Un bagliore solare dal nostro Sole, che espelle la materia lontano dalla nostra stella madre e nel Solare… Sistema, è sminuito in termini di ‘perdita di massa’ dalla fusione nucleare, che ha ridotto la massa del Sole per un totale di 0,03% del suo valore di partenza: una perdita equivalente alla massa di Saturno. E = mc ^ 2, quando ci pensi, mostra quanto sia energico, poiché la massa di Saturno moltiplicata per la velocità della luce (una grande costante) al quadrato porta a un’enorme quantità di energia prodotta. Il nostro Sole ha circa altri 5-7 miliardi di anni di fusione dell’idrogeno in elio, ma c’è molto di più a venire dopo.
Solar Dynamics Observatory/GSFC della NASA
Una delle regole più profonde in tutto l’Universo è che nulla dura per sempre. Con le forze gravitazionali, elettromagnetiche e nucleari che agiscono tutte sulla materia, praticamente tutto ciò che osserviamo esistere oggi dovrà affrontare cambiamenti in futuro. Anche le stelle, le collezioni più enormi che trasformano il combustibile nucleare nel cosmo, un giorno si bruceranno tutte, incluso il nostro Sole.
Ma questo non significa che la morte stellare — quando le stelle esauriscono il combustibile nucleare — sia in realtà la fine per una stella come il nostro Sole. Al contrario, ci sono un certo numero di cose affascinanti in serbo per tutte le stelle una volta che sono morte quella prima, più ovvia morte. Anche se è vero che il carburante del nostro Sole è finito e ci aspettiamo pienamente che subisca una morte stellare “tipica”, questa morte non è la fine. Non per il nostro Sole, e non per le stelle simili al Sole. Ecco cosa viene dopo.
Il (moderno) sistema di classificazione spettrale Morgan–Keenan, con l’intervallo di temperatura di ogni stella… classe mostrato sopra di esso, in kelvin. Il nostro Sole è una stella di classe G, che produce luce con una temperatura effettiva di circa 5800 K, a cui gli esseri umani sono ben adattati durante il giorno. Le stelle più massicce sono più luminose, più calde e più blu, ma hai solo bisogno di circa l ‘ 8% della massa del Sole per iniziare a fondere l’idrogeno in elio, che è qualcosa che le nane rosse di classe M possono fare altrettanto bene, purché raggiungano temperature interne critiche superiori a circa 4 milioni di K.
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Per essere considerata una vera stella, e non una stella fallita (come una nana bruna) o qualche cadavere (come una nana bianca o una stella di neutroni), devi essere in grado di fondere l’idrogeno in elio. Quando una nube di gas collassa per formare potenzialmente una nuova stella, ha molta energia potenziale gravitazionale nel suo stato diffuso, che viene convertita in energia cinetica (termica) quando collassa. Questo collasso riscalda la questione, e se diventa abbastanza caldo e denso, inizierà la fusione nucleare.
Dopo molte generazioni di stelle che studiano, incluso dove si formano e non si formano, ora sappiamo che devono raggiungere una temperatura interna di circa 4 milioni di K per iniziare a fondere l’idrogeno in elio, e questo richiede almeno ~8% della massa del nostro Sole, o circa 70 volte la massa di Giove. Essere almeno così massiccia è il requisito minimo per diventare una stella a tutti.
Questo spaccato mostra le varie regioni della superficie e dell’interno del Sole, tra cui il… nucleo, che è dove si verifica la fusione nucleare. Col passare del tempo, la regione contenente elio nel nucleo si espande e la temperatura massima aumenta, causando l’aumento dell’energia prodotta dal Sole. Quando il nostro Sole esaurisce il combustibile idrogeno nel nucleo, si contrarrà e si riscalda fino a un grado sufficiente per iniziare la fusione dell’elio.
