¿Cómo sabemos cuánto tiempo de vida le queda al Sol?

Seguro que has leído más de una vez que a nuestra estrella le quedan unos 5.000 millones de años antes de que se quede sin combustible...

 

En algún momento de un futuro muy lejano para nosotros, el Sol morirá. Los modelos de evolución estelar nos ayudan a comprender el cosmos y nuestro propio lugar en él. En el caso de nuestra estrella, ya sabemos con cierto detalle lo que le sucederá en el futuro: al acabarse su combustible (el hidrógeno), dejará de generar calor mediante fusión nuclear y su núcleo se desestabilizará tanto que acabará contrayéndose mientras la zona exterior se expandirá a la par que empezará su enfriamiento.

Este movimiento de expansión en el que incluso la atmósfera exterior del Sol podría llegar hasta la órbita de Marte, devorará todo lo que haya a su alrededor. Finalmente, una vez se quede sin hidrógeno y sin helio, dejará tras de sí una nebulosa planetaria, y el núcleo del Sol acabará convirtiéndose en una enana blanca que tardaría billones de años en enfriarse completamente. Eso sí, para esto faltan aún unos 5 000 millones de años (y teniendo en cuenta que nuestro planeta apenas tiene 4 500 millones de años, eso significa que nos queda mucho, mucho, mucho tiempo).

Si te preguntas si la Tierra sobreviviría si no fuese alcanzada por esta marea expansiva del Sol, lo cierto es que sería imposible para nosotros sobrevivir sin el Sol tal y como lo conocemos ahora. El calor y la radiación solar hervirían los océanos y la atmósfera e incluso es probable que el propio planeta también convertido en una posible bola de lava. Para ese momento, la humanidad ya debería haber abandonado la Tierra y encontrado otro sistema solar en el que vivir.

Pero volvamos al Sol aún con vida.

 


¿Cómo hacen los científicos el cálculo de la vida del Sol?


¿De dónde viene esta cifra tan aproximada? Te preguntarás. Para calcular cuánto tiempo de vida le queda a nuestra estrella necesitamos, ante todo, conocer la masa del Sol, un dato con el que contamos fácilmente: 2 x 10^30 kg (o un 2 con 30 ceros). También necesitamos saber su luminosidad o brillo, que es 3,8 x 10^26 vatios (que es la velocidad a la que el sol emite energía).


Se puede estimar suponiendo que el Sol "morirá" cuando se quede sin energía para seguir brillando. El tiempo para que esto ocurra es aproximadamente la energía total que tiene el Sol que se puede convertir en luz, dividida por la velocidad a la que el Sol emite energía.

Una vez tenemos estos dos números, utilizaremos una de las ecuaciones más famosas de la física: E = mc2. Así, usando la famosa fórmula de Einstein para la conversión entre masa y energía tenemos que la energía disponible en el sol es: e = 0,007 x m c2 donde c es la velocidad de la luz y M es la cantidad de masa en el sol que es capaz de sufrir las reacciones nucleares anteriores.

 


Una enana amarilla de 4 750 millones de años

Sin embargo, el Sol funciona mediante fusión nuclear generando helio a través de la fusión del hidrógeno, pero no toda la superficie del Sol tiene las condiciones adecuadas para la fusión nuclear. Únicamente se produce esta circunstancia en el centro del Sol dada la enorme cantidad de energía que necesita este proceso. Por tanto, si solo el 10% de la masa Sol es el que permite las reacciones nucleares, obtenemos una cifra diferente. El cálculo nos da un valor aproximado de 10 000 millones de años para la vida del sol.


Como la masa de una estrella no cambia a medida que envejece, pero su temperatura sí y de manera bastante significativa, en base a la fusión nuclear que tiene lugar en el núcleo estelar, que se observa como cambios en el brillo, sabemos que nuestro Sol está aproximadamente en la mitad de su vida. Es una estrella de secuencia principal de tipo G que tiene alrededor de 4570 millones de años, o aproximadamente a la mitad de su ciclo de vida principal, ya que estrellas como la nuestra arden, efectivamente, durante unos 9 000 o 10 000 millones de años.

Referencia: Ask an Astronomer, Astronomy Department at Cornell University.

Gaia reveals the past and future of the Sun / ESA.int

Computing the Sun’s Luminosity and Lifetime, University of Arizona.

SOHO Instrument Consortium

Sarah Romero

Sarah Romero

Fagocito ciencia ficción en todas sus formas. Fan incondicional de Daneel Olivaw y, cuando puedo, terraformo el planeta rojo o cazo cylons. Hasta que viva en Marte puedes localizarme en Twitter: sarahromero_ y en ladymoon@gmail.com

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