Las amenazas de nuestro mundo (17 page)

En aquel momento, el centro está ya tan caliente que el equilibrio se ha inclinado totalmente hacia la expansión. La estrella, como un todo, comienza a agrandarse a un paso acelerado. En su expansión, aumenta la totalidad de la energía irradiada por la estrella, pero esa energía se esparce sobre una vasta superficie que aumenta de volumen todavía más rápidamente. Por tanto, la temperatura de cualquier porción individual de la superficie de incremento rápido se reduce. La superficie se enfría hasta el punto que brilla únicamente al rojo candente en vez de al blanco candente, como en la estrella joven.

El resultado es un «gigante rojo». En el cielo existen actualmente algunas estrellas así. La estrella Betelgeuse de Orión es un ejemplo, y Antares de Escorpio, otro.

Todas las estrellas, antes o después, alcanzan el nivel de rojo gigante; las más masivas lo alcanzan más pronto; las menos, masivas, más tarde.

Hay algunas estrellas que son tan enormes, masivas y luminosas que seguirán en el nivel estable fusión de hidrógeno (llamado normalmente «la secuencia principal») durante algo menos de un millón de años antes de dilatarse y convertirse en gigante rojo. Hay otras estrellas tan pequeñas, poco masivas y débiles, que permanecerán en la secuencia principal por un tiempo tan largo como doscientos mil millones de años antes de convertirse en gigantes rojos.

El tamaño de los gigantes rojos depende también de su masa. Cuanto más masiva es una estrella, tanto más voluminosa crecerá. Una estrella realmente masiva se dilataría hasta un diámetro muchos centenares de veces el del diámetro actual de nuestro Sol, mientras que estrellas muy pequeñas se dilatarían quizás unas pocas docenas de veces su diámetro.

¿En qué lugar de esta escala se encuentra nuestro Sol? Es una estrella de masa intermedia, lo que significa que tiene un tiempo de vida de la secuencia principal, es decir de longitud intermedia. Es posible que llegue a convertirse en un gigante rojo de tamaño intermedio. Para una estrella con la masa del Sol, el período total de tiempo que pasarán la secuencia principal, fusionando hidrógeno silenciosa y continuamente, puede llegar a un tiempo de hasta trece mil millones de años. Ya ha permanecido en la secuencia principal casi cinco mil millones de años, lo cual significa que el tiempo que le queda es algo más de ocho mil millones de años. Durante todo este tiempo, el Sol (como cualquier otra estrella) está sufriendo un calentamiento lento. En los últimos millones de años, más o menos, de su secuencia principal, el calentamiento seguramente habrá llegado al nivel en que la vida terrestre no podrá soportar el calor. Consecuentemente, sólo podemos contar con siete mil millones de años, a lo sumo, durante los cuales dispondremos de un sol dispensador de vida merecedor de una Saturnalia.

Aunque siete mil millones de años no son un período corto, es mucho más corto de lo que se requiere para la llegada de una catástrofe de primera clase.

Cuando el Sol comience a elevarse hacia el nivel de gigante rojo y la vida en la Tierra se haga imposible, aún tardará cerca de un billón de años el próximo «huevo cósmico». Al parecer, el total de permanencia del Sol en la secuencia principal no puede llegar más allá del 1 °/o de la vida del Universo, de un «huevo cósmico» al siguiente.

Por consiguiente, en el momento en que la Tierra deje de ser adecuada para la vida en ella (después de haber servido durante unos diez mil millones de años), el Universo como conjunto no será mucho más viejo de lo que es ahora y se sucederán muchas generaciones de estrellas y planetas, que todavía no han nacido, esperando hacerse cargo de su papel en el drama cósmico.

Suponiendo que la Humanidad todavía exista en la Tierra dentro de siete mil millones de años (una suposición nada fácil naturalmente), es posible que trate de eludir esta catástrofe puramente local y siga ocupando un Universo floreciente todavía. La evasión no será fácil, ya que, ciertamente, no encontrará ningún refugio en la Tierra. Cuando el Sol alcance el cenit de su voluminoso gigantismo rojo, se dilatará a un diámetro más de cien veces superior al actual, de modo que tanto Venus como Mercurio quedarán absorbidos en su sustancia. Puede ser que la Tierra quede fuera del volumen aumentado del Sol, pero, aunque así sea, es muy probable que quede vaporizada por el enorme calor que recibirá del sol gigante.

No obstante, aunque sea así, no todo estará perdido. Por lo menos, existe una advertencia amplia. Si la Humanidad sobrevive esos miles de millones de años, durante ese mismo período de miles de millones de años sabrá que debe elaborar un plan para poder escapar de alguna manera. A medida que aumente su competencia tecnológica (y considerando lo lejos que ha llegado en los últimos doscientos años, imaginemos hasta dónde puede llegar en el curso de siete mil millones) es posible que el poder escapar se haga realidad.