Wikimedia Commons utente Kelvinsong
Una volta superata la soglia di massa / temperatura, la stella inizia a fondere l’idrogeno in elio, e incontrerà uno dei tre destini diversi. Questi destini sono determinati esclusivamente dalla massa della stella, che a sua volta determina la temperatura massima che verrà raggiunta nel nucleo. Tutte le stelle iniziano a fondere l’idrogeno in elio, ma ciò che viene dopo è dipendente dalla temperatura. In particolare:
- Se la tua stella ha una massa troppo bassa, fonderà solo l’idrogeno in elio e non si scalderà mai abbastanza da fondere l’elio in carbonio. Una composizione puramente elio è il destino di tutte le stelle di classe M (nane rosse), al di sotto di circa il 40% della massa del Sole. Questo descrive la maggior parte delle stelle nell’Universo (per numero).
- Se la tua stella è come il Sole, si contrarrà a temperature più elevate quando il nucleo esaurisce l’idrogeno, iniziando la fusione dell’elio (in carbonio) quando la stella si gonfia in una gigante rossa. Finirà composto di carbonio e ossigeno, con gli strati più leggeri (esterni) di idrogeno ed elio soffiati via. Ciò si verifica per tutte le stelle tra circa il 40% e l ‘ 800% della massa del Sole.
- Se la tua stella è più di 8 volte la massa del Sole, non solo fonderà l’idrogeno in elio e l’elio in carbonio, ma avvierà la fusione del carbonio in seguito, portando alla fusione dell’ossigeno, alla fusione del silicio e, infine, a una morte spettacolare per supernova.
Quando le stelle più massicce muoiono, i loro strati esterni, arricchiti con elementi pesanti dal risultato di… la fusione nucleare e la cattura di neutroni, vengono spazzati via nel mezzo interstellare, dove possono aiutare le future generazioni di stellefornendo loro gli ingredienti grezzi per i pianeti rocciosi e, potenzialmente, la vita. Il nostro Sole dovrebbe essere circa otto volte più massiccio per avere un colpo a questo destino, che è ben fuori dal regno della ragionevole possibilità.
NASA, ESA, J. Hester, A. Loll (ASU)
Questi sono i destini più convenzionali delle stelle e di gran lunga i tre più comuni. Le stelle che sono abbastanza massicce da diventare supernova sono rare: solo circa 0,1-0.il 2% di tutte le stelle sono così massicce e lasceranno dietro di sé resti di stelle di neutroni o buchi neri.
Le stelle che hanno la massa più bassa sono la stella più comune nell’Universo, costituendo da qualche parte tra il 75-80% di tutte le stelle, e sono anche le più longeve. Con vite che vanno da forse 150 miliardi a oltre 100 trilioni di anni, non uno solo ha esaurito il carburante nel nostro Universo vecchio di 13,8 miliardi di anni. Quando lo faranno, formeranno stelle nane bianche fatte interamente di elio.
Ma le stelle simili al sole, che comprendono circa un quarto di tutte le stelle, sperimentano un affascinante ciclo di morte quando esauriscono l’elio nel loro nucleo. Si trasformano in una coppia planetaria nebulosa/nana bianca in uno spettacolare, ma lento, processo di morte.
L’anello blu-verde della nebulosa planetaria NGC 6369 segna la posizione in cui si trova la luce ultravioletta energetica… ha spogliato elettroni da atomi di ossigeno nel gas. Il nostro Sole, essendo una singola stella che ruota sulla fine lenta delle stelle, è molto probabile che finirà per apparire simile a questa nebulosa dopo forse altri 7 miliardi di anni.
NASA e Hubble Heritage Team (STScI/AURA)
Durante la fase della gigante rossa, Mercurio e Venere saranno certamente inghiottiti dal Sole, mentre la Terra potrebbe o meno, a seconda di alcuni processi che devono ancora essere completamente elaborati. I mondi ghiacciati al di là di Nettuno probabilmente si scioglieranno e sublimeranno, ed è improbabile che sopravvivano alla morte della nostra stella.
