A volte, osservando il Sole, diamo per scontato che sia sempre esistito e che la sua luce, il suo calore, esisteranno per sempre. In realtà la nostra stella, come tutte le stelle che osserviamo nelle notti serene, hanno avuto un inizio, la nascita, e avranno una fine, la loro morte. In questo primo capitolo tratterò la nascita del Sole e nei prossimi due numeri la vita e la morte.

All’incirca 4,6 miliardi di anni fa, da una nebulosa composta da gas e polvere, nasceva una stella molto importante: il nostro Sole. Il gas prevalente era l’idrogeno, circa l’85%, seguito dall’elio, 13%, e in quantità minore, circa il 2%, da elementi più pesanti (in astrofisica gli elementi più pesanti dell’elio si dicono “metalli”). Tra questi metalli, precedentemente sintetizzati all’interno di stelle di grande massa esplose poi come supernove, c’era il silicio, un elemento abbastanza comune, che formò molecole che diedero origine a configurazioni stabili. Gli atomi di silicio si unirono ad atomi di ossigeno in un numero di combinazioni sempre crescente. Queste combinazioni, note come silicati, poterono aggregarsi grazie all’azione della forza elettromagnetica ad altri atomi, come il magnesio, il sodio, il potassio, il calcio, l’alluminio, trasformandosi via via in particelle di polvere. Rappresentazione artistica della nascita di una stella all’interno di un agglomerato di gas e polveri oscure. (Questo materiale costituisce la crosta dei pianeti di tipo terrestre. ) Oltre ai silicati c’erano anche granelli di grafite, un minerale che ha origine dal carbonio
L’insieme di gas e polveri in un ambiente la cui temperatura si aggirava tra 10 e 15 gradi Kelvin, corrispondenti a circa -260 gradi centigradi, viene detto “nube molecolare”. E proprio da una di queste nubi ha avuto inizio il collasso gravitazionale che, in un tempo di circa 30 milioni di anni, ha formato il Sole. Il collasso ha avuto inizio probabilmente dall’onda d’urto di una supernova esplosa nelle vicinanze o dalla pres- sione di un gas molto più caldo in espansione (idrogeno ionizzato) prodotto da una stella vicina molto calda. Una volta innescato il collasso, la forza di gravità attirò la materia verso il centro, in un progressivo aumento della densità e della temperatura; è noto, infatti, che l’energia gravitazionale viene liberata sottoforma di energia termica. Si formò così un nucleo denso, di forma più o meno sferica, in rotazione, che chiameremo protosole. Una volta che la temperatura nel centro raggiunse circa un milione di gradi, iniziarono le prime fusioni termonucleari che coinvolsero gli elementi più leggeri come il deuterio, il boro, il berillio e il litio che hanno prodotto nuclei di elio3 e particelle alfa (elio4). L’energia prodotta da queste reazioni non era però sufficiente ad arrestare il collasso gravitazionale, che quindi procedeva, innalzando sempre più la temperatura. In questa fase il protosole era già in grado di emettere luce, ma la sua radiazione luminosa non poteva uscire dal bozzolo in cui era avvolto. I motivi erano essenzialmente due: in primo luogo la progressiva ionizzazione degli atomi di idrogeno negli strati intermedi che rendeva il gas opaco alla radiazione luminosa; in secondo luogo gran parte della radiazione veniva assorbita dalla polvere che, collassando, diventava sempre più densa. L’irraggiamento poteva, quindi, avvenire solo a lunghezze d’onda corrispondenti all’infrarosso.
l bozzolo, raggiunti all’incirca 5 milioni di gradi, notevolmente espanso a causa della pressione termica, 
iniziò a lasciar passare la luce.  L’opacità del gas, a questo punto, era stata in gran parte rimossa a causa dall’espansione degli strati esterni che, raffreddandosi, consentirono agli elettroni di ricombinarsi in atomi rendendo la materia trasparente alla radiazione luminosa e alla polvere di diradarsi, riducendo notevolmente la densità. La pressione di radiazione produsse contemporaneamente un forte vento solare che disperse nello spazio circostante gas e polveri, residui della nube primordiale.

