Il destino del Sole

Ci sono stelle che muoiono scuotendo con un'immane esplosione la galassia che le ospita. Ci sono stelle più discrete, che esalano silenziosamente il loro ultimo respiro.

Il Sole è tra queste. Essendo ben lontana dal valore di massa che potrebbe innescare l'esplosione di supernova, la nostra stella, dopo essersi spogliata dell'atmosfera, metterà a nudo il suo nucleo, piccolo come un pianeta, e inizierà la sua lunga agonia di nana bianca. Le nane bianche hanno fatto il loro ingresso in sordina nel mondo dell'astronomia solo nel 1844 quando Friedrich Bessel, studiando in dettaglio il moto proprio della brillante Sino (1a "stella del Cane"), scoprì che in realtà si trattava di un sistema binario la cui seconda componente (chiamata Sino B e da alcuni soprannominata il "cucciolo") non risultava visibile, seppure avesse massa paragonabile. Solo nel 1862 Alvan Clark usando particolari accorgimenti riuscì a vedere la debole compagna, la cui luminosità risultò essere diecimila volte inferiore quella dì Sirio stessa. Fin qui niente di strano, finche nel 1914 Walter Adams, studiando lo spettro di Sino B, scopri che si trattava di una stella "bianca", cioè con una temperatura superficiale piuttosto elevata: ben 8000 Kelvin (contro i circa 6000 K del Sole) rilascia da ogni metro quadrato circa il triplo dell'energia che Sole emette dalla stessa superficie. Eppure la luminosità totale molto bassa. Tutti i fatti potevano essere conciliati tra loro solo supponendo che le dimensione di Sino B fossero molto piccole una vera "nana stellare". Sirio è infatti il prototipo di quegli astri che sono detti nane bianche. Nel 1926 Sir Arthur Eddington scriveva: "Abbiamo una stella ( massa circa uguale a quella del Sole e di raggio molto più piccolo di quello di Urano", per cui la densità di Sino B risultava essre dell'ordine di migliaia di chili per centimetro cubo - si ricorda che la densità media del Sole di circa un grammo per centimetro cubo. I tempi non erano ancora maturi per risolvere il mistero delle nane bianche: fu necessario infatti arrivare prima ad una compressione del comportamento del materia in condizioni di altissima densità e studiare cosa succede nelle ultime fasi di vita una stella, quando il suo combustibile nucleare si esaurisce.

Tra cinque miliardi di anni

Una stella passa la maggior parte della sua vita a soddisfare il delicato equilibrio tra la spinta gravitazionale verso il centro dei suoi stessi strati, che cerca comprimerla, e la pressione del gas nel suo interno, che vi si o pone, proveniente dal tremendo calore generato dalle reazioni nucleari. La principale reazione nucleare è il bruciamento di idrogeno in elio. Per una stella come il nostro Sole, si ritiene che tra cinque miliardi di anni tutto il suo nucleo di idrogeno si sarà trasformato in elio. Allora inizia una vita frenetica. Dapprima il nucleo, non più in grado mantenere il delicato equilibrio si contrarrà; in tal modo la si temperatura aumenta e questo permette l'innesco delle reazioni nucleari dell'idrogeno anche in un piccolo strato attorno al nucleo inerte di elio. Nello stesso tempo gli strati stellari esterni si espandono enormemente e la stella diviene una gigante rossa, con un raggio tale da raggiungere l'orbita terrestre: Mercurio e Venere spariranno in questa fase, vaporizzando nella caduta verso il Sole. In seguito, il nucleo diviene così caldo, circa cento milioni di gradi, da innescare le reazioni nucleari dell'elio, che fonde per dare origine a carbonio e ossigeno. Anche l'elio centrale tuttavia è destinato ad esaurirsi. Per una stella come il Sole, l'evoluzione successiva consiste nell'accensione delle reazioni dell'elio anche in un guscio intorno al nucleo, nella espansione a supergigante rossa, con un diametro pari all'orbita di Marte, e infine nell'espulsione degli strati esterni che danno origine ad una nebulosa planetaria, mentre quelle che resta del nucleo si trasforma in una nana bianca.

Elettroni degeneri

La nana bianca è una gtella che non ha più fonti di energia nucleare. Essa è tuttavia ancora capace di bilanciare la forza gravitazionale che la comprime in quanto gli elettroni, strappati da loro atomi di origine, in queste condizioni estreme di densità, entrano in uno stato noto come "gas degenere" (il termine non ha nulla a che vedere con la morale : gli elettroni non ne hanno !). In parole povere, gli elettroni sono impacchettati l'uno contro l'altro che reagiscono opponendo una pressione "quantistica" alla gravità che li opprime. Questa "pressione di degenerazione" si può dimostrare che non dipende dalla temperatura ma solo dalla densità del gas di elettroni. Grazie ad essa viene impedito l'ulteriore collasso della nana bianca. Questa, essendo un corpo caldo, continuerà ad irraggiare e quindi a raffreddarsi. Il nostro Sole perderà così energia nello spazio per miliardi di anni sparendo lentamente alla vista dei futuri abitatori della Galassia, fino a trasformarsi lentamente in una fredda "nana nera". Dei pianeti del Sistema Solare forse sopravviveranno solo quelli più esterni, trasformati ancor più in mondi inerti dominati dal gelo.