Aunque el Sistema Solar interior quede devastado por la expansión del Sol, los planetas gigantes del Sistema Solar exterior sufrirán menos. Incluso, desde el punto de vista de las normas humanas podrían experimentar cambios para mejorar. Quizá la Humanidad pueda emplear mucho tiempo y pericia para rediseñar algunos de los mayores satélites de Júpiter, Saturno, Urano y Neptuno, para que puedan vivir en ellos los seres humanos. (Este proceso ha sido llamado algunas veces
terra-forming)
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Habrá mucho tiempo para reinstalarse. Cuando la expansión del Sol comience a precipitarse y la Tierra empiece a sufrir la calcinación final para convertirse en irrevocable desierto, la Humanidad ya puede estar instalada en una docena de los mundos exteriores del Sistema Solar, desde los satélites de Júpiter, como Ganímedes y Calixto, hasta el propio Plutón. Allí, los seres humanos podrán recibir calor del enorme sol rojo en el espacio, sin ser recalentados. Desde Plutón, el gigante rojo solar no parecerá mucho mayor de lo que parece ahora en el cielo de la Tierra.

Y lo que es más, es probable que los seres humanos establezcan estructuras artificiales en el espacio capaces de alojar colonias de diez mil a diez millones de seres humanos, cada colonia completa ecológicamente, e independiente. Esa empresa no requerirá miles de millones de años, puesto que todo indica que ahora ya poseemos la capacidad tecnológica suficiente para construir tales establecimientos, y en unos pocos siglos podríamos llenar el espacio con ellos. Los únicos obstáculos están representados por factores políticos, económicos y psicológicos (aunque son unos enormes «únicos»).

Así se evitará la catástrofe, y la Humanidad, en sus nuevos mundos, naturales y artificiales igualmente, puede continuar su supervivencia.

Por lo menos, de manera temporal.

Cuando la fusión del hidrógeno deja de ser la fuente principal de la energía de una estrella, esa estrella puede mantenerse como un gran objeto sólo durante un corto período adicional relativamente. La energía obtenida por la fusión de helio a grandes núcleos y éstos convertidos en otros mayores todavía, no llega a sumar más del 5 % de lo que se disponía por la fusión del hidrógeno. Por tanto, después de un tiempo relativamente corto, falla la capacidad del gigante rojo para mantenerse distendido contra el impulso de la gravedad. La estrella comienza a hundirse.

El tiempo de vida de un gigante rojo y la naturaleza de su colapso depende de la masa de la estrella. Cuanto mayor es la masa, tanto más rápidamente el gigante rojo utilizará los últimos residuos de energía de que disponga a través de la fusión, y tanto más corta será su vida. Y lo que es más, cuanto mayor es la masa, tanto mayor y más intenso será el campo gravitacional y tanto más rápida será la contracción cuando llegue.

Cuando una estrella se contrae, queda todavía mucho hidrógeno en sus capas exteriores en donde las reacciones nucleares no han tenido lugar, y en donde, por tanto, el hidrógeno ha permanecido intacto. La contracción calentará toda la estrella (ahora es energía gravitacional convertida en calor,
a la
Helmholtz, no energía nuclear), así que la fusión comenzará en esas capas exteriores. De esta manera, el proceso de contracción coincide con un período de brillantez en el exterior.

Cuanto más masiva es la estrella, tanto más rápida es la contracción y más intenso el calentamiento en las capas exteriores, más hidrógeno para fusión y más rápidamente se fusiona, y tanto más violentos son los resultados. En otras palabras, una estrella pequeña se contraería suavemente, pero una gran estrella sufriría de suficiente fusión en sus capas más exteriores para arrojar parte de su masa exterior al espacio, haciéndolo más o menos explosivamente, y dejando que se contrajeran sólo las regiones interiores.

Cuanto más masiva la estrella, tanto más violenta la explosión. Si la estrella es lo suficientemente masiva, el período de gigante rojo terminará con una violenta explosión de magnitud inimaginable, durante la cual una estrella puede brillar brevemente con una luz igual en muchos miles de millones de veces la intensidad de una estrella ordinaria; en pocas palabras, con un esplendor igual a toda la galaxia de estrellas no explosivas. Durante semejante explosión, llamada «supernova», hasta un 95 % de la materia de una estrella puede ser arrojada al espacio exterior. Lo que quede se contraerá.

¿Qué sucede a la estrella en contracción que no explota o a la porción de una estrella que explota que se retrasa y se contrae? En el caso de la estrella pequeña que nunca se calienta lo suficiente en el curso de la contracción para poder explotar, se contraerá hasta alcanzar dimensiones simplemente planetarias, reteniendo, no obstante, toda o casi toda su masa original. Su superficie tiene un resplandor de calor blanco, considerablemente más caliente que la superficie de nuestro Sol en este momento. A distancia, esa estrella contraída parece débil, sin embargo, porque el resplandor de la luz irradia desde una superficie muy pequeña. Semejante estrella es una «enana blanca».

