El Sol

Hace 4.550.000.000 de años una nebulosa comenzó a comprimirse a causa de fuerzas magnéticas y gravedad. Duró 50.000.000 de años. Cuando el centro estuvo suficientemente caliente por la energía producida por el gas, paró de contraerse y comenzó la fusión nuclear del  hidrógeno. Durará otros 4.500.000.000 de años. Al gastarse el hidrógeno comenzará a inflarse hasta el tamaño de la órbita terrestre formándose una gigante roja con fusiones nucleares del helio, que durará otros 500.000.000 de años. Después se encogerá hasta el tamaño de la tierra formándose una enana blanca y se enfriará.
Se compone de hidrógeno 71 %, helio 27 %, y 2 % de elementos pesados. Gira sobre su eje una vez cada 27 días en el ecuador y una vez cada 31 días en los polos.
Con una temperatura en el núcleo 16.000.000 K y una densidad de 150 veces la del agua, los átomos de hidrógeno reaccionan entre sí produciendo fusión nuclear con una potencia de 100.000.000.000 de bombas de hidrógeno de un megatón por segundo. Esta energía sube a la superficie por radiación, pero llega a la fotosfera (parte visible del sol) por turbulencia de gases.
La superficie solar expulsa chorros de materia a una altura de 4.000 km en 10 minutos. Estas erupciones producen intensos rayos X y partículas energéticas que a veces llegan a la tierra alterando las ondas de radio y produciendo auroras boreales.
Las manchas solares son áreas más frías de la fotosfera y en general se dan en parejas con campos magnéticos opuestos. Varían de más a menos y de menos a más en ciclos de 11 años.
La atmósfera solar, llamada corona, está compuesta de varias capas de gases (electrones y átomos ionizados) con una temperatura de 2.200.000.000º C, muy superior a la temperatura de la fotosfera.
El viento solar es la materia que fluye por el campo magnético expulsado por el gas de la corona y puede ser detectado por el campo magnético terrestre.

