¿Es cierto que las estrellas se contraen al perder masa?

Las estrellas surgen a partir de inmensas nubes de gas interestelar, que se va agrupando como consecuencia de la atracción gravitatoria entre sus partículas. Con el transcurrir del tiempo, la masa se concentra y se calienta, hasta el momento en se inicia una reacción nuclear transformando hidrógeno en helio.

 

La masa con la que nace una estrella determina su historia y, sobre todo, la duración de su vida. Llamamos estrellas masivas a todas aquellas estrellas aisladas que explotan como supernovas al final de su existencia debido al colapso gravitatorio.

Para que exploten como supernovas deben tener un mínimo de alrededor de ocho masas solares. Estrellas con menos masa pueden explotar, pero no por sí mismas, es decir,  deben darse otras condiciones. Y hay parámetros secundarios que pueden introducir cambios, pero la masa es determinante.

En cuanto al máximo, el límite está en lo que la naturaleza sea capaz de producir. Hasta hace poco se creía que este límite estaba en torno a monstruos de 150 masas solares, aunque se ha demostrado que el límite puede llegar hasta 300. No obstante, no es un dato seguro ya que, cuanto más masiva es una estrella, menos vive, con lo cual estrellas más grandes serían difíciles de observar.

La pérdida de masa estelar es un fenómeno observado en las estrellas. Todas las estrellas pierden algo de masa a lo largo de sus vidas a ritmos muy variables. Los eventos desencadenantes pueden provocar la expulsión repentina de una gran parte de la masa de la estrella. La pérdida de masa estelar también puede ocurrir cuando una estrella pierde material gradualmente hacia una compañera binaria o hacia el espacio interestelar. No olvidemos que nuestro Sol es una estrella y se comporta como tal.

El astro Rey del sistema solar ya tiene la mitad de su vida y mientras continúa envejeciendo, pierde masa, por lo que su atracción gravitacional se vuelve más débil. Como resultado, las órbitas de todos los planetas del sistema solar se expanden, de una forma no muy distinta a “la cintura de una persona madura que no realiza ninguna actividad física”.

Se ha demostrado que, conforme envejece, el Sol se comporta de acuerdo con la Teoría de la Relatividad General de Albert Einstein. ¿La clave para probar esta  teoría? El planeta Mercurio. La famosa teoría de Einstein señala que los campos gravitacionales de objetos de gran tamaño, como el Sol, deforman el continuo espacio-tiempo. Dado que Mercurio es el planeta de nuestro sistema solar que se encuentra más cerca del Sol, su órbita es la más corta.

La tasa de pérdida de masa solar está relacionada con la estabilidad de G, la constante gravitacional. Aunque G se considera un número fijo, si es realmente constante sigue siendo una pregunta fundamental en física.

El Sol está perdiendo su atracción sobre Mercurio, lo que demuestra su pérdida de masa. Se ha cifrado la pérdida anual de masa que experimenta el Sol en 179 billones de toneladas, que equivalen al 3,5% de la masa total que posee la atmósfera de la Tierra.

Durante siglos, los científicos han estudiado el movimiento de Mercurio, prestando especial atención a su perihelio, o al punto más cercano al Sol durante su órbita. Las observaciones hace mucho tiempo revelaron que el perihelio cambia con el tiempo, llamado precesión.

El Sol es una estrella mediana, clasificada como enana amarilla de tipo G, muy frecuente en nuestra galaxia. Es demasiado pequeña para convertirse en una gran supernova y estallar. En vez de eso, se desgastará poco a poco. Primero se convertirá en una gigante roja y finalmente se agotará como una débil enana blanca.

Dentro de 5 000 millones de años, el Sol habrá consumido todo el combustible de su núcleo, el hidrógeno. Entonces, comenzará a fusionar helio. Se hará cada vez más grande y se volverá rojo. Su tamaño será diez veces el que tiene hoy, y ocupará todo el cielo... y más.

Se tragará a todos los planetas del Sistema Solar interior: Mercurio, Venus, la Tierra y tal vez Marte. El resto de planetas se quemaran por el calor y la intensa radiación. La fase de gigante roja durará millones de años.

Cuando el helio también se agote, fusionará carbono por algún tiempo. Pero cuando ya no quede combustible para más fusiones nucleares, la gravedad de su núcleo hará que se encoja. Toda la masa del Sol quedará aplastada en su núcleo y se convertirá en una enana blanca.

Para entonces apenas quedará ya nada del Sistema Solar, pues la radiación habrá acabado con todo.

El Sol aún vivirá varios millones de años más como una enana blanca. Pero estará tan débil, que su gravedad no tendrá fuerza para mantener unido el Sistema Solar. La heliosfera y la heliopausa se habrán destruido. Los restos del Sistema Solar estarán expuestos no sólo a las últimas oleadas de radiación del Sol, sino a los potentes rayos interestelares.

Los átomos de lo que un día fue el Sistema Solar se esparcirán por la galaxia.

Elaboración propia

Doctor Fisión

Doctor Fision

Divulgador científico especialista en física y astrofísica, y apasionado de la ciencia en general. Autor del bestseller "El Universo Explicado" y de "La Nueva Carrera Espacial". Tiene más de 3 millones de seguidores en redes sociales.

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