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por Ethan
Siegel del Sitio Web Medium
traducción de
Adela Kaufmann
Sin la cantidad correcta de fusión nuclear, lo cual es posible a través de la mecánica cuántica, Nada de lo que reconocemos como vida en la Tierra sería posible. (NASA / OBSERVATORIO DE DINÁMICA SOLAR ASAMBLEA DE IMÁGENES ATMOSFÉRICAS / S. WIESSINGER POST-PROCESAMIENTO DE E. SIEGEL)
Aquí en la Tierra, los ingredientes para que la vida sobreviva, prospere, evolucione y se sustente en nuestro mundo, todos han coexistido sin falta durante miles de millones de años.
Además de todos los átomos y moléculas que posee nuestro planeta,
nuestro mundo también tiene las condiciones adecuadas para el agua
líquida en su superficie, debido a nuestra atmósfera y al estar
justo a la distancia correcta de nuestro Sol.
Todos los ingredientes que podríamos concebir no cambiarían este simple hecho:
Nuestro Sol contiene el 99.8% de la masa del Sistema Solar, pero se hace más ligero cada día. Cuando pase el tiempo suficiente, sus cambios harán que la Tierra sea inhabitable.
Así es como está cambiando.
una joven estrella rodeada por un disco protoplanetario. Hay muchas propiedades desconocidas acerca de discos protoplanetarios alrededor de estrellas similares al sol, pero el cuadro general de un disco polvoriento con elementos pesados distribuidos a través de ella es sin duda lo que dio lugar a los planetas. (ESO/L. CALÇADA)
Cuando nuestro Sistema Solar se formó por primera vez, un gran grupo de masas comenzó a atraer gravitacionalmente más y más materia, formando una proto-estrella en crecimiento.
Rodeando, se formó un disco proto-planetario, completo con las semillas de los futuros planetas del Sistema Solar.
Una carrera entonces se produjo entre dos fuerzas en competencia:
Cuando la radiación finalmente ganó, nuestro Sol y los planetas ya no pudieron crecer, y la materia que continuaría cayendo se desvanece, dando lugar a nuestro moderno Sistema Solar.
fueron más numerosos, y la degeneración fue catastrófica. Una vez que el disco proto-planetario y el material proto-estelar circundante se evaporó, el crecimiento de la masa total del Sistema Solar cesó, y solo puede disminuir desde ese punto en adelante.
(NASA / GSFC, VIAJE DE BENNU - BOMBARDEO PESADO)
Esto también marca, no por casualidad, el punto en el que nuestro Sol está en su máxima energía.
Mientras fusione elementos más ligeros en elementos más pesados,
nunca volverá a emitir tan poca energía. ¿No parece esto
paradójico? El Sol, a partir de este momento, solo será menos
masivo, mientras que la cantidad de energía que emite solo
aumentará.
Después de todo, las estrellas más masivas se queman más y más brillantes, en igualdad de condiciones.
con el rango de temperatura de cada clase estrella mostrado arriba, en kelvin. La gran mayoría de las estrellas de hoy son estrellas de clase M, con solo 1 estrella conocida de clase O o B dentro de los 25 parsecs. Nuestro Sol es una estrella de clase G.
(WIKIMEDIA COMMONS USER LUCASVB, ADICIONES DE E. SIEGEL)
Dado que las estrellas obtienen su poder de la fusión nuclear de elementos más ligeros en elementos más pesados, en realidad podemos enumerar qué causa que una estrella emita energía.
Los factores son:
Si observamos y comparamos dos estrellas diferentes, la más masiva tiende a alcanzar temperaturas centrales más altas y tiene una región de fusión más grande.
Pero si miramos dentro de cualquier estrella individual, vemos algo más.
de producir la gran mayoría del poder del sol. Fusionando dos núcleos He-3 en He-4 es quizás la mayor esperanza. Para la fusión nuclear terrestre, y una limpia, abundante, fuente de energía controlable, pero todas estas reacciones deben ocurrir en el sol.
(BORB / WIKIMEDIA COMMONS)
La cadena protón-protón es la forma en que nuestro Sol (y la mayoría de las estrellas) obtienen su energía, ya que el producto final (helio-4) es más ligero y más bajo en masa que los reactivos iniciales (4 protones).
La
fusión nuclear funciona según el principio de equivalencia
masa-energía, donde una pequeña fracción de aproximadamente el 0,7%
de la masa total de lo que se fusione se convierte en energía a
través de E = mc² de Einstein.
de la superficie e interior del sol, Incluyendo el núcleo, que es donde se produce la fusión nuclear. A medida que pasa el tiempo, la región que contiene helio en el núcleo se expande, haciendo que la salida de energía del Sol aumente.
(WIKIMEDIA COMMONS USUARIO KELVINSONG) El helio en el centro no se puede fusionar a estas temperaturas, por lo que hay menos fusión por unidad de volumen en las regiones ricas en helio.