Los astrónomos han podido comprobar que no siempre el resultado final de este proceso es la formación de un solo núcleo de materia que da origen a una protoestrella, sino que es más frecuente que se formen dos, tres o más núcleos, dando lugar a sistemas estelares dobles (con dos protoestrellas), triples (con tres) o, en general, múltiples (más de tres). Estas protoestrellas permanecerán unidas gravitacionalmente entre sí. Así, se sabe que el 80% de todas las estrellas en nuestra galaxia son sistemas de estrellas dobles y múltiples.
Representación del sistema estelar múltiple HD 988000 captado por el Spitzer. Este sistema estelar, de unos 10 Ma de edad y situado a 150 años luz de la Tierra, en dirección a la constelación de Hydra, está conformado por dos parejas de soles diferenciadas que giran mutuamente alrededor de un centro de gravedad común. El espectrómetro infrarrojo del telescopio ha desvelado que la pareja llamada HD 98800B cuenta con dos anillos de materia a su alrededor, el más exterior a 6 ua (unidades astronómicas) del centro del sistema (una distancia equivalente a la de Júpiter con respecto al Sol), y parece compuesto por pequeños cuerpos asteroidales o cometarios… Por su parte, el anillo interno se sitúa entre las 1.5 y 2 ua (equivalente al área ocupada por Marte y el cinturón de asteroides) y todo indica que está compuesto por partículas muy finas. Imagen con crédito de la NASA (NASA/JPL-Caltech/UCLA).
No obstante, en este relato se va a tratar lo que acontece en un sistema sencillo, con una sola protoestrella.
Al irse concentrando la materia en torno al protosol, este se vuelve opaco a la radiación y su temperatura y presión se van elevando debido a que la energía de origen gravitacional se va convirtiendo en energía calorífica. Esta conversión de energía es posible y se realiza de acuerdo con una ley fundamental de la física: la ley de la conservación de la energía, también conocida como primera ley de la termodinámica. Un ejemplo cotidiano que nos podría convencer de cómo es posible que la energía gravitacional se pueda convertir en energía calorífica es el siguiente: imaginemos que retiramos del nivel del suelo una piedra elevándola a la altura de una casa de dos pisos, la atamos con una soga y la dejamos caer (para que actúe la fuerza de la gravedad sobre ella), pero nunca soltamos del todo la soga y la hacemos deslizar entre nuestras manos. El resultado será que nos quemaremos y que instintivamente soltaremos la soga por el dolor que produce el calor generado por la fricción entre la soga y la mano.
De manera análoga, pero en mayor escala, al ‘caer’ la masa dispersa de la nebulosa estelar sobre un núcleo inicial se va obteniendo cada vez más energía calorífica a partir de la energía de origen gravitacional y, con ello, éste comienza a calentarse cada vez más y a radiar energía desde su superficie, como lo haría cualquier cuerpo caliente.
La temperatura aumenta hasta que la presión de la protoestrella compensa la atracción gravitatoria de ésta, estabilizándose así un núcleo convectivo del tamaño de Júpiter, aproximadamente, al cual se le va agregando más y más materia procedente de la nube circundante, la cual cae ya más lentamente. Al añadirse más masa, el núcleo lo compensa compactándose aún más.
Este proceso prosigue hasta alcanzarse unos 2.000ºC, momento en el cual las moléculas de hidrógeno se disocian (se separan en los átomos que las componen) en el núcleo. Ahora la creciente energía gravitatoria se invierte en transformar el gas molecular en un gas formado por átomos libres. El núcleo se compacta cada vez más y su radiación cada vez más intensa excita el denso gas de la envoltura que cae sobre él. Ahora el medio ya no es transparente a la radiación y sólo se aprecia el gas que rodea a la protoestrella. Este gas ha ido conformando, paulatinamente, un disco de acrecimiento debido a la rotación inicial de la nube originaria. Cuando ha caído gran parte del gas, el medio se vuelve transparente a la luz de la protoestrella que empieza, entonces, a ser visible.
El núcleo de la protoestrella no solo acaba por ionizar sus elementos, si no que cuando las temperaturas son lo suficientemente altas, comienza la fusión del deuterio. La presión de radiación resultante hace más lento el colapso del material restante pero no lo detiene. Su núcleo sigue comprimiéndose más y la protoestrella sigue acretando masa. En esta etapa se producen flujos bipolares, un efecto que se debe, probablemente, al momento angular del material que cae.
Flujos bipolares de energía durante la formación de una estrella.
El proceso sigue así hasta que se inicia, finalmente, la ignición del hidrógeno en torno a los 10 millones de grados. Entonces la presión aumenta drásticamente generando fuertes vientos estelares que barren y expulsan el resto del material envolvente. La estrella recién nacida, en la que ya puede diferenciarse una cierta estructuración, se estabiliza en equilibrio hidrostático y entra en la secuencia principal (véase “Diagrama de Hertzsprung-Russell“), en la que transcurrirá la mayor parte de su vida.
Estructura típica de una estrella.
Con el transcurrir del tiempo (aproximadamente unos 10 Ma), las temperaturas del núcleo de las primeras protoestrellas llegan a ser lo suficientemente altas como para poder iniciar las reacciones nucleares de fusión que utilizan principalmente al hidrógeno (con número atómico 1) como ‘combustible’, dando como resultado un intenso desprendimiento de energía e iniciándose con ello la nucleosíntesis que dará origen a elementos más pesados, aunque sin rebasar el número atómico 6 (correspondiente al carbono). La mayor parte de las estrellas pasan cerca del 90% de su vida en la  ya mencionada antes secuencia principal del Diagrama de Hertzsprung-Russell, en la que consumen su combustible nuclear de manera gradual pudiendo permanecer estables por periodos de tiempo de 2-3 Ma (en el caso de las estrellas más masivas y calientes) a miles de Ma (si se trata de estrellas de tamaño medio como el Sol).
En una estrella de secuencia principal se distinguen dos modos de “quemar” el hidrógeno del núcleo: las cadenas PP o cadenas protón-protón y el ciclo CNO o ciclo de Bethe. Las cadenas protón-protón se llaman así porque son el conjunto de reacciones que parten de la fusión de un ión de hidrógeno con otro igual, o lo que es lo mismo, de un protón con otro protón.

