Un composito di 25 immagini del Sole, che mostra lo scoppio/attività solare in un periodo di 365 giorni. Senza… la giusta quantità di fusione nucleare, che è resa possibile dalla meccanica quantistica, niente di ciò che riconosciamo come vita sulla Terra sarebbe possibile.
NASA / Solar Dynamics Observatory / Atmospheric Imaging Assembly / S. Wiessinger; post-processing di E. Siegel
Qui sulla Terra, gli ingredienti per la vita per sopravvivere, prosperare, evolversi e sostenersi sul nostro mondo sono tutti coesistiti senza problemi per miliardi di anni. Oltre a tutti gli atomi e le molecole che il nostro pianeta possiede, il nostro mondo ha anche le condizioni giuste per l’acqua liquida sulla sua superficie, grazie alla nostra atmosfera e alla giusta distanza dal nostro Sole.
Tuttavia, se il Sole fosse significativamente più freddo o più caldo, questa abitabilità finirebbe bruscamente. Tutti gli ingredienti che potremmo concepire non cambierebbero il semplice fatto: senza il giusto apporto di energia dal nostro Sole, la vita sarebbe impossibile. Il nostro Sole contiene il 99,8% della massa del sistema solare, ma diventa ogni giorno più leggero. Quando passerà abbastanza tempo, i suoi cambiamenti renderanno la Terra inabitabile. Ecco come sta cambiando.
Impressione artistica di una giovane stella circondata da un disco protoplanetario. Ci sono molte proprietà sconosciute… sui dischi protoplanetari intorno a stelle simili al Sole, ma l’immagine generale di un disco polveroso con elementi pesanti distribuiti al suo interno è certamente ciò che ha dato origine ai nostri pianeti.
ESO/L. Calçada
Quando il nostro sistema solare si è formato, un grande ammasso di massa ha iniziato ad attrarre gravitazionalmente sempre più materia, formando una protostella in crescita. Intorno ad essa, si formò un disco protoplanetario, completo dei semi dei futuri pianeti del sistema solare. Ne è seguita una gara tra due forze concorrenti: la gravitazione, che lavora per far crescere la nostra protostella e i pianeti all’interno del disco, e le radiazioni provenienti da stelle esterne e dal nostro giovane Sole in formazione.
Quando la radiazione alla fine vince, il nostro Sole e i pianeti non possono più crescere, e la materia che continuerebbe a cadere viene spazzata via, dando infine origine al nostro moderno sistema solare.
Gli asteroidi nel primo sistema solare erano più numerosi, e il cratere era catastrofico. Una volta che il… disco protoplanetario e il materiale protostellare circostante sono evaporati, la crescita della massa complessiva del sistema solare cessa, e può solo diminuire da quel punto in poi.
NASA / GSFC, BENNU’S JOURNEY – Heavy Bombardment
Questo segna il punto in cui il nostro sistema solare raggiunge il picco di massa: il più massiccio che sarà mai. Questo segna anche, non molto casualmente, il punto in cui il nostro Sole è al suo minimo energetico. Finché fonderà elementi più leggeri in elementi più pesanti, non emetterà mai più così poca energia.
Non sembra paradossale? Il Sole, da questo punto in poi, diventerà solo meno massiccio, mentre la quantità di energia che emette non farà che aumentare.
Se questo è in contrasto con quello che pensi che sappiamo sulle stelle, non sei solo. Dopo tutto, le stelle più massicce bruciano più calde e più luminose, a parità di condizioni.
Il (moderno) sistema di classificazione spettrale Morgan-Keenan, con l’intervallo di temperatura di ogni classe stellare… mostrato sopra, in kelvin. La stragrande maggioranza delle stelle oggi sono di classe M, con solo 1 stella conosciuta di classe O o B entro 25 parsec. Il nostro Sole è una stella di classe G.
