interesante habla sobre el sol Juan antonio

Las estrellas como el Sol permanecen en fase de protoestrella (durante la cual su temperatura no es todavía suficiente para encender las reacciones nucleares en el centro) por algunos millones de años, hasta que comienzan las reacciones nucleares. Luego alcanzan la secuencia principal donde comienzan a quemar hidrógeno. Los cálculos indican que en el Sol esta fase comenzó hace 4,5 mil millones de años y durará otros 5 mil millones.
Una vez que agote el suplemento de hidrógeno, el núcleo solar contendrá sólo helio. La fusión del H continuará en la capa que rodea al núcleo, el cual va creciendo. Su propio peso provoca su contracción, la temperatura central aumenta y comienza la fusión del He. Los núcleos de He se combinan entre sí para formar elementos más pesados: C, N y O, son las llamadas reacciones CNO. (H:hidrògeno, O:Oxìgeno, C:Carbono, He:Helio)
En este proceso se entrega calor a la estrella, el cual se suma al producido por la fusión de H en He, que todavía continúa realizándose en las capas exteriores. Este calor provoca la expansión de la superficie, mucho más allá que en las estrellas normales (de secuencia principal). El Sol abandonará aquí la secuencia principal y entra en la fase de gigante roja, durante la cual su radio aumentará hasta la órbita de Marte y perderá mucha masa. Por entonces la Tierra ya habrá desaparecido pues a medida que la estrella se expande, se enfría.
Cuando el Sol alcance el final de la fase de gigante roja habrán pasado uno o dos millones de años desde que dejó la secuencia principal. La fusión del He proporciona menos energía que la del H, es decir que la reserva de He se agota mucho más rápido que la de H. Por eso esta fase es corta respecto de toda la vida de la estrella y se observan pocas gigantes rojas: sólo 1% de las estrellas de nuestra galaxia están en esta etapa, es decir unos 2.500 millones de estrellas. La figura 30 muestra la evolución del Sol en el diagrama H-R desde su nacimiento sobre la ZAMS hasta la fase de gigante roja.
A medida que continúa la contracción del núcleo, hacia el final de su vida como gigante roja, su temperatura central será mayor de 100 millones de grados y por lo tanto la presión central será enorme. Esta presión será tan grande que la materia en el centro adquirirá propiedades cuánticas especiales, debido a la gran concentración de electrones. Este tipo de materia se denomina degenerada.
La densidad actual del Sol es semejante a la del agua. La materia degenerada tiene una densidad 100.000 veces mayor.
¿Qué sucederá cuando siga creciendo la temperatura central? La evolución post-secuencia principal del Sol es mucho más incierta que la presente y, por lo tanto, sólo se puede hacer una rápida estimación de su agonía luego del llamado “flash de helio”: una explosión gigante en su centro. Como resultado de este flash el núcleo se expande rápidamente y comienza a oscilar. Este movimiento es frenado por la envoltura que en la gigante roja aparece muy extendida. El centro, donde el He se transforma en C y el C en O está rodeado por una capa de H que se quema. Luego del flash de He la estrella se mueve sobre la rama horizontal, zigzaguea horizontalmente a través del diagrama H-R, aumentando su luminosidad. Esta fase dura solo unos cientos de millones de años.
Evolución del Sol en el diagrama H-R, desde su nacimiento sobre la ZAMS ra sólo unos cientos de hasta la fase de gigante roja.
Lo que sigue es muy difícil de predecir. Las etapas que transitará el Sol en su agonía se describen en detalle más adelante. Se supone que eyectará una envoltura de gas para transformarse en nebulosa planetaria. El núcleo remanente de las estrellas está formado principalmente por materia degenerada de electrones. En consecuencia no se puede contraer más y las estrella se enfrían lentamente transformándose en enanas blancas. Se estima que el Sol se transformará en una enana blanca con lo la mitad de su masa actual. El resto se habrá perdido en forma de vientos violentos y la eyección de sus capas superficiales durante la evolución post-secuencia principal. Las estrellas enfrían rápidamente al principio y luego lentamente , durante miles de millones de años. Las enanas blancas dejan de brillar y se transforman en enanas negras: una masa fría de materia degenerada. Este es el ùlimo suspiro del SOL.