Los planetas gigantes del sistema solar se desintegran en 9 de cada 10 simulaciones

Júpiter, Saturno, Urano y Neptuno llevan mucho tiempo considerándose la maquinaria más resistente del sistema solar, un conjunto de órbitas que se esperaba que sobreviviera al universo muchas veces. Nuevas simulaciones sostienen que será el propio Sol quien desmonte esa maquinaria al morir, muy probablemente en torno a mil millones de años después de convertirse en una enana blanca.

El responsable es la forma en que el Sol pierde masa. Los cálculos anteriores suponían que un Sol moribundo desprendería sus capas exteriores de manera uniforme, como una fuga lenta, lo que estira todas las órbitas sin alterar el orden de los planetas. El nuevo trabajo, de Konstantin Batygin y Jim Fuller, de Caltech, y Fred Adams, de la Universidad de Míchigan, parte de las pruebas de que las estrellas moribundas expulsan sus envolturas en estallidos separados y asimétricos. Cada estallido da al Sol un pequeño empujón, y los planetas perciben cada uno de ellos.

A lo largo de cientos de futuros simulados, esos empujones se acumularon. En el escenario que los autores consideran más próximo a las observaciones, alrededor del 40 % de los sistemas solares simulados ya se habían desestabilizado o habían quedado violentamente alterados cuando se formó la enana blanca, y aproximadamente nueve de cada diez se desintegraron en un plazo de 3.000 millones de años. En algunas ejecuciones, Saturno fue expulsado por completo del sistema solar. En otras, Urano y Neptuno intercambiaron sus posiciones.

Si el resultado se confirma, el final del sistema solar deja de ser un accidente lejano provocado por una estrella de paso. Pasa a formar parte de la manera en que muere el Sol, y la misma lógica alcanza a casi todos los sistemas planetarios de la galaxia, porque prácticamente todas las estrellas terminan sus vidas como enanas blancas.

Por qué un Sol moribundo da patadas a sus propios planetas

Dentro de aproximadamente 5.000 millones de años, el Sol se hinchará hasta convertirse en una gigante roja y, durante sus fases gigantes, perderá cerca del 46 % de su masa. Al haber menos masa que los mantenga sujetos, los planetas se desplazan hacia fuera. En el escenario uniforme, cada órbita crece por un factor de aproximadamente 1,85, de modo que el sistema solar exterior se convierte en una copia más grande y más lenta del que conocemos.

La pista de que la pérdida no es uniforme procede de Gaia, el satélite cartográfico de estrellas de la Agencia Espacial Europea. Al seguir pares de estrellas que orbitan entre sí a grandes distancias, los astrónomos descubrieron que las enanas blancas recién nacidas se mueven como si hubieran recibido una patada de unos 0,75 km por segundo, aproximadamente 2.700 km/h. Una estrella que expulsara su gas de forma homogénea en todas las direcciones no recibiría ninguna patada.

La explicación principal, un marco que Fuller propuso recientemente, es que la envoltura de una gigante roja se desprende en penachos discretos impulsados por la agitación de sus capas exteriores. Los telescopios que combinan la luz de varios espejos ya muestran nubes de polvo separadas y cambiantes alrededor de estrellas gigantes envejecidas. Cada penacho empuja ligeramente a la estrella en una dirección aleatoria, y los empujones se suman hasta producir la patada observada.

Para los planetas, un empujón al Sol es un empujón simultáneo a todas las órbitas. En el caso de referencia del estudio, el Sol recibe unos 4.600 retrocesos de unos pocos metros por segundo cada uno, con una mediana de alrededor de 7 m/s. Por separado son diminutos. Como impactan en puntos aleatorios de la órbita de cada planeta, no se anulan entre sí, y las órbitas empiezan a desviarse. «Todo cambia cuando la envoltura se marcha en pedazos», escriben los autores.

