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Qué pasa si el Sol se convierte en una gigante roja

El Sol proseguirá siendo una enorme roja, con reacciones nucleares quemando helio en su centro, a lo largo de solo 500 millones de años y después se reducirá a una enana blanca, precisamente del tamaño de la Tierra, enfriándose de a poco a lo largo de múltiples millones de años.

En el estudio de la evolución de las estrellas hay nociones sobre las que ningún astrónomo tiene inquietudes. Un excelente ejemplo de este conocimiento bien predeterminado es visto que la mayor parte de las estrellas indudablemente se transformarán en colosales rojas. No obstante, si bien todo el planeta sabe que ese es el destino del Sol, todavía no hay una explicación determinante de de qué manera y por qué razón se genera este increíble cambio. O quizás sí… Exactamente, el estudioso de la IALP (CONICET-UNLP) y instructor de la Capacitad de Ciencias Astronómicas y Geofísicas (FCAG-UNLP) Dr. Marcelo Miller Bertolami termina de difundir un producto en la reconocida gaceta científica The Astrophysical Journal, donde ofrece, quizás por vez primera, una explicación clara y directa para este complejo fenómeno. Pero antes de pasar a un producto que podría cambiar la narración de nuestra entendimiento de la evolución de estrellas como el Sol, resumamos resumidamente lo que entendemos sobre el futuro de nuestra estrella. Como comentamos antes, el destino de transformarse en una enorme roja, una estrella monstruosa cuyo tamaño es quizás mayor que la órbita de la Tierra, es ineludible. Está relacionado a nuestra naturaleza del Sol, mucho más en concreto, a la manera en que, como tantas estrellas afines, crea su energía. El Sol es una gran esfera de gas muy ardiente, en un estado especial de la materia llamado «plasma». El gas que lo forma, eminentemente hidrógeno y algo de helio, está tan ardiente (precisamente 6000 °C en la región mucho más externa) que los átomos no tienen la posibilidad de sostener unidos sus electrones. Entonces se genera una mezcla de protones, electrones sueltos y unos pocos átomos pesados, llamada plasma. Sin ingresar en datos, en una estrella se podrían distinguir ciertas secciones con características muy dispares: una fina cubierta exterior llamada fotosfera (es la parte aparente del Sol), una enorme zona llamada envoltura (la parte mucho más grande de una estrella) y una Núcleo de pequeña zona, que es el núcleo En el núcleo del Sol, la materia está tan comprimida y tan ardiente que los protones (núcleos de átomos de hidrógeno) que se agitan de manera frecuente chocan entre sí. Ciertas de estas choques hacen que múltiples protones se peguen, provocando núcleos de helio. Este desarrollo, llamado “fusión nuclear”, crea energía con apariencia de luz (fotones), o sea, radiación. Es el mecanismo por el que nuestro Sol y la enorme mayoría de estrellas consiguen su luz y del que es dependiente la vida en la Tierra. No obstante, la proporción de protones libres en el núcleo estelar para la fusión nuclear tiene límites. Ten en cuenta que la fusión solo sucede si hay temperaturas gigantes (superiores a un millón de grados centígrados) y presiones gigantes, con lo que la fusión solo sucede en el núcleo de la estrella y no en la envoltura. Ocasionalmente, todo el núcleo de la estrella se convierte en helio y empiezan los cambios que van a llevar al Sol a transformarse en una estrella enorme roja. Estos cambios hacen que el núcleo empieze a encogerse, al tiempo que sobre él hace aparición una cubierta delgada que transforma el hidrógeno en helio por medio de la fusión nuclear. Estos 2 acontecimientos son los autores del hinchamiento de la envoltura de la estrella, esto es, incrementa su radio hasta transformarse en una enorme roja. En la situacion del Sol, esto va a ser en unos 4 mil millones de años, ¡conque hay inconvenientes mucho más urgentes de los que preocuparse! No obstante, la descripción de este desarrollo de transformación es dificultosa y realmente difícil de comprender. En Astronomía hay 2 maneras de emprender un inconveniente increíblemente complejo como el que nos ocupa, la transformación del Sol en una estrella enorme roja. Una manera es redactar fórmulas matemáticas que describan precisamente las condiciones físicas del interior estelar en esa etapa, y después transcribirlas en un riguroso programa de PC («código» en lenguaje científico) que da valores a cada variable en las fórmulas y Lo estoy resolviendo de a poco. Por poner un ejemplo, se puede hacer una fórmula que relacione la fuerza de gravedad de cada cubierta de la estrella con la diferencia de presión a la que está doblegada, u otra que estime cuánta energía provocan las reacciones nucleares que tienen la posibilidad de