¿Cuánto le queda de vida al Sol?

Un Sol que brilla cada vez más

El Sol vive de fusionar hidrógeno en helio en su núcleo, a unos 15 millones de grados.^[4] Una estrella como la nuestra pasa en esa etapa, la llamada secuencia principal, unos 11.000 millones de años, según los modelos de evolución solar de Juliana Sackmann, Arnold Boothroyd y Kathleen Kraemer.^[1] Como ya gastó unos 4.500 millones, le quedan unos 6.500 millones.

Pero “le quedan” no significa que siga igual. A medida que el núcleo se llena de helio se contrae, se calienta y quema más rápido: el Sol era un 30 % menos luminoso cuando se formó y será 2,2 veces más brillante que hoy al final de la secuencia principal.^[1] Ese aumento lento es el verdadero reloj para la Tierra. En unos 1.100 millones de años el Sol brillará un 10 % más que ahora, y según el modelo climático que usaron los autores eso alcanza para un “invernadero húmedo”: la alta atmósfera se llena de vapor de agua, que se pierde al espacio, y los océanos empiezan a irse.^[1]

Agotado el hidrógeno del núcleo, el Sol se hincha. Al llegar a su máximo como gigante roja tendrá unas 170 veces su radio actual, 2.300 veces su brillo y se habrá tragado a Mercurio.^[1] Después viene una etapa corta quemando helio y un último inflado, y termina como una enana blanca de poco más de media masa solar.^[1]

Por qué cada fuente da un número distinto

La pregunta tiene varias respuestas correctas según qué se entienda por “vida”. La NASA, en su página de divulgación, redondea: le quedan “unos 5.000 millones de años o algo así” antes de volverse enana blanca.^[4] Los modelos detallados dan plazos más largos:

La cifra de 5.000 millones es la más repetida en español, y es un redondeo de la idea “el Sol está por la mitad de su vida”. Los modelos publicados colocan el fin del hidrógeno más cerca de los 6.500 millones y la etapa de gigante roja un poco después.

Cómo lo sabemos

Nadie puede ver envejecer al Sol: el plazo sale de dos cosas que sí se miden. La primera es su edad. El Sol y los planetas se formaron de la misma nube, y los granos más antiguos que se conservan son las inclusiones ricas en calcio y aluminio de ciertos meteoritos. En 2012, James Connelly y su equipo las fecharon con el reloj de uranio-plomo, que mide cuánto uranio se transformó en plomo desde que el grano se solidificó: 4567,30 ± 0,16 millones de años.^[3] Un error de menos de 200.000 años en 4.500 millones.

La segunda es un modelo de estrella. Se calcula cómo evoluciona una esfera de gas de una masa solar, con la física nuclear y las opacidades conocidas, y se ajusta hasta que, a esa edad, reproduzca el brillo, el radio y la composición que el Sol tiene hoy. Sackmann y colegas lo hicieron así y además comprobaron el flujo de neutrinos que el modelo predice para el núcleo.^[1] Una vez que el modelo reproduce el presente, se lo deja correr hacia el futuro.

La incertidumbre no está en el ritmo de la fusión, que se conoce bien, sino en las etapas finales. Cuánta masa pierde el Sol como gigante roja depende de su viento, que se estima a partir de otras estrellas. Por eso un modelo dice que la Tierra se salva y otro que no.^[1][2]

Lo que se suele decir mal

“El Sol va a explotar.” No como supernova: no tiene masa suficiente. Se infla, pierde sus capas externas y queda como enana blanca.^[1]

“Nos quedan 5.000 millones de años.” A la vida en la Tierra, no. El Sol todavía estará en su secuencia principal cuando, en unos 1.000 millones de años, su brillo creciente empiece a evaporar los océanos. Los autores aclaran que las nubes podrían demorarlo algo; el orden de magnitud no cambia.^[1]

“La Tierra será tragada por el Sol.” Está discutido. En los modelos de Sackmann, el Sol pierde tanta masa que la órbita de la Tierra se abre hasta 1,69 veces su tamaño actual y el planeta se salva por poco;^[1] en los de Schröder y Smith, la Tierra se frena por las mareas y el roce con la atmósfera del Sol y termina engullida: haría falta estar hoy a 1,15 veces la distancia actual para salvarse.^[2]