Cómo lo hicieron

El equipo utilizó rebound, un código de código abierto ampliamente empleado que calcula cómo se mueven los cuerpos bajo la gravedad mutua, y lo combinó con un modelo de la evolución del Sol construido con MESA, un programa estándar de evolución estelar. Los cuatro planetas gigantes partieron de sus posiciones y velocidades actuales, y después el Sol perdió masa siguiendo esa trayectoria del modelo.

Primero llegó el experimento de control. En más de 60 ejecuciones con pérdida de masa uniforme, el resultado nunca cambió: las órbitas se expandieron, las relaciones entre los periodos orbitales de los planetas permanecieron congeladas y el sistema siguió siendo estable durante miles de millones de años.

Después, los investigadores dividieron la pérdida de masa en fragmentos. Ejecutaron 672 simulaciones, variando el tamaño de cada parcela expulsada de gas desde una diezmillonésima hasta una diezmilésima parte de la masa del Sol, y variando si los estallidos se producían a lo largo de todas las fases gigantes del Sol o solo de la última, denominada rama asintótica de las gigantes. A continuación siguieron cada estado final durante otros 3.000 millones de años, sin estrellas de paso ni otras perturbaciones externas.

De 10¹⁸ años a alrededor de mil millones

Las cifras que se sustituyen son enormes. Se calculaba que el caos por sí solo necesitaría unos 10¹⁸ años, un trillón de años, para desestabilizar Urano. Añadir estrellas de paso, para las que las órbitas ensanchadas son un objetivo más fácil, reducía la estimación a entre 30.000 y 100.000 millones de años. El universo tiene unos 13.800 millones de años.

Con la calibración que prefieren los autores, el sistema solar se deshace ahora por sí solo aproximadamente mil millones de años después de que se forme la enana blanca, cien veces antes que la espera prevista para la primera estrella de paso perturbadora. En las ejecuciones más violentas, la órbita de Neptuno se estiró hasta una excentricidad de alrededor de 0,5, de manera que su distancia al Sol oscilaría por un factor de tres entre sus puntos más cercano y más lejano.

El problema no siempre espera a que el Sol termine de morir. En 37 de las 48 ejecuciones del escenario preferido, las órbitas empezaron a cruzarse antes de que acabara la pérdida de masa; la más temprana ocurrió cuando el Sol aún era una gigante roja que conservaba el 89 % de su masa actual. En un ejemplo, Saturno fue expulsado en los 2,5 millones de años posteriores al nacimiento de la enana blanca, dejando a Urano y Neptuno ligados entre sí.

Isaac Newton sospechaba que la atracción mutua de Júpiter y Saturno acabaría destruyendo el orden de los planetas. Laplace y Lagrange demostraron más tarde que, a su nivel de aproximación, las órbitas solo oscilan, y tres siglos de cálculos siguieron aplazando el veredicto. «La inestabilidad prevista por Newton es real después de todo. Solo se equivocó acerca del responsable», concluyen los autores.

No todos los resultados fueron destructivos. Algunas ejecuciones atraparon pares de planetas en resonancias, patrones orbitales rítmicos que el sistema solar nunca ha tenido: Júpiter y Saturno en una proporción de 5:2, o Urano completando dos órbitas por cada una de Neptuno. En 8 de las 672 simulaciones, ambos pares quedaron atrapados a la vez. Esos sistemas bloqueados no eran más seguros y, en las ejecuciones más granulares, sobrevivieron con una frecuencia ligeramente menor que los demás.

Lo que las simulaciones no resuelven

Todo depende de una cantidad que nadie ha medido directamente: el tamaño de cada bocanada de gas que escapa. Si el Sol desprende su envoltura en parcelas de una diezmillonésima parte de su masa o menos, los estallidos se promedian en gran medida y el sistema solar sobrevive como una copia ampliada de sí mismo. Los resultados violentos pasan a dominar cuando las parcelas alcanzan aproximadamente una cienmilésima parte de una masa solar.

