Sebbene splenda quasi costantemente, il Sole cambia impercettibilmente nel tempo.
Un brillamento solare dal nostro Sole, che espelle la materia lontano dalla nostra stella madre e nel Sistema Solare, può innescare eventi come espulsioni di massa coronale. Sebbene le particelle impieghino in genere circa 3 giorni per arrivare fino a noi, gli eventi più energetici possono raggiungere la Terra in meno di 24 ore e possono causare il maggior danno alla nostra infrastruttura elettronica ed elettrica. (Credito: NASA/Osservatorio sulla dinamica solare/GSFC)
Ogni secondo, il suo nucleo converte oltre quattro milioni di tonnellate di massa in energia.
Questo spaccato mostra le varie regioni della superficie e dell’interno del Sole, incluso il nucleo, che è il luogo in cui avviene la fusione nucleare. Col passare del tempo, la regione del nucleo in cui avviene la fusione nucleare si espande, causando un aumento della produzione di energia del Sole. (Credito : Wikimedia Commons/KelvinSong)
Nel tempo, il nucleo cresce, determinando aumenti della produzione di energia, della luminosità e, molto lentamente, anche delle dimensioni.
I cambiamenti nella luminosità, nel raggio e nella temperatura di una stella di una massa solare durante la sua vita, dall’inizio della fusione nucleare nel suo nucleo 4,56 miliardi di anni fa fino alla sua transizione in una gigante rossa a tutti gli effetti, che è l’inizio della fine per stelle simili al sole. ( Credito : RJHall/Wikimedia Commons)
Oggi, il Sole ancora in crescita è circa il 14% più grande rispetto alla nascita.
Le dimensioni attuali dei pianeti, oggi, rimangono invariate rispetto alle loro dimensioni 4,5 miliardi di anni fa, nelle prime fasi del Sistema Solare. Il Sole, tuttavia, è cresciuto di un margine significativo in quel periodo. Nelle prime fasi del nostro Sistema Solare, potresti allineare solo 96 Terre attraverso il diametro del Sole. Oggi, invece, ci possono stare 109 Terre: un aumento del ~14%. ( Credito : NASA/Istituto lunare e planetario)
Dopo altri ~ 5 miliardi di anni, diventerà un subgigante, espandendosi fino a raddoppiare le sue dimensioni attuali.
Quando le stelle fondono l’idrogeno con l’elio nel loro nucleo, vivono lungo la sequenza principale: la linea serpeggiante che va da in basso a destra a in alto a sinistra. Man mano che i loro nuclei esauriscono l’idrogeno, diventano subgiganti: più calde, più luminose, più fredde e più grandi. Procione, l’ottava stella più luminosa nel cielo notturno, è una stella subgigante. (Credito : Richard Powell)
Circa 2,5 miliardi di anni dopo, si gonfia in una gigante rossa, fondendo internamente l’elio.
Dopo la sua formazione circa 4,6 miliardi di anni fa, il raggio del Sole è cresciuto di circa il 14%. Continuerà a crescere, raddoppiando di dimensioni quando diventerà una subgigante, ma aumenterà di dimensioni di oltre ~ 100 volte quando diventerà una vera gigante rossa in altri ~ 7-8 miliardi di anni, in totale. ( Credito : ESO/M. Kornmesser)
Raggiungerà circa 300 milioni di km di diametro, inghiottendo Mercurio, Venere e forse anche la Terra.
Quando il Sole diventa una vera gigante rossa, la Terra stessa può essere inghiottita (mercurio e Venere sicuramente lo saranno), ma anche se non lo sarà, verrà sicuramente arrostita come mai prima d’ora. Gli strati esterni del Sole si gonfieranno fino a oltre 100 volte il loro diametro attuale, ma i dettagli esatti della sua evoluzione e il modo in cui tali cambiamenti influenzeranno le orbite dei pianeti hanno ancora grandi incertezze. (Credito : Fsgregs/Wikimedia Commons)
Ma il Sole raggiunge la vera enormità dopo aver completato la sua fase di gigante rossa.
La stella gigante rossa morente, R Sculptoris, mostra una serie di ejecta molto insolita se vista in lunghezze d’onda millimetriche e submillimetriche: rivelando una struttura a spirale. Si pensa che ciò sia dovuto alla presenza di un compagno binario: qualcosa che manca al nostro Sole ma che possiede circa la metà delle stelle dell’Universo. (Credito : ALMA (ESO/NAOJ/NRAO)/M. Maercker et al.)
Dopo aver raggiunto il ramo asintotico gigante, i venti espelleranno quasi tutto l’idrogeno rimanente.
