E’ nata una stella (storia e destino del Sole)

In questa puntata della nostra rubrica parleremo della storia e destino del Sole partendo dalla sua nascita avvenuta circa 4.5 miliardi di anni fa. Scopriremo che l’intera vita di una stella, da quando essa si è completamente formata in poi, è una continua ricerca dell’energia necessaria per sopperire a quella irradiata nello spazio. E il modo più efficiente per ottenere tale energia è la continua trasformazione della materia che compone la stella.

di Fabio Giannattasio

Qual è la storia e il destino del Sole? Quali eventi scandiscono la sua storia?

La storia del Sole inizia con una nube densa di materia (costituita principalmente da idrogeno) fluttuante nello spazio, che iniziò a collassare sotto l’azione della propria gravità. Cosa abbia innescato questo meccanismo non è ancora esattamente noto. Forse fu causata da una perturbazione di densità, un raffreddamento del gas che ne favorì l’addensamento, o la compressione provocata da un’onda d’urto prodotta dalla deflagrazione di una stella nei paraggi. Di certo si verificò un’aggregazione di gas tale che la sua gravità superò l’energia delle particelle che la componevano e che tendevano a disperderla.

In balìa della forza di gravità, la nube iniziò a contrarsi. Nella contrazione l’energia liberata riscaldò la nube sempre più, finché la temperatura centrale non divenne abbastanza alta da iniziare a ionizzare (strappare gli elettroni più esterni dagli atomi) il gas. E il gas, che prima lasciava passare la radiazione come una bolla trasparente, divenne sempre più opaco, iniziando ad intrappolare la radiazione proveniente dalla nube stessa. Questa energia imprigionata aumentò ulteriormente la temperatura centrale e la densità della nube.

Si formò così una stella “primordiale”, probabilmente con una struttura totalmente convettiva, assomigliando cioè ad una gigantesca massa piena di materia in ebollizione, proprio come una pentola d’acqua sul fuoco. La temperatura centrale continuò ad aumentare, l’opacità iniziò a diminuire, così che il nucleo della protostella tornò ad essere trasparente alla radiazione.

Al crescere delle dimensioni del nucleo la temperatura “superficiale” della protostella aumentò. Nel frattempo le reazioni nucleari, che fondono nuclei di gas e producono energia, divennero sempre più efficienti, a tal punto da coprire il fabbisogno energetico della protostella che non ebbe più necessità di contrarsi per produrne. Il sistema raggiunse in tal modo una situazione di pseudo-equilibrio, in cui la contrazione si arrestò per via dell’energia liberata dalle prime reazioni nucleari al centro del Sole.

Quanto tempo è passato dal momento in cui la materia primordiale ha iniziato il collasso fino al momento in cui il Sole si è “acceso” mandando a regime la combustione dell’idrogeno?

Molti modelli di evoluzione stellare teorizzano che dal primo collasso siano trascorsi oltre un milione di anni (ben poca cosa in realtà) prima che il Sole abbia smesso di avere una struttura completamente convettiva. Già dopo alcune decine di migliaia di anni si accesero le primissime (non molto efficienti) reazioni nucleari che hanno iniziato a dare il loro contributo in energia per sorreggere la nostra stella. Ci sono però voluti circa 30 milioni di anni prima che tali reazioni fossero veramente efficienti e tali da poter sostenere completamente il Sole.

Dal momento in cui la composizione chimica dell’interno del Sole raggiunse un equilibrio per garantire l’efficienza delle reazioni, la nostra stella si trovò improvvisamente con un surplus di energia che ha dovuto smaltire raffreddandosi leggermente per diminuire il ritmo di produzione dell’energia stessa. Questo periodo intermedio è durato circa 50 milioni di anni. Soltanto successivamente la combustione dell’idrogeno è entrata a regime, facendo entrare il Sole nella Sequenza Principale*. Insomma, quando la produzione di energia è andata pienamente a regime, il Sole aveva iniziato a formarsi già da circa 80 milioni di anni!

La vita di una stella è dunque definita dalla costante ricerca di un equilibrio tra l’energia persa, principalmente irradiata nello spazio, e quella prodotta dalle reazioni di fusione. L’equilibrio tutt’ora vigente, persiste nel Sole da circa 4.5 miliardi di anni e continuerà per un periodo altrettanto lungo, fino all’esaurimento dell’idrogeno nel nucleo. E quando l’idrogeno nel nucleo finirà il Sole, come tutte le stelle, inizierà una nuova fase della sua vita. Per approfondire e comprendere meglio la struttura del Sole puoi leggere questo post.

Si ritiene che il Sole continuerà a bruciare idrogeno nel nucleo ancora per diversi miliardi di anni. E poi? Cosa accadrà?