Wikimedia Commons user LucasVB, additions by E. Siegel
Ci sono davvero solo un paio di fattori, tutti in combinazione tra loro, che determinano quanto è calda una stella. Dato che le stelle ottengono la loro potenza dalla fusione nucleare di elementi più leggeri in elementi più pesanti, possiamo effettivamente enumerare ciò che fa sì che una stella emetta energia. I fattori sono:
- La temperatura al centro della stella, poiché temperature più alte significano più energia per particella, e quindi una maggiore probabilità di un evento di fusione quando due particelle si scontrano.
- La dimensione della regione di fusione, poiché regioni più grandi in cui la fusione può avvenire portano a una maggiore fusione nella stessa quantità di tempo.
Se guardiamo e confrontiamo due stelle diverse, quella più massiccia tende a raggiungere temperature più alte al centro e ad avere una regione di fusione più grande. Ma se guardiamo all’interno di ogni singola stella, vediamo qualcos’altro.
La catena protone-protone è responsabile della produzione della maggior parte della potenza del Sole. Fondere… due nuclei He-3 in He-4 è forse la più grande speranza per la fusione nucleare terrestre, e una fonte di energia pulita, abbondante e controllabile, ma tutte queste reazioni devono avvenire nel Sole.
Borb / Wikimedia Commons
Il Sole, mentre brucia il suo combustibile, ottiene la sua energia fondendo l’idrogeno, in una reazione a catena, in elio. La catena protone-protone è il modo in cui il nostro Sole (e la maggior parte delle stelle) ottiene la sua energia, poiché il prodotto finale (elio-4) è più leggero e di massa inferiore rispetto ai reagenti iniziali (4 protoni). La fusione nucleare funziona secondo il principio di equivalenza massa-energia, dove una piccola frazione di circa lo 0,7% della massa totale di ciò che viene fuso viene convertita in energia attraverso la E = mc2 di Einstein.
Quando questo avviene, la massa del Sole scende lentamente; l’energia viene trasportata verso la superficie, e il “prodotto di scarto” dell’elio affonda più in basso nella regione centrale del nucleo.
Questo spaccato mostra le varie regioni della superficie e dell’interno del Sole, compreso il… nucleo, che è dove avviene la fusione nucleare. Col passare del tempo, la regione contenente elio nel nucleo si espande, facendo aumentare la produzione di energia del Sole.
Wikimedia Commons user Kelvinsong
L’elio al centro non può fondere a queste temperature, quindi c’è meno fusione per unità di volume nelle regioni ricche di elio. Senza fusione, c’è meno radiazione, e la parte interna ricca di elio comincia a contrarsi sotto la sua stessa gravità. Ma la contrazione gravitazionale sprigiona energia, il che significa che c’è molto calore/energia termica che viene trasportata verso l’esterno.
Quando la stella invecchia, quindi, le temperature interne aumentano, e la regione dove la fusione può avvenire (a temperature di 4 milioni di K e oltre) si espande verso l’esterno. Complessivamente, il tasso di fusione e il volume in cui la fusione avviene aumenta nel tempo. Questo ha come risultato che il Sole – e tutte le stelle simili al Sole – aumenta la sua produzione di energia man mano che invecchia.
L’evoluzione della luminosità del Sole (linea rossa) nel tempo. Il grande aumento è dovuto alla temperatura del nucleo… e al volume in cui avviene la fusione che aumenta man mano che il Sole brucia il suo combustibile.
L’utente RJHall di Wikimedia commons, basato su Ribas, Ignasi (febbraio 2010) Solar and Stellar Variability: Impact on Earth and Planets, Proceedings of the International Astronomical Union, IAU Symposium, volume 264, pp. 3-18
Allo stesso tempo, l’energia che viene trasportata alla superficie non solo causa l’emissione di luce, ma alcune delle particelle vaganti al limite della fotosfera del Sole. Elettroni, protoni e persino nuclei più pesanti possono guadagnare abbastanza energia cinetica da essere espulsi dal Sole, creando un flusso di particelle noto come vento solare. Le particelle cariche si diffondono in tutto il sistema solare e nella maggior parte dei casi lasciano il sistema solare interamente, anche se alcune di esse, per un allineamento casuale della geometria, finiscono per colpire l’atmosfera di uno dei pianeti. Quando lo fanno, creano l’effetto noto come aurora, che l’umanità ha misurato e osservato nel corso della storia.
