1. Las estrellas como el Sol normalmente brillan durante 10.000 o 20.000 millones de años. Pero la llamada ‘secuencia principal’ de una estrella normal ‘adulta’ tiene una duración de unos 5.000 millones de años, recuerda el redactor jefe de la revista ‘Astronomy’, David Eicher, citado por ‘The Huffington Post’. En 1942 astrónomos demostraron que cuando una estrella transforma el 12% de su hidrógeno en helio entra en una nueva edad estelar.
2. Cuando una estrella comienza a quedarse sin combustible nuclear, se apaga, se consume. Comienza a contraerse.
3. El camino hacia la desaparición que siguen estrellas como el Sol siguen un curioso camino. El material que queda en la estrella comienza a concentrarse hasta ir ocupando cada vez menos espacio.
4. Sorprendentemente, la densidad media del Sol es parecida a la del agua. Como la estrella moribunda se repliega en sí misma, el Sol está destinado a convertirse en una estrella gigante roja y su envoltorio exterior se infla. El diámetro del Sol aumenta a medida que su temperatura cae en picado. Durante la fase de gigante roja, el diámetro del Sol alcanzará aproximadamente en lugar donde se encuentra la órbita de la Tierra.
5. A medida que el Sol vaya aumentando de tamaño hasta adquirir el diámetro máximo de una gigante roja puede ir engullendo Mercurio, Venus y la Tierra, o por lo menos empujar lo que queda de estos planetas hacia el exterior. En este punto, el Sol tendrá 150 veces su tamaño actual.
6. La estrella agonizante aún no está completamente muerta. La gravedad hace que el hidrógeno y el helio adquieran densidades en las que puede tener lugar una fusión nuclear, arden, aunque durante poco tiempo. Cuando esto ocurra, el Sol será durante un brevemente periodo 2.100 veces más brillante de lo que es ahora.
7. Dentro de unos 7.000 y 8.000 millones de años terrestres, el Sol alcanzará un estado final espectacular, creando un breve espectáculo visual en nuestra parte de la galaxia. Primero se convertirá en una estrella enana blanca, un vestigio degenerado frío pero increíblemente denso.
8. El plato fuerte del espectáculo llegará cuando el Sol se transforma en una nebulosa planetaria, una serie brillante de depósitos de gas que se expanden hacia el exterior a varias velocidades, empezando un ‘show’ galáctico fluorescente que tendrá una duración de 50.000 años.
9. El carbono es el subproducto más importante de la fusión. El carbono de la atmósfera del Sol se concentrará y formara parte del núcleo. Pero el núcleo no empezará a arder en una fusión nuclear. En lugar de él lo hará el helio, que expulsará las capas exteriores de la estrella hacia el espacio interestelar, provocando ‘eructos’ de materia nebulosa planetaria.
10. El último destello de helio esparce polvo y el gas hacia el exterior a velocidades más altas y da forma a una nebulosa planetaria mediante el establecimiento de colisiones entre los nuevos ‘proyectiles’ de material de alta velocidad.
11. En este momento la nebulosa planetaria obtiene su propia personalidad. La enana blanca se calienta, despojada de sus capas, y se ioniza el gas circundante, que se calienta cuando los fotones ultravioletas roban electrones a los átomos neutros. El gas brilla como una lámpara fluorescente.
12. Supervientos y vientos rápidos interactúan con los gases circundantes, proporcionando forma a la nebulosa planetaria.
13. La interactuación entre los supervientos y los vientos rápidos crea una arquitectura intrincada aparentemente vacía. El frente de choque tiene el aspecto de una nebulosa. El vacío interior es una ilusión, ya que dentro de la nebulosa se encuentra una gran cantidad de material, pero no brilla.
14. Los campos magnéticos también ayudan a dar forma a la nebulosa planetaria, modelando los últimos estertores de nuestro Sol, una nebulosa que poco a poco se desvanecerá, dejando una pequeña enana blanca.
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