Una volta che gli strati esterni del Sole saranno restituiti al mezzo interstellare, tutto ciò che rimane saranno alcuni cadaveri carbonizzati di mondi che orbitano attorno al resto della nana bianca del nostro Sole. Il nucleo, in gran parte composto da carbonio e ossigeno, totalizzerà circa il 50% della massa del nostro Sole attuale, ma sarà solo approssimativamente la dimensione fisica della Terra.
Quando le stelle di massa inferiore, simili al Sole, esauriscono il carburante, soffiano via i loro strati esterni in un pianeta… nebulosa, ma il centro si contrae fino a formare una nana bianca, che richiede molto tempo per svanire nell’oscurità. La nebulosa planetaria che il nostro Sole genererà dovrebbe svanire completamente, con solo la nana bianca e i nostri pianeti rimanenti, dopo circa 9,5 miliardi di anni. A volte, gli oggetti saranno fatti a pezzi in modo ordinato, aggiungendo anelli polverosi a ciò che rimane del nostro Sistema solare, ma saranno transitori.
Mark Garlick/University of Warwick
Questa stella nana bianca rimarrà calda per un tempo estremamente lungo. Il calore è una quantità di energia che viene intrappolata all’interno di qualsiasi oggetto, ma può essere irradiata solo attraverso la sua superficie. Immagina di prendere metà dell’energia in una stella come il nostro Sole, quindi di comprimere quell’energia in un volume ancora più piccolo. Cosa succederà?
Si riscalda. Se prendi il gas in una bombola e lo comprimi rapidamente, si riscalda: ecco come funziona un pistone nel tuo motore a combustione. Le stelle giganti rosse che danno origine a nane bianche sono in realtà molto più fresche della nana stessa. Durante la fase di contrazione, le temperature aumentano da un minimo di 3.000 K (per una gigante rossa) fino a circa 20.000 K (per una nana bianca). Questo tipo di riscaldamento è dovuto alla compressione adiabatica e spiega perché queste stelle nane sono così calde.
Quando il nostro Sole esaurisce il carburante, diventerà una gigante rossa, seguita da una nebulosa planetaria con a… nana bianca al centro. La nebulosa Occhio di Gatto è un esempio visivamente spettacolare di questo potenziale destino, con la forma intricata, stratificata e asimmetrica di questo particolare che suggerisce un compagno binario. Al centro, una giovane nana bianca si riscalda mentre si contrae, raggiungendo temperature decine di migliaia di Kelvin più calde del gigante rosso che lo ha generato.
NASA, ESA, HEIC e Hubble Heritage Team (STScI / AURA); Riconoscimento: R. Corradi (Isaac Newton Group of Telescopes, Spain) e Z. Tsvetanov (NASA)
Ma ora deve raffreddarsi e può irradiarsi solo attraverso la sua piccola, minuscola superficie terrestre. Se doveste formare una nana bianca proprio ora, a 20.000 K, e dargli 13,8 miliardi di anni per raffreddarsi (l’età attuale dell’Universo), si raffredderebbe di ben 40 K: a 19.960 K.
Abbiamo un tempo terribilmente lungo da aspettare se vogliamo che il nostro Sole si raffreddi fino al punto in cui diventa invisibile. Tuttavia, una volta che il nostro Sole ha esaurito il carburante, l’Universo fornirà felicemente ampie quantità di tempo. Certo, tutte le galassie del Gruppo Locale si fonderanno insieme; tutte le galassie al di là accelereranno via a causa dell’energia oscura; la formazione stellare rallenterà fino a un rivolo e le nane rosse di massa più bassa bruceranno attraverso il loro carburante. Tuttavia, la nostra nana bianca continuerà a raffreddarsi.