Questa è un’immagine in falsi colori dell’ultravioletto Aurora Australis catturata dal satellite IMAGE della NASA e… sovrapposta all’immagine Blue Marble della NASA basata sul satellite. La Terra è mostrata in falso colore; l’immagine dell’aurora, invece, è assolutamente reale.
NASA
Negli ultimi 4,5 miliardi di anni, il Sole è diventato più caldo, ma anche meno massiccio. Il vento solare, come lo misuriamo oggi, è più o meno costante nel tempo. Ci sono occasionali brillamenti ed espulsioni di massa, ma non incidono molto sul tasso complessivo di perdita di massa del Sole. Allo stesso modo, la produzione di energia di fusione del Sole è aumentata di circa il 20% nel corso della sua storia, ma anche questo è un piccolo fattore.
Se misuriamo il tasso di perdita di massa oggi, dovuto sia al vento solare che alla fusione nucleare, possiamo capire quanto il Sole sta diventando più leggero ogni secondo che passa. Possiamo anche estrapolare quanta massa il Sole ha perso nel corso di tutta la sua storia da quando è nato: un’impresa notevole.
Un’eruzione solare dal nostro Sole, che espelle la materia lontano dalla nostra stella madre e nel sistema solare, è nana… Sistema solare, è nano in termini di “perdita di massa” dalla fusione nucleare, che ha ridotto la massa del Sole di un totale dello 0,03% del suo valore iniziale: una perdita equivalente alla massa di Saturno. Finché non abbiamo scoperto la fusione nucleare, tuttavia, non potevamo stimare con precisione l’età del Sole.
Solar Dynamics Observatory / GSFC della NASA
Il vento solare porta via circa 1,6 milioni di tonnellate di massa ogni secondo, o 1,6 × 109 kg/s. Questo è sicuramente un sacco di materiale, e si somma in lunghi periodi di tempo. Ogni 150 milioni di anni, il Sole perde all’incirca la massa della Terra a causa del vento solare, o circa 30 masse terrestri nel corso dell’intera vita del Sole finora.
Dalla fusione, tuttavia, il Sole perde ancora più massa di quella. La potenza del Sole è relativamente costante: 4 × 1026 W, il che significa che converte circa 4 milioni di tonnellate di massa in energia ogni secondo. Dalla fusione, quindi, il Sole perde circa il 250% della massa, ogni secondo, che viene portata via dal vento solare. Nel corso dei suoi 4,5 miliardi di anni di vita, il Sole ha perso circa 95 masse terrestri a causa della fusione: circa la massa di Saturno.
Il Sole, mostrato qui, genera la sua energia fondendo idrogeno in elio nel suo nucleo, perdendo piccole… quantità di massa nel processo. Nel corso della sua vita, ha perso circa la massa di Saturno con questo processo: circa 2,5 volte la massa che ha perso a causa del vento solare.
NASA / Solar Dynamics Observatory (SDO)
Con il passare del tempo, la quantità di massa persa dal Sole aumenterà, soprattutto quando entrerà nella fase gigante della sua vita. Ma anche a questo ritmo relativamente costante, la crescita dell’elio nel nucleo del Sole significa che ci riscalderemo qui sul pianeta Terra. Dopo circa 1 o 2 miliardi di anni, il Sole sarà abbastanza caldo da far bollire completamente gli oceani della Terra, rendendo impossibile l’acqua liquida sulla superficie del nostro pianeta. Mentre il Sole diventerà sempre più leggero, diventerà controintuitivamente sempre più caldo. Il nostro pianeta ha già consumato circa tre quarti del tempo che abbiamo in cui la Terra è abitabile. Mentre il Sole continua a perdere massa, l’umanità e tutta la vita sulla Terra si avvicina al suo inevitabile destino. Facciamo in modo che questi ultimi miliardi di anni o giù di lì contino.