Reacciones nucleares de tipo Cadenas PP.
Las siglas del ciclo CNO hacen referencia a los elementos que intervienen en sus reacciones: el carbono, el nitrógeno y el oxígeno. Este conjunto de reacciones usa el carbono-12 como catalizador nuclear. Este es un ciclo mucho más dependiente de la temperatura que las cadenas PP, por lo que a temperaturas elevadas (a partir de 2 × 107K) pasa a ser la reacción dominante y la que aporta el grueso de la energía de la estrella. Debido a esa gran dependencia con la temperatura, los núcleos de las estrellas en las que domina el ciclo CNO son pequeños y convectivos, mientras que aquellos en los que predominan las cadenas PP son mayores y radiativos. El menor tiempo limitante de las estrellas CNO también hace que consuman en mucho menos tiempo su hidrógeno.
Reacciones nucleares del Ciclo CNO.
Tal y como puede verse en las reacciones anteriores, la cantidad de hidrógeno disponible en el núcleo va disminuyendo lentamente conforme se van formando nuevos elementos, con lo que el núcleo ha de contraerse para aumentar su temperatura y poder detener su colapso gravitacional. Las temperaturas del núcleo estelar más elevadas permiten fusionar, progresivamente, nuevas capas de hidrógeno sin procesar, motivo por el cual las estrellas aumentan su luminosidad a lo largo de la secuencia principal de forma paulatina y regular.
Una vez agotado todo el hidrógeno del centro de la estrella, entra en un estado de vejez y comienza a consumir el helio presente en su interior. Atendiendo a su masa inicial, el comportamiento de la estrella durante esta última etapa de su vida variará con respecto al de otras estrellas:
Las estrellas con una masa solar inferior a 9 MSol (masa del Sol), al agotarse el hidrógeno de su núcleo empiezan a quemarlo en una “cáscara” alrededor de éste. Como resultado, la estrella se hincha y su superficie se enfría, sin variar mucho su luminosidad. Esta fase se conoce como la de subgigante y es un estado intermedio entre la secuencia principal y la fase de gigante roja. En un momento dado, la atmósfera de la estrella alcanza un valor crítico de la temperatura que hace que la luminosidad aumente espectacularmente mientras que la estrella se hincha hasta alcanzar un radio cercano a los 100 millones de km, estadio que se conoce con el nombre de gigante roja.
En estrellas de más de 0,5 MSol de masa inicial, la luminosidad desciende ligeramente y el tamaño de la estrella disminuye de nuevo. El proceso de quemado o fusión del helio se lleva a cabo por un conjunto de reacciones que reciben el nombre de triple-alfa, que reciben este nombre porque consisten en la transformación de tres núcleos de helio-4 en uno de carbono-12. Estas reacciones marcan el final de la fase conocida como gigante roja y dan inicio a la fase de apelotonamiento rojo. A estas alturas el núcleo ha incrementado su densidad y su temperatura hasta llegar a los 100 millones de grados K (108 K). En la etapa del quemado del hidrógeno el berilio-8 era un elemento inestable que se descomponía en dos partículas alfa, tal y como se ve en la cadena PP III, y a las temperaturas de la segunda etapa de combustión aún sigue siéndolo.
Ocurre que, a pesar de su inestabilidad, un buen porcentaje del berilio producido por la fusión de dos núcleos de helio-4 acaba uniéndose a otra partícula alfa antes de que esta tenga tiempo de desintegrarse. Así, en el núcleo de la estrella siempre hay una cierta cantidad de berilio en un equilibrio que resulta del balance entre el fabricado y el que se desintegra. La siguiente reacción de conversión del carbono en oxígeno se produce a continuación con relativa frecuencia. El problema es que se desconoce la sección eficaz de dicha reacción por lo que no se sabe en qué proporciones se forman ambos elementos. Por lo que respecta a la transformación del oxígeno-16 en neón-20, ésta tiene una contribución pequeña pero no despreciable. Por último, mencionar que unas pocas trazas de magnesio se producirán en esta segunda etapa.
Reacciones triple-alfa.
Del helio se pasa al carbono y al oxígeno, así que los elementos intermedios (Be, B y Li) no se forman en las estrellas. Éstos se fabrican en el medio interestelar por las desintegraciones del carbono, nitrógeno y oxígeno producidas por los rayos cósmicos (protones y electrones). Otro aspecto interesante en la fusión del helio es el cuello de botella que se produce al no poderse fabricar elementos con masas atómicas de valores 5 y 8, ya que los isótopos con dicho número másico son siempre altamente inestables. Así, las interacciones entre el helio-4 y otros protones u otros núcleos de helio-4 no influyen en la composición de la estrella pero sí que, a la larga, irán entorpeciendo cada vez más hasta reducir enormemente el rendimiento de las reacciones de fusión del hidrógeno.
NOTA: En estrellas con masa inferior a 0,5 MSol, la temperatura central nunca llega a ser lo suficientemente alta como para que se active el proceso triple-alfa, por lo que para ellas la fase de gigante roja es la última; la estrella se soporta a sí misma mediante reacciones nucleares.
Llegado el momento, el helio del núcleo de la estrella se agota de la misma manera que antes se agotó el hidrógeno al final de la secuencia principal. La estrella pasa entonces a quemar el helio en capa y la estrella sufre una reducción de la temperatura, por lo que se vuelve a hinchar nuevamente, alcanzando un tamaño aproximadamente el doble de grande que el que consiguió en la fase de gigante roja. En esta última fase la estrella alcanza la mayor luminosidad que jamás conseguirá, ya que cuando termine se quedará sin combustible nuclear. No obstante, al final de esta fase la estrella puede conseguir reactivar el quemado de hidrógeno en una capa relativamente externa de la misma. La posibilidad de quemar dos especies distintas (hidrógeno y helio) en dos regiones de la estrella inducirá una inestabilidad que dará lugar a pulsos térmicos, los cuales causarán un fuerte aumento en la pérdida de su masa. La estrella acabará expulsando sus capas exteriores en forma de nebulosa planetaria ionizada por el núcleo, el cual acabará por convertirse en una enana blanca.