Un accurato confronto dimensioni / colore di una nana bianca (L), Terra che riflette la luce del nostro Sole (medio),… e una nana nera (R). Quando le nane bianche finalmente irradiano l’ultima della loro energia, alla fine diventeranno tutte nane nere. La pressione di degenerazione tra gli elettroni all’interno della nana bianca/nera, tuttavia, sarà sempre abbastanza grande, purché non accumuli troppa massa, per evitare che collassi ulteriormente. Questo è il destino del nostro Sole dopo una stima di 10^15 anni.
BBC / GCSE (L) /SunflowerCosmos (R)
Alla fine, dopo che sono passati tra 100 trilioni e 1 quadrilione di anni (da 1014 a 1015 anni), la nana bianca che diventerà il nostro Sole svanirà dalla parte visibile dello spettro e si raffredderà fino a pochi gradi sopra lo zero assoluto. Ora conosciuta come nana nera, questa sfera di carbonio e ossigeno nello spazio attraverserà semplicemente tutto ciò che diventa della nostra galassia, insieme a oltre un trilione di altre stelle e cadaveri stellari rimasti dal nostro Gruppo locale.
Ma non è nemmeno la fine per il nostro Sole. Ci sono tre possibili destini che lo attendono, a seconda di quanto fortunati (o sfortunati) otteniamo.
Quando si verifica un gran numero di interazioni gravitazionali tra sistemi stellari, una stella può ricevere un… calcio abbastanza grande da essere espulso da qualsiasi struttura di cui fa parte. Osserviamo stelle in fuga nella Via Lattea anche oggi; una volta che se ne sono andati, non torneranno mai più. Si stima che ciò si verifichi per il nostro Sole ad un certo punto tra 10^17 e 10^19 anni da oggi, a seconda della densità dei cadaveri stellari in quello che diventa il nostro Gruppo locale.
J. Walsh e Z. Levay, ESA/NASA
1.) Completamente sfortunato. Circa la metà di tutti i cadaveri stellari nella galassia — nella maggior parte delle galassie — hanno origine come sistemi stellari singolari, proprio come il nostro Sole. Mentre i sistemi multi-stella sono comuni, con circa il 50% di tutte le stelle conosciute trovate in sistemi binari o trinari (o anche più ricchi), il nostro Sole è l’unica stella nel nostro Sistema solare.
Questo è estremamente importante per il futuro, perché rende straordinariamente improbabile che il nostro Sole si fonderà con un compagno, o inghiottire un compagno o essere inghiottito da un altro compagno. Saremmo sfidando le probabilità se ci siamo fusi con un’altra stella o un cadavere stellare là fuori. Supponendo che non siamo fortunati, tutto il cadavere del nostro Sole vedrà in futuro innumerevoli interazioni gravitazionali con le altre masse, che dovrebbero culminare in ciò che resta del nostro Sistema Solare espulso dalla galassia dopo circa 1017-1019 anni.
Due modi diversi per creare una supernova di tipo Ia: lo scenario di accrescimento (L) e lo scenario di fusione… (R). Senza un compagno binario, il nostro Sole non potrebbe mai diventare supernova accrescendo la materia, ma potremmo potenzialmente fonderci con un’altra nana bianca nella galassia, il che potrebbe portarci a rivitalizzarci in un’esplosione di supernova di tipo Ia dopo tutto.
NASA / CXC/M. Weiss
2.) Abbastanza fortunato da rivitalizzare. Potresti pensare, per una buona ragione, che una volta che la nana bianca che il nostro Sole diventa si raffredda, non c’è possibilità che risplenda mai più. Ma ci sono molti modi per il nostro Sole per ottenere una nuova prospettiva di vita, e di emettere la propria potente radiazione ancora una volta. Per farlo, tutto ciò di cui ha bisogno è una nuova fonte di materia. Se, anche in un lontano futuro, il nostro Sole:
- si fonde con una stella nana rossa o una nana bruna,
- accumula gas idrogeno da una nube molecolare o pianeta gassoso,
- o si imbatte in un altro cadavere stellare,
può accendere nuovamente la fusione nucleare. Il primo scenario si tradurrà in almeno molti milioni di anni di combustione di idrogeno; il secondo porterà ad una raffica di fusione nota come nova; l’ultimo porterà ad un’esplosione di supernova in fuga, distruggendo entrambi i cadaveri stellari. Se sperimentiamo un evento come questo prima di essere espulsi, la nostra fortuna cosmica sarà in mostra per tutti coloro che rimangono nella nostra galassia a testimoniare.