Durante la fase di Sequenza Principale l’idrogeno presente nel nucleo viene convertito gradualmente in elio. Ciò continuerà ad avvenire per i prossimi 4.5-5 miliardi di anni. Dopodiché l’idrogeno nel nucleo si esaurirà e, con ciò, terminerà la parte più “stabile” della vita della stella. Inizierà una fase di trasformazioni. Per prima cosa, l’aumento di temperatura all’interno del Sole renderà ancora più efficienti le reazioni di fusione dell’idrogeno laddove questo è ancora abbondante, ossia in un guscio (in inglese shell) molto sottile attorno al nucleo di elio. Infatti, una così grande efficienza delle reazioni nucleari renderà sufficiente un volume “ridotto” di combustibile per sopperire alle perdite radiative del Sole. Di conseguenza, entrando a regime queste reazioni in shell, non ci sarà più bisogno di mantenere la temperatura così alta, che quindi  diminuirà. In tutto ciò la luminosità della stella rimarrà, per il momento, costante.

L’unico modo per far si che il Sole continui ad avere la stessa luminosità pur raffreddandosi è che si espanda notevolmente.

Sarà la fase di Gigante Rossa, in cui il Sole si espanderà fino ad inglobare i pianeti interni del sistema solare, probabilmente compresa la Terra! Ovviamente nel frattempo anche l’idrogeno che brucia in shell si trasformerà in elio e diventerà parte del nucleo. Questo vuol dire che il nucleo diverrà sempre più grande e ricco di elio (quindi più massiccio) mentre il guscio interno, in cui è bruciato idrogeno, si espanderà sempre più verso l’esterno. Si arriverà ad un punto in cui il nucleo sarà cresciuto tanto e sarà talmente massiccio da far collassare la stella su se stessa.

Cosa accadrà dopo?

Secondo alcuni modelli di evoluzione stellare la fase di Gigante Rossa durerà per circa un miliardo di anni prima che l’aumento di concentrazione di elio darà inizio a quei processi che ne favoriranno la fusione. E a questo punto il Sole sarà migliaia di volte più luminoso dell’attuale.

E poi?

Anche l’elio, proprio come l’idrogeno, brucerà producendo elementi più pesanti come carbonio e ossigeno mediante reazioni termonucleari che però sono meno efficienti di quella che trasforma idrogeno in elio. Con la produzione di elementi più pesanti (quali carbonio e ossigeno) il Sole si contrarrà nuovamente sotto la propria gravità. Questa volta però la contrazione non genererà abbastanza energia da innescare nuove reazioni nucleari. La fornace stellare sarà interrotta, e il Sole espellerà la sua parte più esterna stabilizzandosi in una configurazione fisica nota come Nana Bianca. L’espulsione nello spazio circostante dell’involucro esterno (costituito principalmente dall’idrogeno e dall’elio che non sono finiti a loro volta nella fucina solare), genererà una spettacolare Nebulosa Planetaria, come quella in Figura.

Nella sua configurazione di Nana Bianca il Sole avrà una massa circa la metà dell’attuale, tutta concentrata in un corpo celeste di carbonio e ossigeno di dimensioni simili a quelle della Terra. La contrazione da Gigante Rossa a Nana Bianca riscalderà la nostra stella facendola passare da circa 3000 a circa 20000 gradi(**). Per cui, contrariamente all’immaginario comune, il Sole sarà ben più caldo di quello attuale, nonostante apparirà come un minuscolo puntino bianco. E quel puntino bianco continuerà a brillare ancora per molto, molto tempo prima di spegnersi.

Nell’arco di circa 14 miliardi di anni, pressappoco l’età attuale dell’Universo, il nostro Sole si raffredderà di appena qualche decina di gradi! Soltanto dopo centinaia di migliaia di miliardi di anni e oltre il Sole sarà tanto freddo (pochi gradi sopra lo zero assoluto) da diventare, di fatto, invisibile, in uno stato di cosiddetta Nana Nera. Avremo quindi un corpo freddo, alla deriva nell’Universo.

E nonostante tutto, neppure a quel punto, potremmo dire che il Sole è giunto al termine della sua lunga vita! Ci sono diversi scenari, diverse possibilità di ulteriore evoluzione, diversi incontri che possono continuare ad arricchire la storia infinita della nostra stella, e a spostare ancora più lontano il momento della sua vera e propria fine.

E dopo tutto, dopo una storia così, anche se saremo già estinti, spariti, cancellati un’enormità di tempo prima, non possiamo non augurarci che sia una meravigliosa fine.

(*) La Sequenza Principale (SP) è una linea immaginaria nel diagramma evolutivo di Hertzsprung-Russel (HR) Temperatura VS Luminosità che le stelle tipicamente percorrono da destra verso sinistra finché bruciano il loro combustibile nel loro nucleo. La posizione di ingresso nella SP di una stella che inizia a bruciare idrogeno dipende fondamentalmente dalla sua massa: piccole masse si trovano in basso a destra nella SP, grandi masse nella parte in alto a sinistra.

(**) Come abbiamo visto nelle puntate precedenti il sole è fatto a strati, ciascuno dei quali caratterizzato da peculiari condizioni fisiche, compresa la temperatura. La temperatura a cui si allude qui è una temperatura che i fisici definiscono “effettiva” o “di corpo nero”. Può essere identificata approssimativamente con la temperatura della fotosfera. Attualmente la temperatura effettiva del Sole è circa 5772 gradi. Per altri dettagli vedi anche le pagine divulgative della NASA.