

que si hubiera un nmero infinito de estrellas todo el cielo estara perpetuamente iluminado,

y la temperatura misma del universo seria igual al de las estrellas.

Fuente Consultada:Notas Celestes de Carmen Nuez