generarse en una cierta zona. Así mismo, va a haber un grupo muy difícil de fórmulas que, por PC, van a poder ser resueltas y producir tablas de datos sobre lo que ocurre en la estrella. Por poner un ejemplo, puede conseguir, en la salida de este programa, una lista de la localización de cada cubierta, su temperatura, su presión, su composición química, la proporción de energía que genera, etcétera. Este modo de emprender un inconveniente tan complejo es lo que llamamos “modelo numérico”. Estos son métodos bastante prácticos para conseguir desenlaces, y prácticamente todo cuanto entendemos sobre la evolución de las estrellas procede así mismo de trabajar. La otra forma de lidiar con inconvenientes tan complejos es aprendiendo esmeradamente las relaciones entre las fórmulas, realizando modelos simplificados que retengan la esencia del inconveniente que se estudia (un «modelo de juguete» o «modelo de juguete») y desde los cuales se tienen la posibilidad de detallar relaciones matemáticas. conseguirse sin traducirlos a valores numéricos (por servirnos de un ejemplo, sin desarrollar programas informáticos que calculen tablas de datos). Es el «procedimiento analítico» cuyo análisis deja procurar discernir lo que sucede dentro de una estrella. Como puede imaginar, este modo de emprender el inconveniente es increíblemente bien difícil y necesita una entendimiento muy profunda de la física implicada. Prácticamente todo nuestro conocimiento de hoy sobre la transformación de una estrella de tipo del sol en una enorme roja procede de métodos numéricos. Estos métodos son muy eficaces para otorgar desenlaces, pero gracias a que implican cálculos tan complejos completados por una PC, es natural que perdamos de vista los cambios físicos que describen y nos conformemos con las resoluciones finales. Es aquí donde el trabajo del Dr. Miller Bertolami tiene su aporte único, en tanto que fue con la capacidad de argumentar la transformación de una estrella en enorme roja mediante un modelo hecho más simple. Esta es una descripción descriptiva de las relaciones entre las características del núcleo estelar en compresión, la envoltura que hace la fusión nuclear y la envoltura mucho más grande y delgada que tiene una reacción expandiéndose. Entre los puntos fundamentales del Dr. Miller Bertolami es admitir la relevancia de un desarrollo llamado «convección» en la envoltura de la estrella, que juega un papel esencial en la transformación antes citada. La convección es una manera diferente de transporte de energía que la radiación (o sea, los fotones llevan energía de un espacio a otro). Este desarrollo supone la capacitación de enormes «burbujas» de plasma que se forman en zonas mucho más internas y se levantan mediante la envoltura. Al llegar a zonas ajenas, las burbujas se rompen liberando el calor contenido dentro suyo. Es exactamente el mismo desarrollo que tenemos la posibilidad de ver sobre una estufa encendida: el aire ardiente sube formando corrientes enclenques que hacen que la imagen de las cosas tras la estufa parezca tremer o dudar. Indudablemente, este trabajo producirá una enorme atención por la parte de la red social científica puesto que soluciona un inconveniente que, hasta el día de hoy, no tenía una solución clara y visible, y quizás los nuevos manuales de evolución estelar deban ser reescritos, siguiendo el análisis creado por nuestro . estudioso. Título del producto: «Toy Story de colosales colorados» Creador: Marcelo Miller Bertolami (IALP-Conicet, FCAG-UNLP) Versión preliminar del producto (en prensa): https://arxiv.org/abs/2210.07005

¿De qué forma se compone el Sol?

Conforme se consume el hidrógeno del Sol, se transforma en helio.

El Sol es una enorme bola de plasma, prácticamente absolutamente redonda, compuesta eminentemente por hidrógeno (74,9%) y helio (23,8%). Además de esto, tiene dentro una porción de manera comparativa pequeña (2%) de elementos como oxígeno, carbono, neón y hierro.

Pero, ¿de qué forma tenemos la posibilidad de comprender todo lo mencionado? La “magia” de la espectroscopia.

La espectroscopia es el estudio de la interacción entre la radiación electromagnética (luz) y la materia. Merced a esta técnica es viable estudiar la composición y evolución de elementos tan distantes como las estrellas. En su luz está contenida toda la información que requerimos. Por poner un ejemplo, en el momento en que una estrella explota tenemos la posibilidad de ver todos y cada uno de los elementos que fabrica, como el oxígeno, el calcio, el carbono y el nitrógeno, entre otros muchos, todos y cada uno de los elementos son fundamentales para la vida como la conocemos.

Todos nosotros está verdaderamente hecho de polvo de estrellas.

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