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por�Ethan
Siegel� del�Sitio Web�Medium
traducci�n de
Adela Kaufmann � � � �
Sin la cantidad correcta de fusi�n nuclear, �lo cual es posible a trav�s de la mec�nica cu�ntica, Nada de lo que reconocemos como vida en la Tierra ser�a posible. (NASA / OBSERVATORIO DE DIN�MICA SOLAR ASAMBLEA DE IM�GENES ATMOSF�RICAS / S. WIESSINGER POST-PROCESAMIENTO DE E. SIEGEL) � � � Aqu� 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 a�os. �
Adem�s de todos los �tomos y mol�culas que posee nuestro planeta,
nuestro mundo tambi�n tiene las condiciones adecuadas para el agua
l�quida en su superficie, debido a nuestra atm�sfera y al estar
justo a la distancia correcta de nuestro Sol.� � Todos los ingredientes que podr�amos concebir no cambiar�an este simple hecho:
Nuestro Sol�contiene el 99.8% de la masa del Sistema Solar, pero se hace m�s ligero cada d�a.�Cuando pase el tiempo suficiente, sus cambios har�n que la Tierra sea inhabitable. � As� es como est� 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 trav�s de ella es sin duda lo que dio lugar a los planetas. (ESO/L. CAL�ADA)
� Cuando nuestro Sistema Solar se form� por primera vez, un gran grupo de masas comenz� a atraer gravitacionalmente m�s y m�s materia, formando una proto-estrella en crecimiento. � Rodeando, se form� 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 radiaci�n finalmente gan�, nuestro Sol y los planetas ya no pudieron crecer, y la materia que continuar�a cayendo se desvanece, dando lugar a�nuestro moderno Sistema Solar. � �
fueron m�s numerosos, y la degeneraci�n fue catastr�fica. Una vez que el disco proto-planetario y el material proto-estelar circundante se evapor�, el crecimiento de la masa total del Sistema Solar ces�, y solo puede disminuir desde ese punto en adelante.
(NASA / GSFC, VIAJE DE BENNU - BOMBARDEO PESADO)
Esto tambi�n marca, no por casualidad, el punto en el que nuestro Sol est� en su m�xima energ�a. �
Mientras fusione elementos m�s ligeros en elementos m�s pesados,
nunca volver� a emitir tan poca energ�a.��No parece esto
parad�jico?�El Sol, a partir de este momento, solo ser� menos
masivo, mientras que la cantidad de energ�a que emite solo
aumentar�.� � Despu�s de todo, las estrellas m�s masivas se queman m�s y m�s brillantes, en igualdad de condiciones.� � �
con el rango de temperatura de cada clase estrella mostrado arriba, en kelvin. La gran mayor�a 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 fusi�n nuclear de elementos m�s ligeros en elementos m�s pesados, en realidad podemos enumerar qu� causa que una estrella emita energ�a. � Los factores son:
Si observamos y comparamos dos estrellas diferentes, la m�s masiva tiende a alcanzar temperaturas centrales m�s altas y tiene una regi�n de fusi�n m�s grande. � Pero si miramos dentro de cualquier estrella individual, vemos algo m�s.� � �
de producir la gran mayor�a del poder del sol. Fusionando dos n�cleos He-3 en He-4 es quiz�s la mayor esperanza. Para la fusi�n nuclear terrestre, y una limpia, abundante, fuente de energ�a controlable, pero todas estas reacciones deben ocurrir en el sol.
(BORB / WIKIMEDIA COMMONS)
� La cadena prot�n-prot�n es la forma en que nuestro Sol (y la mayor�a de las estrellas) obtienen su energ�a, ya que el producto final (helio-4) es m�s ligero y m�s bajo en masa que los reactivos iniciales (4 protones). �
La
fusi�n nuclear funciona seg�n el principio de equivalencia
masa-energ�a, donde una peque�a fracci�n de aproximadamente el 0,7%
de la masa total de lo que se fusione se convierte en energ�a a
trav�s de E = mc� de Einstein.� � �
de la superficie e interior del sol, Incluyendo el n�cleo, que es donde se produce la fusi�n nuclear. A medida que pasa el tiempo, la regi�n que contiene helio en el n�cleo se expande, haciendo que la salida de energ�a del Sol aumente.
(WIKIMEDIA COMMONS USUARIO KELVINSONG) El helio en el centro no se puede fusionar a estas temperaturas, por lo que hay menos fusi�n por unidad de volumen en las regiones ricas en helio. �
Sin
fusi�n, hay menos radiaci�n, y la parte interna rica en helio
comienza a contraerse bajo su propia gravedad.�Pero la contracci�n
gravitacional emite energ�a, lo que significa que hay una gran
cantidad de calor / energ�a t�rmica que se transporta hacia el
exterior.� � Esto da como resultado que el Sol, y todas las estrellas similares al Sol, aumenten su producci�n de energ�a a medida que envejecen.� � �
La evoluci�n de la luminosidad del sol (l�nea roja) en el tiempo. El gran aumento se debe a la temperatura central y al volumen, donde ocurre la fusi�n, aumentando a medida que el Sol quema a trav�s 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 UNI�N ASTRON�MICA INTERNACIONAL,
SIMPOSIO DE LA IAU, VOLUMEN 264, PP.�3�18)
� Los electrones, protones e incluso n�cleos m�s pesados pueden ganar suficiente energ�a cin�tica para ser expulsados del Sol, creando una corriente de part�culas conocida como viento solar. � Las part�culas 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 geometr�a, terminar�n golpeando las atm�sferas 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 sat�lite IMAGE de la NASA y superpuesta a la Imagen satelital de m�rmol 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 producci�n de energ�a de fusi�n del Sol ha
aumentado en aproximadamente un 20% a lo largo de su historia, pero
esto tambi�n es un factor peque�o.� � Tambi�n podemos extrapolar la cantidad de masa que el Sol ha perdido en toda su historia desde que naci�:
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que expulsa la materia fuera de nuestra estrella madre y en el Sistema Solar, est� empeque�ecido en t�rminos de 'p�rdida de masa' por fusi�n nuclear, lo que ha reducido la masa del Sol en un total de 0.03%. de su valor inicial: una p�rdida equivalente a la masa de Saturno. Hasta que descubrimos la fusi�n nuclear, sin embargo, No pudimos estimar con precisi�n la edad del Sol.
(OBSERVATORIO DE DIN�MICA SOLAR DE LA NASA / GSFC)
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Eso
es mucho material, seguro, y se acumula durante largos per�odos de
tiempo.�Cada 150 millones de a�os, 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 energ�a por segundo. � A partir de la fusi�n, 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 �til de 4.500 millones de a�os, el Sol ha perdido alrededor de�95 masas terrestres�debido a la fusi�n:
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genera su energ�a mediante la fusi�n de hidr�geno en helio en su n�cleo, Perdiendo peque�as 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 m�s 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 n�cleo del Sol significa que nos calentaremos aqu� en el planeta Tierra.�Despu�s de alrededor de 1 a 2 mil millones de a�os, el Sol se quemar� lo suficiente como para que los oc�anos de la Tierra se evaporen por completo, haciendo que el agua l�quida sea imposible en la superficie de nuestro planeta. � A medida que el Sol se vuelve m�s y m�s claro, se volver� contra-intuitivamente m�s y m�s 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 �ltimos mil millones de a�os cuenten...�
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