Las estrellas con una MSol superior a 9 pero inferior a 30 tienen una evolución muy diferente, por tres razones:
Las temperaturas en su interior son los suficientemente altas como para quemar los elementos resultantes del proceso triple-alfa en fases sucesivas hasta llegar al hierro.
La luminosidad es tan elevada que la evolución posterior a la secuencia principal dura únicamente de uno a unos pocos millones de años.
Las estrellas masivas experimentan tasas de pérdida de masa mucho mayores que las de masa inferior.
De este modo, las estrellas de más de 9 MSol atravesarán fases sucesivas de quemado de hidrógeno, helio, carbono, neón, oxígeno y silicio; al final de dicho proceso, la estrella acabará con una estructura interna similar a la de una cebolla, con diversas capas, cada una de una composición distinta.

Al acabarse de quemar el hidrógeno en la secuencia principal, las estrellas de masa elevada mantienen una luminosidad constante pero con una temperatura superficial que decrece rápidamente. Así pues, la estrella pasa rápidamente (en decenas de miles de años o incluso menos) por las fases de supergigante azul (temperatura superficial en torno a los 20.000 K) y supergigante amarilla (temperatura superficial en torno a los 6.000 K) y, en la mayoría de los casos, casi todo el quemado del helio se produce ya en la siguiente fase (la de supergigante roja). No obstante, para algunas masas y metalicidades, los modelos teóricos predicen que el quemado de helio se producirá cuando la superficie de la estrella esté relativamente caliente. En esos casos, las fases de supergigante azul y/o amarilla podrán ser relativamente longevas (centenares de miles a un millón de años).

La última fase en la vida de una estrella de estas características es la de supergigante roja. Son las estrellas más grandes (en tamaño) del Universo, con radios de varias unidades astronómicas. Las supergigantes rojas tienen elevadas tasas de pérdida de masa, lo que hace que a su alrededor existan grandes cantidades de material expulsado por la estrella. Como ya se ha comentado, una estrella de este rango de masas es capaz de quemar distintos elementos hasta llegar al hierro. A partir de ahí, ya no es posible extraer energía de reacciones nucleares y se desencadena una supernova de colapso gravitatorio. El remanente estelar será en la mayoría de los casos una estrella de neutrones.

Las estrellas con una MSol superior a 30 (las más masivas de todas), al igual que las estrellas del grupo anterior, son capaces de seguir quemando nuclearmente distintos elementos hasta llegar al hierro y producir una supernova. Sin embargo, existen dos diferencias fundamentales con el rango de masas anterior:
Las tasas de pérdida de masa son tan elevadas que la estrella no puede formar una supergigante roja.
El remanente final será en la mayoría de los casos un agujero negro en vez de una estrella de neutrones.
Las estrellas de masa muy elevada son las más difíciles de modelar numéricamente y las más sensibles a la influencia de otros parámetros como la metalicidad o la velocidad de rotación. Por esa razón, el límite de 30 MSol que las separa de las del grupo anterior es (a) relativamente incierto y (b) muy dependiente de esos parámetros secundarios.

