És clar que ja fa 75 anys d’això, però el veure la xifra mil nou-cents encara em porta a pensar en “va ser just ahir”.
Avui se sap amb molta precisió quins processos porten al Sol i a les demés estrelles a brillar.
La nostre estrella es va forma fa aproximadament 4,6 mil milions d’anys, a partir d’un dens núvol composat bàsicament per hidrogen, l’element químic més comú a l’univers i, a l’hora, el més senzill de tots. Ho va fer, segurament, dins el sí d’una gran nebulosa, en un bressol que va veure néixer a desenes o potser centenars d’estrelles bessones del Sol.
El material que composava part de la nebulosa es va col•lapsar sobre ell mateix, per efecte de la gravetat. Aquest procés va ser, molt probablement, iniciat per l’explosió d’una supernova relativament propera (la mort violenta d’una estrella massiva).
D’aquesta forma, la gran bola d’hidrogen va anar guanyant temperatura en el seu interior, en un procés lent però gradual, a partir de les fredors que dominen l’espai (pocs graus per sobre del zero absolut, és a dir, aproximadament uns -270 graus).
Aproximadament cap als 10 milions de graus (!!!) va passar quelcom que va donar vida a la nova estrella. A aquesta temperatura, va començar la primera reacció nuclear en el nucli del jove Sol.
La importància d’això és transcendental per a nosaltres. És l’origen autèntic de la vida (o de la possibilitat de vida) a la Terra.
La reacció nuclear de la què parlem, que és per cert la més freqüent en totes les estrelles de l’univers, fusiona 4 nuclis d’hidrogen per a produir-ne un d’heli, el segon element químic més simple.
D’aquesta forma, el centre del Sol es va convertir en un autèntic forn nuclear, que crea heli a partir del hidrogen. En fer-ho, va aconseguir arribar a un equilibri, que durarà milers de milions d’anys: la pressió de la gran quantitat d’energia despresa en l’interior contraresta el pes de la gravetat que havia anat comprimint l’estrella. El resultat va ser que l’estrella va deixar de caure sobre si mateixa, i començà una llarga i pròspera vida.
Però aturem-nos un moment a calibrar la magnitud del què acabem d’explicar.
Vet aquí que si sumem la massa dels 4 nuclis d’hidrogen, i la del producte resultat, el nucli d’heli, quelcom no quadra. Falta massa. Aquesta massa que falta s’ha convertit en energia (segons la famosíssima fórmula d’Einstein E=mc2), energia que s’escapa de l’estrella en forma de llum (en el procés de fusió es generen, també, neutrins, aquells fantasmes quasi sense massa). I la llum ens porta vida i escalfor.
Per a que ens fem una idea de la dimensió, cada segon el Sol fusiona aproximadament 600 milions de tones d’hidrogen, i perd 4 milions de tones de material en forma de llum. Us imagineu el que és perdre, cada segon de cada dia de cada any de cada mil•lenni 4 milions de tones? Això sí que és aprimar-se!
Respecte de la producció de neutrins, poca broma. Aixequeu una ma a l’aire, i mireu-vos l’ungla del dit gros. Doncs bé, en aquest precís instant, sigui de dia o de nit, cada segon estan travessant la superfície que ocupa la vostra ungla 100.000 milions de neutrins!
És bastant impressionant pensar en la violència de les reaccions que tenen lloc al cor del Sol, i, a l’hora, l’aparent serenor d’aquest astre, que sembla no immutar-se front aquest ritme brutal de generació d’energia i de pèrdua de massa. I si us pregunteu quant de temps pot aguantar una estrella com el Sol en aquestes condicions, us diré que uns 10 mil milions d’anys. I quan la seva vida s’acabi, només haurà consumit una petita fracció de la seva massa total, aquella que resideix en el centre de l’estrella. És a dir, que combustible no li falta pas!
I així anirà fent el Sol, fins a un dia en el que el combustible d’hidrogen en el seu centre s’esgoti. En aquell moment, el nucli del Sol estarà composat per heli, i la quantitat ingent d’hidrogen que encara existirà a l’estrella estarà massa allunyada del centre com per a poder seguir alimentant el procés de fusió.
Aquell equilibri que explicàvem s’acabarà. Durant els següents centenars de milions d’anys, el Sol haurà de viure grans canvis, que el portaran cap a la seva vellesa. Una vellesa un xic violenta, per cert.
Incapaç de resistir el seu propi pes, la part central de la nostra estrella es contraurà, però aquest cop, com una espècie d’efecte rebot, les seves capes exteriors creixeran enormement. El resultat és que el Sol engegantirà, fins al punt de menjar-se els seus fills més propers (és a dir, Mercuri i Venus,... i la Terra diríem que ho pot tenir bastant fotut també). La contracció del nucli, però, endegarà una nova cadena de reaccions nuclears, que començaran a fusionar heli per a crear altres elements més pesats, com ara el Carboni i l’Oxigen.
Arribarà un altre cop la calma. El Sol en equilibri. Però res tornarà ja a ser com abans. L’estrella estarà consumint els darrers milions d’anys de vida, convertida en una gegant vermella.
Quan s’esgoti el combustible en el nucli, el Sol morirà. I ho farà expulsant la major part de la seva massa, i quedant reduït a una bola de material (quasi tot carboni i oxigen). Una nana blanca, que ja no brillarà més degut a les reaccions nuclears, sinó que ho farà simplement per dissipació de calor.
Aquella que un dia va regnar sobre el nostre cel, desposseïda ja del seu títol d’estrella, es refredarà lentament, durant bilions d’anys, i s’anirà apagant.
En el seu record potser estarà un dels seus fills, aquell planeta blau al què va donar llum, i en el que, fa molt de temps, va succeir un miracle. El miracle de la vida.
0 comentarios:
Publica un comentari a l'entrada