1. La nebulosa:
- Todo comenzó con una nube gigante de gas y polvo llamado A Nebula . Esta nube estaba compuesta principalmente de hidrógeno y helio, junto con trazas de otros elementos.
- La nebulosa se mantuvo unida por su propia gravedad, pero también se movía constantemente y giraba.
2. Colapso y calefacción:
- Con el tiempo, las pequeñas perturbaciones dentro de la nebulosa causaron que algunas regiones se volvieran más densas.
- La gravedad llevó más y más material a estas áreas más densas, lo que hace que colapsen y se calentaran.
- A medida que el núcleo de la nube colapsante se hizo más pequeños, su densidad y temperatura aumentaron dramáticamente.
3. Encendido de fusión nuclear:
- En cierto punto, el núcleo de la nube colapsante se volvió tan caliente y densa que comenzó la fusión nuclear.
- Este es el proceso donde los átomos de hidrógeno se fusionan para formar helio, liberando una enorme cantidad de energía.
- Esta energía, en forma de luz y calor, es lo que impulsa el sol.
4. Equilibrio hidrostático:
- La presión externa de la fusión nuclear en el núcleo del sol equilibra el tirón interno de la gravedad. Este estado de equilibrio es lo que mantiene el sol estable.
5. Estrella de secuencia principal:
- Una vez que se encendió el proceso de fusión, el sol entró en una fase estable de su vida llamada secuencia principal .
- Esta es la etapa donde reside actualmente el sol.
6. Evolución futura:
- El sol continuará quemando hidrógeno durante miles de millones de años. Finalmente, se quedará sin combustible de hidrógeno en su núcleo.
- En este punto, el sol comenzará a evolucionar hacia un gigante rojo , expandiendo y envolviendo los planetas internos de nuestro sistema solar.
- Después de la fase gigante roja, el sol eventualmente arrojará sus capas externas, convirtiéndose en un enano blanco . Este es un objeto denso, caliente y pequeño que se enfría lentamente con el tiempo.
Entonces, la existencia del sol es el resultado de un proceso largo e intrincado de colapso gravitacional, fusión nuclear y evolución estelar continua.