Mientras agotan su hidrógeno, las estrellas de masa muy elevada se convierten en supergigantes azules, al igual que lo hacen las estrellas de masas comprendidas entre 9 MSol y 30 MSol. Al hacerlo, aumenta la opacidad de sus atmósferas y se acercan peligrosamente al límite de Eddington (la máxima luminosidad que puede pasar a través de una capa de gas en equilibrio hidrostático, suponiendo simetría esférica, una composición de hidrógeno puro, gravedad newtoniana e interacción entre materia y radiación únicamente por dispersión Thomson).
Esto hace que entren en una fase altamente inestable llamada variable luminosa azul (VLA; en inglés, luminous blue variable o LBV) durante la cual se desprenden de sus capas exteriores. La VLA más famosa es Eta Carinae, la cual expulsó unas 10 masas solares de material en una eyección de materia que tuvo lugar a mediados del S XIX.

Como consecuencia de la fuerte pérdida de masa de las estrellas más masivas, especialmente durante la fase de VLA, dichos objetos acaban por despojarse de sus capas más externas para presentar unas atmósferas con muy bajos o nulos contenidos de hidrógeno. Dichas estrellas se denominan Wolf-Rayet (véase “Tipo espectral de una estrella“) y se caracterizan por tener intensas líneas de emisión de elementos como el helio, el carbono, el nitrógeno y el oxígeno. Otra característica peculiar de estas estrellas es la gran diferencia en masa entre su estado actual y su estado inicial, así cómo que sean menos luminosas que sus estrellas progenitoras. Así, una estrella Wolf-Rayet de 8 masas solares bien pudo iniciar su vida en la secuencia principal con 100 MSol. Las estrellas más masivas de todas llegan a tener vientos estelares tan fuertes que se desprenden de sus capas exteriores de hidrógeno incluso antes de llegar a la fase de VLA. Al final de la fase Wolf-Rayet, la estrella agota su combustible nuclear y muere produciendo un brote de rayos gamma.

Hace 4.570 Ma (aproximadamente 9.130 Ma después del Big Bang)
El Origen del Sistema Solar Planetario (o Sistema Solar, en forma abreviada) ocurre hace aproximadamente 4.570 Ma. La materia prima para formar el Sistema Solar es gas (principalmente hidrógeno y helio) y polvo (integrado por todos los demás elementos) que se encuentran formando parte de una nebulosa. Esta nebulosa es un vestigio expelido al espacio por estrellas que brillaron y se extinguieron antes que nuestro Sol. Es por esto que el Sol es una estrella de, al menos, segunda generación (las estrellas de primera generación, con sólo hidrógeno y helio, no pudieron formar planetas constituidos con elementos pesados, pues no existían todavía). Las distintas fases de formación del Sistema Solar son:
Fase de condensación (se inicia hace unos 4.570 Ma) Hacia el centro de la nebulosa se produce una concentración de materia muy superior a la existente en la periferia de la misma, de tal modo que se genera una fuerza de gravedad mucho mayor que causa la atracción acrecentada de más materia (véase “El Universo Primigenio (II): Las Primeras Estrellas”). Este proceso genera una esfera de gas ardiente en el centro de la nebulosa: el protosol (que con el tiempo dará origen al Sol). La materia que cae hacia este núcleo gaseoso origina un movimiento global de rotación que se va incrementando hasta alcanzar un cierto valor, del mismo modo que una bailarina cuando gira con los brazos extendidos aumenta su velocidad de giro conforme los va contrayendo (esto sucede así porque un sistema en rotación obedece a una ley de la física conocida como ley de la conservación del momento angular).
Condensación de la nebulosa que dio origen al Sistema Solar.

El protosol va capturando casi la totalidad de la materia contenida en la nebulosa inicial (aproximadamente el 99.86% de su masa); la materia residual se va acomodando a su alrededor constituyendo un disco plano de materiales dispersos que, por su velocidad de giro, ya no pueden caer hacia el núcleo (véase “Órbitas“). Así, esta materia residual queda, simplemente, en órbita en torno al núcleo de gas ardiente del mismo modo que la Luna está en órbita alrededor de la Tierra. A este disco de materia dispersa se lo denomina disco protoplanetario.

Sol

Foto cortesía de NASA http://www.nasa.gov

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