Hace millones de años, el Sol era un estrella gi-
gante caliente, que giraba a gran velocidad. En
aquel entonces, tenía un diámetro cinco veces ma-
yor y una masa diez veces superior a la actual. Era -
2.000 veces más luminoso y giraba a 200 kilóme:
tros por segundo como ahora, Pero, como resulta-
do de los fenómenos físicos que ocurren en su inte-
rior, comenzó a perder masa rápidamente a la vez
que disminuía su luminosidad. Por fin, hace unos:
3,000 millones de años o poco más, ese proceso
se detuvo y el sol entró en una fase de estabilidad
que todavía continúa y que deberá durar al menos
otros 10,000 millones de años
Durante todo ese tiempo, irá consumiendo su re-
serva de hidrógeno transformándoto en helio para
liberar energía: Tarde o temprano, sin embargo, se
agotará el hidrógeno. Disminuirá la intensidad de
su emisión de energía y la presión interna de la ra-
diación será insuficiente para impedir que las capas
exteriores se desplomen hacia el centro por efecto
de la propia gravedad solar. Podrán ocurrir enton-
ces dos cosas: una contracción súbita en verdadero
desplome que haga aumentar rápidamente la tem-
peratura por la compresión del material, o una con-
tracción lenta.
En el primer caso, ei súbito aumento de tempe-
ratura desatará un nuevo tipo de reacciones termo-
nucleares, en las que el helio-muy abundante para
entonces se transformará en carbono y otros ele-
mentos pesados. El Sol será más pequeño, pero po-
drá brillar con intensidad semejante a la actual du-
ranta otros miles de millones de años. En el segun-
do caso, debido a la lentitud de la contracción gra-
vitacional, el calor generado por la compresión
del material irradiará al espacio sin elevar. conside-
rablemente la temperatura. No podrá entonces ha-
ber reacciones helio-carbono, sino que el Sol se
irá encogiendo, volviéndose cada vez más denso,
hasta convertirse en una estrella enana blanca, fría,
cientos de miles de veces más densa que el agua y
con sólo unos miles de kilómetros de diámetro.
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