El Sol se está volviendo gradualmente más brillante a medida que usa el hidrógeno (convirtiendo cuatro H en un He) en su núcleo. En aproximadamente 5 mil millones de años será aproximadamente el doble de brillante que ahora, y el hidrógeno en su núcleo habrá desaparecido en su mayoría. A medida que el núcleo pierde su capacidad de generar energía, la presión proporcionada por ese calor disminuye y el núcleo se contrae. Hay una transición bastante rápida (millones de años) a un gigante rojo con un núcleo degenerado muy compacto que contiene aproximadamente el 10% de la masa del Sol apretada en una esfera del tamaño de la tierra. Degenerar aquí significa que no puede reducirse más porque cada electrón necesita ocupar un volumen establecido por el Principio de Exclusión de Pauli de la mecánica cuántica. A medida que el núcleo se encoge, las capas externas se expanden y enfrían, por lo tanto, la etiqueta de “gigante rojo”.
Una vez que sea un gigante rojo, continuará haciéndose más brillante, ahora más rápidamente que en la secuencia principal. La generación de energía ocurrirá en un caparazón alrededor del núcleo degenerado, construyendo el núcleo de helio. Esta etapa “RGB” (Rama Gigante Roja) dura aproximadamente 0.5 mil millones de años.
Cuando el núcleo alcanza aproximadamente la mitad de la masa del Sol, y la luminosidad es de varios miles de veces el Sol de hoy, las condiciones en el núcleo se volverán lo suficientemente cálidas y densas como para permitir la conversión de tres He en uno C y C + He en uno O. Hay un reajuste relativamente rápido de la estructura; el núcleo se expande y el exterior se contrae.
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La fase de He-to-C y O dura aproximadamente mil millones de años. Cuando el núcleo es completamente C y O, una vez más se contrae en una esfera degenerada, y la conversión de H a He comienza nuevamente alrededor del núcleo. H a He y He a C y O construyen el núcleo de C y O hasta que la estrella se vuelve lo suficientemente grande y luminosa como para comenzar a arrojar masa rápidamente, es decir, arrojar masa a tasas del orden de 1 masa solar por millón de años. Esta pérdida de masa elimina la envoltura de hidrógeno no procesada hasta que la envoltura se vuelve tan baja en masa que se encoge y todo lo que queda es el núcleo con su caparazón delgado que quema energía. El suministro de combustible de la cáscara pronto se agotó, y nos queda lo que ahora llamaría una “estrella muerta”: una enana blanca que se enfría gradualmente.
SO: nos quedan aproximadamente 5 mil millones de años en la secuencia principal, luego medio billón de años en el RGB, mil millones de años usando He como combustible y otros cientos de millones de años como un gigante con un núcleo de C + O, un total de un poco menos de 7 Gyr hasta que el Sol no tenga más combustible y pueda considerarse realmente muerto.
Sin embargo, la vida humana necesitará encontrar un lugar alternativo si queremos sobrevivir más de aproximadamente mil millones de años a partir de ahora, ya que los océanos de la Tierra hervirán y la Tierra se volverá inhabitable en algún lugar en ese momento.