Questa nebulosa bipolare compatta, simmetrica con punte a forma di X è nota per avere un sistema binario al suo interno ed è alla fine della sua fase di vita asintotica del ramo gigante. Ha iniziato a formare una nebulosa preplanetaria e la sua forma insolita è causata da una combinazione di venti, deflussi, ejecta e binario centrale al suo interno. (Credito : H. Van Winckel (KU Leuven), M. Cohen (UC Berkeley), H. Bond (STScI), T. Gull (GSFC), ESA, NASA)
Deflussi, compagni e venti modellano, urtano e collimano questo ejecta stellare.
Verso la fine della vita, una stella simile al Sole inizia a soffiare via i suoi strati esterni nelle profondità dello spazio, formando una nebulosa protoplanetaria come la Nebulosa Uovo, vista qui. I suoi strati esterni non sono ancora stati riscaldati a temperature sufficienti dalla stella centrale in contrazione per creare una vera nebulosa planetaria. (Credito : NASA e Hubble Heritage Team (STScI/AURA), Hubble Space Telescope/ACS)
La materia raggiungerà la nube di Oort, che si illuminerà come una nebulosa preplanetaria.
Quando la stella centrale si riscalda fino a temperature di circa ~ 30.000 K, diventa abbastanza calda da ionizzare il materiale precedentemente espulso, creando una vera nebulosa planetaria. Qui, NGC 7027 ha appena superato quella soglia ed è ancora in rapida espansione. Con un diametro di circa 0,1-0,2 anni luce, è una delle nebulose planetarie più piccole e più giovani conosciute. ( Credito : NASA, ESA e J. Kastner (RIT))
Il nucleo si contrae e si riscalda ulteriormente, ionizzando infine il materiale espulso.
Normalmente, una nebulosa planetaria apparirà simile alla Nebulosa Occhio di Gatto, mostrata qui. Un nucleo centrale di gas in espansione è illuminato brillantemente dalla nana bianca centrale, mentre le regioni esterne diffuse continuano ad espandersi, illuminate molto più debolmente. L’alone esteso di materia oltre la tipica nebulosa planetaria si è formato in circa 100.000 anni, a causa del materiale espulso in precedenza. L’intera nebulosa si estende per circa 4 anni luce. (Credito : Nordic Optical Telescope e Romano Corradi (Isaac Newton Group of Telescopes, Spagna))
Questa brillante fase di nebulosa planetaria dura circa 10.000-20.000 anni.
Dai loro inizi fino alla loro estensione finale prima di svanire, le stelle cresceranno dalle dimensioni del Sole alle dimensioni di una gigante rossa (l’orbita terrestre) fino a circa 5 anni luce di diametro, in genere. Le più grandi nebulose planetarie conosciute possono raggiungere circa il doppio di quelle dimensioni, fino a circa 10 anni luce di diametro. (Credito : Ivan Bojičić, Quentin Parker e David Frew, Laboratorio per la ricerca spaziale, HKU)
Le nebulose planetarie crescono nel tempo, raggiungendo in genere circa 5 anni luce di diametro.
Una delle più grandi nebulose planetarie conosciute con un diametro di quasi 10 anni luce, Sharpless 2-188 è ancora in espansione, ma non è così asimmetrica come sembra. La sua elevata velocità rispetto al mezzo interstellare, che è anche pieno di gas, dà l’aspetto asimmetrico, ma la nebulosa stessa è di forma quasi sferica. (Credito : TA Rettore/Università dell’Alaska Anchorage, H. Schweiker/WIYN e NOIRLab/NSF/AURA)
Infine, il materiale si raffredda, diventando neutro, invisibile e svanendo.
Questa animazione mostra quanto sia stato significativo lo sbiadimento della Nebulosa Stingray dal 1996. Notare la stella sullo sfondo, appena in alto a sinistra della nana bianca centrale, in dissolvenza, che rimane costante nel tempo, il che conferma che la nebulosa stessa si sta attenuando in modo significativo. (Credito : NASA, ESA, B. Balick (Università di Washington), M. Guerrero (Instituto de Astrofísica de Andalucía) e G. Ramos-Larios (Universidad de Guadalajara))
Riunendosi al mezzo interstellare, quel materiale espulso contribuirà alle future generazioni stellari e planetarie.
Il mezzo interstellare, normalmente invisibile tranne che per la luce che assorbe, può illuminarsi riflettendo la luce delle stelle o eccitandosi ed emettendo luce propria. Qui, il mezzo interstellare precedentemente arricchito viene rivelato dalle nuove stelle calde in un giovane ammasso stellare centrale. (Credito : Gemini Observatory/AURA; Travis Rector/Università dell’Alaska-Anchorage)
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