Perchè il Sole brilla?

[totocalcio27]

Il Sole brilla perché è caldo, come risultato dell'equilibrio fra gravità e pressione.

Per gli antichi Greci, Helios, il dio Sole, percorreva il cielo su un carro di fuoco, dispensando ai mortali luce ed energia. Nel XIX secolo, i fisici pensavano che il Sole fosse una sfera di materia calda che si stava raffreddando e ne deducevano che non poteva avere più di qualche decina di milioni di anni, in evidente contraddizione con i dati geologici dell'epoca. Questa "crisi dell'età del Sole" è stata risolta solo all'inizio del Novecento, grazie agli strumenti della fisica nucleare.

Il Sole è una stella, cioè una gigantesca massa di gas caldo la cui coesione è assicurata dalla forza gravitazionale, che tende ad avvicinare tutte le particelle. Le stelle, modellate dalla loro stessa gravità, sono sferiche, con un leggero rigonfiamento equatoriale quando sono in rotazione.
Perchè una stella non si contrae fino a ridursi ad un punto? Perchè alla gravità si oppone la pressione del gas. A questa pressione "classica" si aggiunge la pressione di radiazione dovuta ai rimbalzi dei fotoni sulle particelle materiali. Se queste pressioni scomparissero, in pochi minuti il Sole collasserebbe su se stesso!
Si può stabilire una situazione di equilibrio a condizione che la pressione aumenti procedendo verso il centro del Sole, perchè gli strati più profondi devono sostenere il peso di tutta la materia che li ricopre. Allo stesso modo, la gravità terrestre fa sì cha la pressione della nostra atmosfera aumenti via via che ci si avvicini al suolo.
Per ragioni analoghe, la densità e la temperatura crescono con la profondità: al centro del Sole la temperatura è 15 milioni di gradi e la densità è 150 grammi per cm cubo (tanto per un confronto quella del piombo è 11 g/cm^3). Più una stella è massiva, più la sua massa è sostenuta da una pressione interna elevata e più il suo centro è caldo. Tuttavia la pressione di radiazione, che è proporzionale alla quarta potenza della temperatura, cresce molto più rapidamente della pressione del gas, proporzionale linearmente alla temperatura. Per stelle molto massive, la temperatura centrale potrebbe diventare troppo elevata e la pressione di radiazione potrebbe essere così grande che la stella verrebbe spenta dalla sua stessa luce: per questo motivo il limite superiore della massa di una stella è pari a circa 100 volte quella del Sole.

La grande differenza di temperatura fra il centro del Sole e la sua superfice, dove ci sono "solo" 5700 gradi, determina la sua evoluzione. Il calore passa dalle zone calde a quelle fredde, dal nucleo alla superficie; una volta arrivata in superficie, questa energia se ne va sotto forma di luce. La radiazione è quindi il risultato dell'azione della gravità, che comprime e riscalda continuamente le zone centrali; così, il Sole brilla perchè è sufficientemente massivo da far sì che la gravità possa prevalere. Tuttavia questa tendenza a raggiungere una temperatura uniforme è ostacolata dal gioco della gravità. Per effetto dell'emissione di radiazione, l'energia di una stella si contrae, la pressione e la temperatura delle sue zone centrali aumentano.
La stella si riscalda perdendo energia! La sua capacità termica, cioè la quantità di energia che le deve essere fornita per aumentare di un grado la sua temperatura assoluta, è negativa.

Via via che il Sole si contrae la sua temperatura delle zone centrali aumenta. Tale processo si verificherebbe indefinitamente se non esistesse un meccanismo di stabilizzazione: oltrepassat una certa temperatura e una densità critiche, si innescano reazioni di fusione dell'idrogeno in elio. Il nucleo del Sole, in cui le reazioni producono energia, è il sistema dotato di capacità termica positiva.
L'energia prodotta in tali reazioni blocca la diminuzione dell'energia totale, compensando l'energia irradiata. La contrazione si arresta e la temperatura si stabilizza. Quando il combustibile nucleare si esaurisce, la stella torna ad essere instabile e il suo destino ultimo dipende dalla sua massa; a questo punto entrano in gioco fenomeni quantistici.
Il limite inferiore della massa di una stella è 0,2 volte quella del Sole. Per massa inferiori, la contrazione non è sufficiente a far iniziare le reazioni nucleari, perchè la pressione quantistica blocca la contrazione e l'innalzamento delle temperature.
Alla fine di questo viaggio nel funzionamento del Sole si arriva alla definizione canonica di stella: un reattore nucleare confinato e regolato dalla sua stessa forza di gravità, di massa compresa fra 0,2 e 100 volte quella del Sole. Senza l'apporto di energia delle reazioni nucleari, il nostro Sole brillerebbe solo per una ventina di milioni di anni; in fin dei conti, la cosa più sorprendente non è che il Sole brilli, ma che abbia brillato più di 4,5 miliardi di anni.

P.S. Ho riassunto e adattato quest'articolo da un mio libro di Fisica. Spero che in questo periodo caldo e soleggiato, questo post sia di vostro gradimento.
Ciao
Totò

[oldstylewinter]

Bravo!
Riassumendo come fai tu dei concetti esposti su libri ,per alcuni ,di difficile comprensione rendi un servizio utilissimo per addentrarsi nelle meraviglie della fisica,della natura e del cosmo

[totocalcio27]

Bravo!
Riassumendo come fai tu dei concetti esposti su libri ,per alcuni ,di difficile comprensione rendi un servizio utilissimo per addentrarsi nelle meraviglie della fisica,della natura e del cosmo

Grazie Old!