¿Por qué no sigue encogiéndose la enana blanca? En una enana blanca se han roto los átomos y los electrones ya no forman envoltura alrededor de los núcleos atómicos centrales, sino una especie de «gas electrón» que no puede contraerse más. Mantiene distendida la materia de la estrella, por lo menos al tamaño planetario y puede hacerlo así por tiempo indefinido.

La enana blanca llega a enfriarse al final, muy lentamente, y acaba su vida siendo demasiado fría para irradiar luz, de modo que se convierte en una «enana negra».

Cuando una estrella se contrae y se convierte en una enana blanca, si no es muy pequeña, puede arrojar de sí las regiones exteriores de su propio gigante rojo, al contraerse, provocando una suave explosión de escasas proporciones, perdiendo de este modo hasta una quinta parte de su masa total. Vista a distancia la enana blanca que se forma parece que está rodeada por una niebla luminosa, casi como un anillo de humo. Semejante objeto se llama «nebulosa planetaria», y en el espacio existe un buen número de ellas. Poco a poco, la nube de gas se dispersa en todas direcciones, se aclara, y desaparece en la materia del espacio interplanetario.

Cuando una estrella es suficientemente masiva para explotar con violencia durante el proceso de contracción, el resto que se contrae puede ser todavía demasiado masivo, incluso después de la pérdida considerable de masa en la explosión, para formar una enana blanca. Cuanto más masivo es el resto en contracción, tanto más se comprime contra sí mismo el gas electrón, y tanto más pequeña es la enana blanca.

Finalmente, si hay masa suficiente, el gas electrón no puede resistir la presión sobre sí mismo. Los electrones se comprimen en los protones presentes en los núcleos que vagan por el gas electrón, y se forman los neutrones. Éstos se suman a los neutrones que ya existen en los núcleos, y la estrella en ese momento consiste primordialmente en neutrones y nada más. La estrella se contrae hasta que esos neutrones entran en contacto. El resultado es una «estrella neutrón», que alcanza sólo el tamaño de un asteroide, quizá de diez a veinte kilómetros de diámetro, pero que conserva la masa de una estrella de gran tamaño.

Si el resto de la estrella en contracción todavía es más masivo, en ese caso ni los neutrones podrán resistir el impulso gravitacional. Estallarán y el resto se contraerá todavía más en un agujero negro.

¿Cuál puede ser, en este caso, el destino del Sol cuando llegue a su nivel de gigante rojo?

Puede continuar siendo un gigante rojo durante doscientos millones de años, un intervalo muy breve en la escala de los tiempos de vida estelar, pero que proporciona a la civilización un largo período de tiempo para desarrollarse en otros mundos exteriores forma-Tierra y en las instalaciones espaciales, y entonces se contraerá. No será lo suficientemente grande para explotar violentamente de modo que no existirá el peligro de que en un día o una semana de furia, la vida en el Sistema Solar quede aniquilada hasta la órbita de Plutón y más allá. No hay peligro. El Sol se contraerá simplemente, dejando detrás de él, cuanto más, una delgada película de su capa exterior, convirtiéndose en una nebulosa planetaria.

La nube de materia irá a la deriva por los planetas distantes que hemos imaginado albergarán a los descendientes de la Humanidad en tiempos del futuro lejano, y es probable que no represente ningún peligro para ellos. Se tratará simplemente de un gas claro, y además, si, como puede llegar a ser cierto, las colonias humanas viven bajo tierra o en ciudades cubiertas, sea como fuere no podría causarles ningún perjuicio.

El problema real radicará en el Sol que se contrae. Cuando se haya encogido convirtiéndose en una enana blanca (no es suficientemente masiva para formar una estrella neutrón y, ciertamente, nunca un agujero negro) no será más que un pequeño punto de luz en el espacio. Visto desde los satélites de Júpiter, si los humanos han conseguido establecerse a esa cercana distancia del Sol durante su período de gigante rojo, tan sólo será 1/4.000 brillante de lo que ahora se nos aparece en la Tierra, y también sólo proporcionará esa fracción de energía.

Si los establecimientos humanos en el Sistema Solar exterior dependen del Sol para su energía, no obtendrán la energía suficiente para mantenerse cuando el astro se haya convertido en una enana blanca. Tendrán que trasladarse a una distancia mucho más cercana, y no podrán hacerlo si para ello necesitan un planeta, ya que los cuerpos planetarios del Sistema Solar interior se habrán arruinado o destruido directamente en la fase de gigante rojo precedente de la existencia del Sol. Quedarán, pues, únicamente los establecimientos espaciales artificiales que sirvan de refugio para la Humanidad en los tiempos venideros.