Sin
fusión, hay menos radiación, y la parte interna rica en helio
comienza a contraerse bajo su propia gravedad. Pero la contracción
gravitacional emite energía, lo que significa que hay una gran
cantidad de calor / energía térmica que se transporta hacia el
exterior.
Esto da como resultado que el Sol, y todas las estrellas similares al Sol, aumenten su producción de energía a medida que envejecen.
La evolución de la luminosidad del sol (línea roja) en el tiempo. El gran aumento se debe a la temperatura central y al volumen, donde ocurre la fusión, aumentando a medida que el Sol quema a través de su combustible. (WIKIMEDIA COMMONS USUARIO RJHALL, BASADO EN RIBAS, IGNASI (FEBRERO DE 2010) VARIABILIDAD SOLAR Y ESTELAR: IMPACTO EN LA TIERRA Y LOS PLANETAS, PROCEDIMIENTOS DE LA UNIÓN ASTRONÓMICA INTERNACIONAL,
SIMPOSIO DE LA IAU, VOLUMEN 264, PP. 3–18)
Los electrones, protones e incluso núcleos más pesados pueden ganar suficiente energía cinética para ser expulsados del Sol, creando una corriente de partículas conocida como viento solar.
Las partículas cargadas se extienden por todo el Sistema Solar y, de manera abrumadora, abandonan por completo el Sistema Solar, aunque algunas de ellas, al azar en la geometría, terminarán golpeando las atmósferas de uno de los planetas.
Cuando lo hacen, crean el efecto conocido como una aurora, que la humanidad ha medido y observado a lo largo de la historia.
Esta es una imagen en falso color. de ultravioleta aurora australis capturado por el satélite IMAGE de la NASA y superpuesta a la Imagen satelital de mármol azulde la NASA. La tierra es mostrada en falso color; la imagen de la aurora, Sin embargo, es absolutamente real.
(NASA)
El viento solar, como lo medimos hoy, es aproximadamente constante en el tiempo. Hay erupciones ocasionales y expulsiones de masa, pero apenas influyen en la velocidad general del Sol a la que pierde masa.
De
manera similar, la producción de energía de fusión del Sol ha
aumentado en aproximadamente un 20% a lo largo de su historia, pero
esto también es un factor pequeño.
También podemos extrapolar la cantidad de masa que el Sol ha perdido en toda su historia desde que nació:
que expulsa la materia fuera de nuestra estrella madre y en el Sistema Solar, está empequeñecido en términos de 'pérdida de masa' por fusión nuclear, lo que ha reducido la masa del Sol en un total de 0.03%. de su valor inicial: una pérdida equivalente a la masa de Saturno. Hasta que descubrimos la fusión nuclear, sin embargo, No pudimos estimar con precisión la edad del Sol.
(OBSERVATORIO DE DINÁMICA SOLAR DE LA NASA / GSFC)
Eso
es mucho material, seguro, y se acumula durante largos períodos de
tiempo. Cada 150 millones de años, el Sol pierde aproximadamente la
masa de la Tierra debido al viento solar, o aproximadamente 30 masas
de la Tierra durante toda la vida del Sol hasta el momento.
La potencia de salida del sol es un 4 × 10 26 W relativamente constante, lo que significa que convierte aproximadamente 4 millones de toneladas de masa en energía por segundo.
A partir de la fusión, entonces, el Sol pierde alrededor del 250% de la masa, cada segundo, a medida que se aleja del viento solar.
A lo largo de su vida útil de 4.500 millones de años, el Sol ha perdido alrededor de 95 masas terrestres debido a la fusión:
genera su energía mediante la fusión de hidrógeno en helio en su núcleo, Perdiendo pequeñas cantidades de masa en el proceso. A lo largo de su vida, ha perdido aproximadamente la masa de Saturno. por este proceso: alrededor de 2,5 veces más masa Como se pierde debido al viento solar.
(NASA / SOLAR DYNAMICS OBSERVATORY -SDO)
Pero incluso a este ritmo relativamente constante, el crecimiento de helio en el núcleo del Sol significa que nos calentaremos aquí en el planeta Tierra. Después de alrededor de 1 a 2 mil millones de años, el Sol se quemará lo suficiente como para que los océanos de la Tierra se evaporen por completo, haciendo que el agua líquida sea imposible en la superficie de nuestro planeta.
A medida que el Sol se vuelve más y más claro, se volverá contra-intuitivamente más y más intuitivo.
Nuestro planeta ya ha consumido aproximadamente las tres cuartas partes del tiempo que tenemos donde la Tierra es habitable. A medida que el Sol siga perdiendo masa, la humanidad y toda la vida en la Tierra se aproxima a su inevitable destino.
Hagamos que estos últimos mil millones de años cuenten...
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