El puente entre las patadas de Gaia y el tamaño de las parcelas también es una interpretación. Supone que las patadas proceden de muchas eyecciones independientes. Los autores sostienen que incluso el extremo inferior del intervalo medido, 0,25 km por segundo, implica parcelas que ya se encuentran en el régimen violento. También señalan que su escenario principal extiende los estallidos más allá de la rama asintótica de las gigantes, la fase en la que el modelo está mejor calibrado. Limitar los estallidos a esa fase eliminó todas las desintegraciones tempranas durante la etapa de gigante roja; aun así, el 83 % de los sistemas se volvió inestable en un plazo de 3.000 millones de años.

El trabajo deja al margen los planetas interiores. Solo sigue a los cuatro gigantes, por lo que Mercurio, Venus, la Tierra y Marte no forman parte del cálculo. Estudios anteriores situaban el propio riesgo de Mercurio en alrededor del 1 %: esa es la probabilidad de que su órbita se vuelva inestable antes de que el Sol abandone su actual fase de combustión de hidrógeno.

La teoría también hace predicciones que los astrónomos pueden comprobar. Si las estrellas moribundas sacuden habitualmente a sus planetas hasta liberarlos, las enanas blancas jóvenes deberían ir acompañadas de una población de planetas errantes. En estas simulaciones, los gigantes fueron expulsados con mucha más frecuencia de la que chocaron entre sí, y los restos que sí caen sobre las enanas blancas deberían proceder sobre todo de cuerpos rocosos, y no de planetas gigantes, lo que coincide con el material rocoso medido hasta ahora en enanas blancas contaminadas.

Preguntas habituales sobre la muerte del Sol y los planetas

¿Se desintegrará el sistema solar cuando muera el Sol?

Según estas simulaciones, probablemente sí en el caso de los planetas gigantes. Si el Sol pierde sus capas exteriores en miles de estallidos separados, como sugieren las patadas de las enanas blancas, aproximadamente nueve de cada diez sistemas simulados se volvieron inestables en los 3.000 millones de años posteriores a la formación de la enana blanca. Con una pérdida de masa uniforme, los planetas permanecieron estables.

¿Cuándo se convertirá el Sol en una gigante roja?

Dentro de aproximadamente 5.000 millones de años. El Sol perderá entonces cerca del 46 % de su masa durante sus fases gigantes antes de terminar como una enana blanca de unas 0,54 masas solares. En el estudio, las desintegraciones ocurren durante esa pérdida de masa o en los miles de millones de años siguientes.

¿Qué es una patada de enana blanca?

Es la pequeña velocidad que una estrella parece adquirir al convertirse en una enana blanca, unos 0,75 km por segundo según las mediciones de Gaia de pares amplios de estrellas. Una patada significa que la estrella perdió su gas de manera desigual, y cada estallido desigual también empuja a los planetas que estén en órbita.

¿Podría Saturno ser realmente expulsado del sistema solar?

En algunas simulaciones, sí. En una ejecución, Saturno fue expulsado en los 2,5 millones de años posteriores a la formación de la enana blanca. Entre los planetas gigantes, las expulsiones fueron más frecuentes que las colisiones, por lo que los planetas perdidos vagarían por la galaxia como mundos errantes.

Qué viene después

El estudio apareció en The Astrophysical Journal Letters en septiembre de 2026, después de una prepublicación en arXiv, y recibió una cobertura más amplia el 12 de octubre. Su cifra central puede precisarse con más mediciones de Gaia sobre las patadas de las enanas blancas y con mejores modelos de cómo las estrellas gigantes expulsan gas. Los autores también señalan los planetas y restos que ahora se están encontrando alrededor de enanas blancas como un registro de cómo murió cada estrella, de modo que cada nuevo sistema contabilizado allí pone a prueba si los gigantes del Sol están condenados o simplemente se harán más grandes.

Referencia: Batygin et al., «Terminal Instability of the Solar System Triggered by Stochastic Solar Mass Loss,» The Astrophysical Journal Letters, 2026. DOI: 10.3847/2041-8213/aea290

Etiquetas: astronomia, enana blanca, Caltech, Konstantin Batygin, sistema solar, sol