Ciclo vitale del Sole

Il Sole è una stella di popolazione I (o terza generazione) la cui formazione sarebbe stata indotta dall’esplosione, circa 5 miliardi di anni fa, di una o più supernova/e nelle vicinanze di un’estesa nube molecolare del Braccio di Orione. Circa 4,57 miliardi di anni fa, il rapido collasso della nube portò alla formazione di una generazione di giovanissime stelle T Tauri, tra le quali anche il Sole. Subito dopo la sua formazione, assunse un’orbita quasi circolare attorno al centro della Via Lattea, ad una distanza media di circa 26 000 a.l.

Ipotesi del disco protoplanetario

Le inclusioni ricche di calcio e alluminio, residuate dalla formazione stellare, formarono poi un disco protoplanetario attorno alla stella nascente. Tale ipotesi è stata formulata alla luce dell’alta abbondanza di elementi pesanti, quali oro e uranio, nel nostro sistema planetario. Gli astronomi ritengono che questi elementi siano stati sintetizzati:

• o tramite una serie di processi nucleari endoergonici durante l’esplosione della supernova (nucleosintesi delle supernovae);
• o grazie alle trasmutazioni, per mezzo di successivi assorbimenti neutronici, da parte di una stella massiccia di seconda generazione.

Il Sole è attualmente nella sequenza principale del diagramma Hertzsprung-Russell, ovvero in una lunga fase di stabilità durante la quale l’astro genera energia attraverso la fusione, nel suo nucleo, dell’idrogeno in elio. La fusione nucleare fa sì che la stella sia in uno stato di equilibrio, sia idrostatico, ossia non si espande né si contrae, sia termico. Una stella di classe G2 come il Sole impiega, considerando la massa, circa 10 miliardi di anni per esaurire completamente l’idrogeno nel suo nucleo.

Il Sole si trova a circa metà della propria sequenza principale

Al termine di questo periodo di stabilità, tra circa 5 miliardi di anni, il Sole entrerà in una fase di forte instabilità che prende il nome di gigante rossa: nel momento in cui l’idrogeno del nucleo sarà totalmente convertito in elio, gli strati immediatamente superiori subiranno un collasso dovuto alla scomparsa della pressione di radiazione delle reazioni termonucleari. Il collasso determinerà un incremento termico fino al raggiungimento di temperature tali da innescare la fusione dell’idrogeno negli strati superiori, che provocheranno l’espansione della stella fino ad oltre l’orbita di Mercurio; l’espansione causerà un raffreddamento del gas, motivo per il quale la stella avrà una colorazione fotosferica tipicamente gialla intensa.

Quando anche l’idrogeno dello strato superiore al nucleo sarà convertito in elio si avrà un nuovo collasso, che determinerà un aumento della temperatura del nucleo di elio. A questa temperatura si innescherà repentinamente la fusione dell’elio (flash dell’elio) in carbonio e ossigeno. La stella subirà una riduzione delle proprie dimensioni, passando dal ramo delle giganti al ramo orizzontale del diagramma H-R.

Il Sole verso la fine…

A causa delle elevatissime temperature del nucleo, la fusione dell’elio si esaurirà in breve tempo e i prodotti di fusione si accumuleranno inerti nel nucleo.

Venuta a mancare nuovamente la pressione di radiazione che spingeva verso l’esterno, avverrà un successivo collasso che determinerà l’innesco della fusione dell’elio nel guscio che avvolge il nucleo e dell’idrogeno nello strato ad esso immediatamente superiore. Queste nuove reazioni produrranno una quantità di energia talmente elevata da provocare una nuova espansione dell’astro. Raggiungerà così dimensioni prossime circa 100 volte quelle attuali, tanto che la sua atmosfera arriverà ad inglobare molto probabilmente Venere.

Il destino della Terra

Incerto è invece il destino della Terra:

• alcuni astronomi ritengono che anche il nostro pianeta verrà inglobato dalla stella morente;
• altri invece ipotizzano che il pianeta si salverà, poiché la perdita di massa da parte della nostra stella farebbe allargare la sua orbita.

Il nostro pianeta sarà però inabitabile: gli oceani saranno evaporati a causa del forte calore e gran parte dell’atmosfera verrà dispersa nello spazio dall’intensa energia termica, che incrementerà l’energia cinetica delle molecole del gas atmosferico consentendo loro di vincere l’attrazione gravitazionale del nostro pianeta. Tutto ciò avverrà entro i prossimi 3,5 miliardi di anni e, cioè, ancor prima che il Sole entri nella fase di gigante rossa.

Entro 7,8 miliardi di anni, esaurito ogni processo termonucleare, il Sole rilascerà i suoi strati più esterni, che verranno spazzati via sotto forma di “supervento” creando una nebulosa planetaria; le parti più interne collasseranno e daranno origine ad una nana bianca (circa delle dimensioni della Terra), che lentamente si raffredderà sino a diventare, nel corso di centinaia di miliardi di anni, una nana nera.

Questo scenario evolutivo è tipico di stelle con una massa simile a quella del Sole, ossia che hanno una massa non sufficientemente elevata da esplodere come supernove.