Come funziona il Sole (1/16)
Massa, densità, pressione, temperatura
Il Sole è un grande meccanismo naturale che, a somiglianza degli esseri viventi, è in grado di trasformare massa in energia. Lo fa da miliardi di anni con sorprendente regolarità e continuerà a farlo per altri miliardi di anni. Ma aumenterà anche gradualmente di dimensioni e di luminosità fino a rendere la Terra arida e inabitabile. Ci rimane in realtà “solo” un miliardo di anni per fare i bagagli e trovare un altro pianeta da colonizzare.
Quando parliamo di vita del Sole (o di qualsiasi altra stella), ci riferiamo specificamente all’arco temporale in cui le condizioni fisiche al suo interno rendono possibile quel processo di trasformazione della materia e di generazione dell’energia che è la fusione nucleare. È questa la fonte di energia che mantiene il Sole in equilibrio idrostatico, contrastando la tendenza a collassare sotto la spinta della sua stessa gravità, e fa della nostra stella una fonte costante di luce e di calore.
Ma cosa innescò la fusione nucleare nel Sole e la mantiene attiva da miliardi di anni? Come funziona esattamente il meccanismo di produzione dell’energia al centro della nostra stella? Quanta energia è in grado di generare? Quanto a lungo durerà?
Questo lungo articolo, diviso in 16 parti, cerca di fornire una risposta divulgativa e al tempo stesso esauriente a tutte queste domande, con un accento particolare sulle curiosità e i numeri, immancabilmente grandi, che riguardano la “macchina”-Sole: numeri attinti dalle fonti scientifiche più recenti oppure ricavati con semplici calcoli dai dati disponibili.
E, a proposito di (grandi) numeri, è meglio cominciare subito a prendere confidenza con le grandezze con cui avremo a che fare tra poco.
Termini usati per descrivere grandi numeri1 miliardo = 10⁹ = mille milioni
1 bilione = 10¹² = mille miliardi
1 biliardo = 10¹⁵ = mille bilioni
1 trilione = 10¹⁸ = mille biliardi
1 triliardo = 10²¹ = mille trilioni
1 quadrilione = 10²⁴ = mille triliardi
1 quadriliardo = 10²⁷ = mille quadrilioni
1 quintilione = 10³⁰ = un milione di quadrilioni
1 quintiliardo = 10³³ = un miliardo di quadrilioni
1 sestilione = 10³⁶ = un bilione di quadrilioni
1 sestiliardo = 10³⁹ = un biliardo di quadrilioni
1 settilione = 10⁴² = un trilione di quadrilioni
1 settiliardo = 10⁴⁵ = un triliardo di quadrilioni
1 ottilione = 10⁴⁸ = un quadrilione di quadrilioni
1 ottiliardo = 10⁵¹ = un quadrilione di quadriliardi
1 novilione = 10⁵⁴ = un quadriliardo di quadriliardi
1 noviliardo = 10⁵⁷ = un quadriliardo di quintilioni
1 decilione = 10⁶⁰ = un quintilione di quintilioni
1 deciliardo = 10⁶³ = un quintilione di quintiliardi
Parleremo di fenomeni che hanno a che fare con il calore, la pressione, la densità, il tempo, la distanza, la massa, la superficie, il volume. Per descriverli, avremo bisogno di unità di misura che non sono tutte di uso quotidiano. Ecco dunque una breve guida, da usare come riferimento rapido durante la lettura del testo.
Unità di misura1 N (newton) = la forza necessaria a imprimere a un kg
di massa un'accelerazione di un metro
al secondo per secondo (cioè un metro al
secondo al quadrato)1 J (joule) = l'energia impiegata per esercitare la forza di
un newton per la distanza di un metro1 W (watt) = la potenza necessaria per erogare un joule
al secondo (= 1 J/s)1 Wh (wattora) = l'energia necessaria a fornire 1 W per
un'ora (= 3600 J)1 KWh (kilowattora) = 10³ Wh = 3,6×10⁶ J1 MWh (megawattora) = 10⁶ Wh = 3,6×10⁹ J1 GWh (gigawattora) = 10⁹ Wh = 3,6×10¹² J1 toe (tonnellata equivalente di petrolio) = 4,187×10¹⁰ J1 Mtoe = 10⁶ toe = 4,187×10¹⁶ J1 Mt (megaton di TNT) = 4,184×10¹⁵ J1 eV (elettronvolt) = 1,602×10⁻¹⁹ J1 keV (kiloelettronvolt) = 10³ eV = 1,602×10⁻¹⁶ J1 MeV (megaelettronvolt) = 10⁶ eV = 1,602×10⁻¹³ J1 bar = la pressione atmosferica al livello del mare = 100 kPa1 fm (femtometro) = 10⁻¹⁵ metri1 t (tonnellata) = 10³ kg (1000 kg)
Gli astronomi sono comunemente concordi nel ritenere che l’innesco e il successivo mantenimento delle reazioni di fusione nucleare nelle stelle richiedano essenzialmente tre condizioni:
- l’addensarsi di una gran quantità di materia (per lo più idrogeno e elio), sottoposta a
- un’altissima temperatura e a
- un’enorme pressione.
Simili condizioni si producono sotto l’azione della forza di gravità. È la forza di gravità che, circa 4,6 miliardi di anni fa, favorì il progressivo addensarsi della protostella che poi divenne il Sole. Nel corso del lungo tempo trascorso per completare il processo di condensazione, prima che si accendesse il motore nucleare alimentato dall’idrogeno, il proto-Sole si limitava a emettere, per lo più nell’infrarosso, la radiazione prodotta dal collasso gravitazionale a cui era sottoposto.
Quando infine la temperatura del nucleo raggiunse all’incirca i 10 milioni di gradi, si avviò finalmente il processo di fusione dell’idrogeno in elio, che ancora oggi alimenta la nostra stella. È l’epoca dell’accensione di questo motore nucleare che segna l’arrivo del Sole sulla sequenza principale, la fase più stabile e duratura della vita di una stella.
Da qui in avanti ci occuperemo esclusivamente di ciò che avviene nel Sole durante la sequenza principale.
E cominciamo finalmente il nostro lungo viaggio partendo dalle condizioni fisiche presenti attualmente nel nucleo solare.
L’immensa massa di cui è composto il Sole, pari a 1,988×10³⁰ kg (quasi due quadriliardi di tonnellate), genera una potente spinta gravitazionale che preme sul nucleo, portando la materia ivi contenuta a condizioni di temperatura e pressione elevatissime.
Secondo i più recenti aggiornamenti del cosiddetto modello solare standard, la temperatura al centro del Sole è pari a circa 15.600.000 K (gradi kelvin), mentre la densità è intorno ai 150 g/cm³, circa 150 volte la densità dell’acqua. La pressione supera i 235 miliardi di bar (2,357×10¹¹ bar per la precisione).
Con una densità sette volte maggiore di quella del platino (che è pari a 21,37 g/cm³), si potrebbe pensare che la materia nel nucleo solare si trovi in uno stato ultrasolido. Ma non è così. A causa delle condizioni di temperatura e pressione i nuclei atomici sono ionizzati, cioè separati dagli elettroni. La materia forma, pertanto, un densissimo gas di particelle elettricamente cariche, con le cariche negative che bilanciano, nel complesso, quelle positive: un plasma. È in questo plasma che si generano le reazioni nucleari che alimentano il Sole.