La nova della stella GK Persei, mostrata qui in una radiografia (blu), radio (rosa) e ottica (gialla)… composito, è un grande esempio di ciò che possiamo vedere utilizzando i migliori telescopi della nostra generazione attuale. Quando una nana bianca accresce abbastanza materia, la fusione nucleare può spuntare sulla sua superficie, creando un bagliore brillante temporaneo noto come nova. Se il cadavere del nostro Sole si scontra con una nube di gas o un ciuffo di idrogeno (come un pianeta gigante gassoso rouge), potrebbe diventare nova anche dopo essere diventato una nana nera.
Raggi X: NASA/CXC/RIKEN / D. Takei et al; Ottico: NASA / STScI; Radio: NRAO / VLA
3.) Super lucky, dove verremo divorati da un buco nero. Nella periferia della nostra galassia, a circa 25.000 anni luce dal buco nero supermassiccio che occupa il nostro centro galattico, esistono solo i piccoli buchi neri formati da singole stelle. Hanno la più piccola area della sezione trasversale di qualsiasi oggetto massiccio nell’Universo. Per quanto riguarda gli obiettivi galattici, questi buchi neri di massa stellare sono alcuni degli oggetti più difficili da colpire.
Ma occasionalmente, vengono colpiti. Piccoli buchi neri, quando incontrano la materia, accelerano e lo incanalano in un flusso di accrescimento, dove una parte della materia viene divorata e aggiunta alla massa del buco nero, ma la maggior parte viene espulsa sotto forma di getti e altri detriti. Questi buchi neri attivi a bassa massa sono noti come microquasar quando divampano, e sono fenomeni molto reali.
Anche se è estremamente improbabile che accada a noi, qualcuno deve vincere la lotteria cosmica, e quelli che lo fanno diventeranno cibo buco nero per il loro atto finale.
Quando una stella o un cadavere stellare passa troppo vicino a un buco nero, le forze di marea da questo… la massa concentrata è in grado di distruggere completamente l’oggetto facendolo a pezzi. Anche se una piccola parte della materia sarà divorata dal buco nero, la maggior parte di essa semplicemente accelererà e verrà espulsa nello spazio.
Illustrazione: NASA / CXC / M. Weiss; Raggi X (in alto): NASA / CXC / MPE / S. Komossa et al. L); Ottico: ESO/MPE/S. Komossa (R)
Quasi ogni oggetto nell’Universo ha un ampio insieme di possibilità per quanto riguarda ciò che accadrà ad esso nel lontano futuro, ed è incredibilmente difficile determinare il destino di un singolo oggetto dato l’ambiente caotico del nostro angolo del cosmo. Ma conoscendo la fisica dietro gli oggetti che abbiamo e capendo quali sono le probabilità e le scadenze per ogni tipo di oggetto, possiamo stimare meglio quale dovrebbe essere il destino di chiunque.
Per il nostro Sole, diventeremo una nana bianca dopo meno di altri 10 miliardi di anni, svaniremo in una nana nera dopo ~1014-1015 anni e verremo espulsi dalla galassia dopo 1017-1019 anni. Almeno, questo è il percorso più probabile. Ma fusioni, accumulo di gas, collisioni, o anche essere divorati sono tutte possibilità, e accadrà a qualcuno, anche se probabilmente non siamo noi. Il nostro futuro potrebbe non essere ancora scritto, ma saremmo intelligenti a scommettere su uno brillante per trilioni di anni a venire!