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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
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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
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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