¿Por qué el Sol está cada vez más caliente?

 

Desde que se encendió el Sol hace 5.000 millones de años, no ha parado en ningún momento de brillar. Afortunadamente para nosotros (para la vida en la Tierra) y, también, para nosotros (los científicos de este planeta). Con esta segunda afirmación lo que quiero decir es que habría sido toda una sorpresa que el Sol hubiera dejado de brillar en algún momento. Una sorpresa algo desagradable, todo hay que decirlo. El motivo es claro: conocemos a la perfección los mecanismos que hacen brillar una estrella y, por tanto, que hacen brillar a “nuestra” estrella. Y no caben las sorpresas en tal mecanismo. Se habrían tenido que violar leyes de la física que son inviolables para que el Sol hubiera dejado de brillar.

Y con alguna autoridad, si no toda, los científicos de la Tierra podemos afirmar que el Sol brilla hoy con más intensidad que antes. Y, por “antes”, entiéndase todo pasado anterior a “ahora”. Para entenderlo, empecemos por el principio. Hace unos 5.000 millones de años, casi todo el hidrógeno que se encontraba localmente formando una nube de gas y polvo donde ahora está el Sistema Solar fue agrupándose por gravedad hasta formar nuestra estrella. Esto, lo que significa, es que los átomos de hidrógeno fueron acumulándose en lo que hoy es el Sol, atraídos por la gravedad, hasta formar un núcleo tan compacto que, primero perdieron los electrones y, segundo, al llegar a una temperatura de unos diez millones de grados, comenzaron de repente las reacciones nucleares de fusión entre esos núcleos de hidrógeno, que no son otra cosa que protones.

Pensad que los protones son cargas positivas que, por efecto de las fuerzas electromagnéticas, tienden a repelerse. Pero cuando confinas muchos protones en una región muy pequeña y, por tanto, aumenta la presión y la temperatura, entra en juego otra fuerza mucho más fuerte que la electromagnética, pero cuyo alcance es mucho menor: es decir, los núcleos tienen que estar muy cerca para que esa fuerza actúe y los protones fusionen. Precisamente esa “cercanía” se consigue cuando esos protones están confinados en los núcleos de las estrellas, apretados por la gravedad de las mismas y se alcanza una temperatura de unos 10 millones de grados.

Cuando se fusionan dos protones se forma un núcleo de helio, que es el siguiente elemento en la tabla periódica. Pero el helio tiene una masa que es menor a la suma de las masas de los protones que se han unido para formar el helio. En concreto, es un 0,7% menos masivo que la suma de los cuatro protones que hacen falta para formarlo. Esa diferencia de masa es un “sobrante” en la reacción nuclear y se emite al espacio en forma de radiación: la estrella comienza a brillar. Cada segundo, 700 millones de toneladas de hidrógeno se transmutan en 695 millones de toneladas de helio. Las 5 millones de toneladas restantes, nos calientan.

Hay que ver a las estrellas, por tanto, como inmensas bolas de gas que se encuentran en equilibrio. Durante su proceso de formación, la gravedad gana y los núcleos se van acercando cada vez más, van implosionando hacia el interior de la estrella, hasta que de repente se dan las condiciones para que empiecen las reacciones nucleares de fusión. En ese momento, la estrella comienza a explotar, liberando energía. Pero como hay material tanto en el núcleo, como en capas más exteriores de la estrella, ésta no explota violentamente, sino que comienza a brillar y se mantiene en equilibrio: por un lado la gravedad tiende a que la estrella implosione y por otro lado, las reacciones de fusión que liberan energía tienden a que la estrella explote.

Hace 5.000 millones de años, cuando el Sol comenzó a brillar, apenas había helio en su interior. Podemos decir que el núcleo Solar era 100% hidrógeno (siendo rigurosos no es del todo cierto, porque la proporción de hidrogeno y helio en la nube que dio origen al Sistema Solar era de 3 átomos de hidrógeno por uno de helio, como en el resto del universo). Pero ha transcurrido ya la mitad de la vida de Sol y, aunque sigue siendo una estrella muy estable y lo será casi hasta el final de su vida, desde hace mucho tiempo hay demasiado helio en su interior. Al ir consumiendo el hidrógeno y generándose el helio, la gravedad va ganando la batalla del equilibrio, por lo que el núcleo del Sol se vuelve más denso aún, aumentado más la temperatura. Ese aumento de temperatura se traduce en que el hidrógeno comienza a quemarse más rápido todavía para volver al equilibrio anterior, puesto que aun no se ha alcanzado temperatura suficiente como para que sea el helio el que comienza a fusionar. Al quemar más hidrógeno, el Sol brilla más ahora que antes. Y, por tanto, nuestro planeta recibe más radiación que antes. En concreto, el Sol ha perdido ya el 30% del hidrógeno que tenía cuando nació y es, por tanto, un 30% más brillante que antes.

Se da una paradoja interesante. Según los cálculos que os acabo de contar, el Sol hace 3.800 millones de años no tendría fuerza suficiente como para impedir que toda el agua de la Tierra estuviese congelada. Sin embargo, sabemos que en aquella época, el agua era líquida en nuestro planeta. La explicación se la debemos a los benditos gases de efecto invernadero. Sin ellos, nuestra joven estrella no habría tenido fuerza suficiente como para hacer en la Tierra una sopa ideal para el surgimiento de la vida.

Otro dato interesante llegados a este punto es que la vida de un fotón generado en el núcleo Solar no es tan sencilla. Los fotones deberían viajar a la velocidad de la luz y, por tanto, tardar 8 minutos desde que se generan en el núcleo Solar hasta que llegan a la Tierra. Sin embargo, la luz que vemos salir del Sol ahora mismo se generó en nuestra estrella hace aproximadamente unos 200.000 años: ni siquiera el Homo Sapiens estaba gobernando el planeta en aquel entonces. El motivo es que la densidad del Sol es tan grande que un fotón como mucho puede viajar unos milímetros hasta que “choca” con algo, ya que se halla inmerso en una masa de plasma muy densa. Ese fotón es reabsorbido y reemitido muchas veces hasta que consigue salir de la zona radiativa del Sol: tantas veces, que tarda cerca de 200.000 años como media en poder salir. Luego tardará unos 10 días hasta llegar a la superficie del Sol, también siendo reabsorbido y reemitido, pero ya en la zona convectiva mucho menos densa y, una vez que llega a la superficie, se siente libre y es lanzado al espacio a la velocidad de la luz hasta que llega a nuestro planeta en 8 minutos y 20 segundos.

Pero sigamos. Entendemos ya por qué el Sol brilla más ahora que antes. Lo hará así durante aproximadamente otros 5.000 millones de años. Transcurrido ese tiempo, cuando el hidrógeno del núcleo se agote, éste se contraerá debido a la presión gravitatoria y a la falta de combustible nuclear. Esta contracción del núcleo tendrá efecto sobre las capas exteriores del Sol, que se expandirán debido a la menor atracción del núcleo sobre ellas: el globo Solar aumentará unas 100 veces su tamaño, engullendo a Mercurio y convirtiendo el Sol en una gigante roja, comenzando el proceso de quemado de helio. El helio será el combustible nuclear durante aproximadamente 200 millones de años, hasta que se consuma del todo y el Sol se convierta en una enana blanca. Pero ningún ser humano podrá ser testigo de esto, puesto que dentro de unos 2.000 o 3.000 millones de años, el Sol brillará tanto que habrá convertido en un desierto sin vida nuestro planeta.

Escucha el podcast aquí