Questo stadio evolutivo attraversato dal protosole (in circa 8/10 milioni di anni) e da stelle con massa più o meno simile, viene chiamato T-Tauri. Questa definizione deriva da una stella nella costellazione del Toro, capostipite di questa classe di astri. Tra le peculiarità delle T-Tauri, oltre alla perdita di massa causata dal forte vento stellare e dalla grande luminosità, c’è anche un’abbondanza di litio in superficie che conferma la giovane età di questi astri. Questo stadio può durare dai 5 ai 10 milioni di anni in funzione della massa; va inoltre ricordato che l’energia emessa da questo tipo di stelle non è prodotta dalla fusione nucleare, ma è prevalentemente di tipo gravitazionale. Non è ancora ben chiaro se la formazione dei pianeti del Sistema Solare sia iniziata in questa fase oppure in una fase precedente ma va precisato che il processo di aggregazione che ha formato i pianeti ha richiesto circa 100 milioni di anni. Nel frattempo la temperatura interna del protosole aveva raggiunto 8 milioni di gradi, condizione minima richiesta per avviare la fusione termonucleare dell’idrogeno, in grado di rallentare, ma non ancora sufficiente per arrestare, il collasso. Raggiunta la temperatura di 10 milioni di gradi l’enorme energia prodotta dalla fusione dell’idrogeno in elio (la più efficiente in assoluto) è tale da arrestare finalmente il collasso gravitazionale.
In questo preciso momento è nato il Sole; ora sì che è una vera stella. Questo è anche il momento in cui si è instaurato una condizione di equilibrio idrostatico, un equilibrio tra la forza di gravità che tende a comprimere il nucleo e la pressione interna che, al contrario, tende ad espandere il nucleo stesso. Dopo poco tempo è stato raggiunto un altro equilibrio: l’equilibrio termico, che permette di irraggiare nello spazio la stessa quantità di energia prodotta, quest’ultima è proporzionale alla massa della stella. Siccome l’energia viene dissipata dalla superficie emittente, si evince che il diametro solare sarà proporzionale all’energia prodotta. Il nostro Sole è ormai pronto per trascorrere la sua lunga vita sulla sequenza principale del diagramma H-R, uno strumento fondamentale per lo studio dell’evoluzione stellare.
Ritengo opportuno spiegare, per una maggior comprensione, cosa sia questo diagramma in quanto lo nominerò più volte nei prossimi due numeri del giornalino, nei quali descriverò la vita e la morte del Sole. Questo diagramma è stato ideato indipendentemente e all’incirca nello stesso periodo da due astronomi: Ejnar Hertzsprung, danese, e Henry Russell, americano. Il primo pubblicò i suoi studi nel 1911, il secondo nel 1913, anche se, ad onor del vero, il primo diagramma pubblicato, fu quello di Russell nel 1914 sulla rivista Popular astronomy. I due, sebbene non si conoscessero, giunsero allo stesso risultato; entrambi cercavano una correlazione tra la classe spettrale (indice della temperatura) e la luminosità. Hertzsprung e Russell collocarono sul diagramma tutte le stelle di cui si conosceva la distanza o la luminosità assoluta. In orizzontale (ascissa) collocarono da destra verso sinistra (cioè dalle più fredde alle più calde) le stelle in funzione della classe spettrale che, come già detto, è un indice della temperatura T. superficiale (oggi sostituita dall’indice di colore che determina con maggiore precisione la T. effettiva). Le classi spettrali, da destra a sinistra, sono indicate dalle lettere: M, K, G, F, A, B, O e, in verticale (ordinata) dal basso verso l’alto, in ordine crescente, la luminosità assoluta. Hertzsprung si accorse per primo che le stelle, sul diagramma, non erano disposte in modo casuale, ma erano disposte principalmente lungo una diagonale che andava dal basso a destra, verso l’alto a sinistra e che chiamò “sequenza principale”.
In basso erano raggruppate le stelle più fredde e meno luminose (rosse) mentre in alto, a sinistra, c’erano quelle più calde e più luminose (blu). Notò anche un gruppetto di stelle, in alto a destra, molto luminose ma con una temperatura fredda; siccome la luminosità è data si dalla temperatura ma anche dalla superficie emittente era ovvio che si trattava di stelle molto grandi. Le chiamò “giganti rosse” e, di conseguenza, chiamò quelle in basso a destra “nane rosse”. Notò infine poche stelle in basso a sinistra della sequenza principale, poco luminose ma abbastanza calde che chiamò “nane bianche”. Quest’ultime sono difficilmente osservabili perché, anche se calde, hanno un diametro molto piccolo, paragonabile a quello della Terra. Ad ogni modo, in onore ai due astronomi, il diagramma fu chiamato con i loro nomi, anche se, quasi sempre, viene abbreviato con le iniziali H.R.. Come segno di riconoscimento per aver diversificato le stelle nei vari stadi evolutivi, venne mantenuta la nomenclatura data da Hertzsprung, oggi ancora in uso.
Oltre a quello classico, dove sono tracciati i percorsi evolutivi delle varie stelle di campo in funzione delle diverse masse, esistono altri diagrammi: sono quelli relativi agli ammassi stellari, aperti e globulari, che rappresentano rispettivamente quelli più giovani e quelli più vecchi della nostra galassia. Questi diagrammi, sono quelli che meglio esprimono la loro potenzialità nella comprensione dell’evoluzione stellare. Il motivo è molto semplice: le stelle di un ammasso, essendo nate tutte dalla stessa nube di gas, possono essere considerate tutte alla stessa distanza da noi, hanno, inoltre, tutte la stessa composizione chimica e la stessa età. L’unica differenza che le contraddistingue è la massa e siccome l’evoluzione stellare dipende proprio da questa, il diagramma ci mostrerà la migrazione verso il ramo delle giganti rosse proprio a partire dalle stelle poste in alto a sinistra della sequenza principale, cioè quelle con massa maggiore, a conferma della teoria e in accordo con le osservazioni.
Vi chiederete perché evolvono prima le stelle più massive...
...questo argomento verrà trattato nel prossimo numero quindi non perdetelo!
Torniamo al nostro Sole; sono trascorsi ormai 4,6 miliardi di anni da quando nella gigantesca fornace solare l’idrogeno viene convertito in elio, ricavando energia a spese della propria massa.
Ma fino a quando si manterrà in vita con questo meccanismo?
…la risposta c’e l’ha fornisce proprio il Sole in quanto la durata della sua vita e la sua morte sono strettamente legate alla sua massa iniziale.
Conoscendo questa, si può prevedere quando e come la nostra stella morirà.

Marco Saini