Nascita e Processi Energetici

(regioni interne del Sole)

Inizieremo subito a capire, in maniera molto semplice e intuitiva, come avvengono i processi energetici che accadono all’ interno del nostro Sole. Ebbene per affrontare questo argomento è necessario fare un viaggio indietro nel tempo di circa 4,5 miliardi di anni, periodo in cui si stava formando il Sole e con esso l’ intero Sistema Solare.

Parlando del Sistema Solare abbiamo visto che si è formato mediante il collasso di una nube di gas e polvere interstellare, durante questo processo, nella zona centrale di questa nube, nota come nebulosa solare, si creò una zona dove sia l’elevata pressione che l’elevata temperatura (15 milioni di °C) portarono l’innesco dei processi termonucleari, processi che diedero vita alla fusione dell’ idrogeno in elio, reazione meglio nota come reazione protone-protone. L’energia prodotta è immensa, per ogni nucleo di elio che si forma si producono circa 600 miliardi di calorie. Questo non ci deve sorprendere più di tanto, basta osservare la nota equazione di Einstein formulata nel 1905:

E = mc²

Dove in essa si racchiude l’equivalenza tra massa ed energia, in effetti anche una piccola quantità di materia “m” è sufficiente per essere convertita in energia, basta pensare che solo “c” che rappresenta la velocità della luce è un bel numero: 3 x 10⁸ [m/s].

Qualcuno può dire: ok, il Sole funziona grazie a processi di fusione nucleare, ma perché il Sole rimane per così dire in quiete, visto che la forza prodotta dalla fusione è di tipo repulsiva? La risposta è molto semplice, non dobbiamo dimenticare che le particelle che costituiscono il Sole esercitano, con la propria massa, la forza gravitazionale necessaria per controbilanciare quella della fusione. Quello che accomuna il Sole con le altre stelle quindi, è proprio un delicato equilibrio tra queste due forze.

All’ interno del nucleo, luogo in cui si originano le reazioni, lo scenario si presenta come un continuo e violento urtare di particelle che impedisce l’esistenza di atomi completi.

L’energia così prodotta comincerà una risalita che richiederà 10 milioni di anni per arrivare in superficie e, durante questo periodo l’energia, prima di  sprigionarsi in tutto il Sistema Solare subirà trasformazioni man mano che attraverserà i vari strati della stella.

Possiamo tranquillamente immaginare gli strati del Sole come gli strati di una cipolla, la zona che ricopre il nucleo viene chiamata zona radiativa. Qui l’ energia proveniente dal nucleo, sottoforma di raggi gamma, si propaga tracciando percorsi frastagliati variando a caso la loro direzione ogni volta che colpiscono un atomo. In questa situazione gli atomi eccitati si portano ad un livello energetico più alto, ma quello che succede è che gli atomi, nel momento in cui si trovano a tale livello, tendono spontaneamente ad assumere un livello energetico più basso, ma nel far questo l’atomo emette un fotone. I fotoni, che nel linguaggio fisico vengono definiti come quanti di energia mediatrici del campo elettromagnetico, vengono quindi emessi e assorbiti dalla materia circostante perdendo man mano un frammento della loro energia. Il termine radiativo sta ad indicare uno dei tre processi di trasferimento di energia da parte dei fotoni che è quindi radiativo, gli altri sono la convezione e la conduzione.

La radiazione elettromagnetica quindi, può essere descritta sia in termini di onde che in termini di pacchetti energetici noti come i quanti di energia.

La teoria quantistica ci spiega che l’energia associata ad un quanto è pari a:

E = hν

Dove h è la costante di Planck e vale 6.62 x 10^-34 [J∙s] , e ν è la frequenza della radiazione.

Una diminuzione di energia corrisponde ad una diminuzione di frequenza e quindi ad un aumento della lunghezza d’onda λ, dato che:

v = c/λ

A conseguenza di quest’ aumento di lunghezza d’onda, la radiazione elettromagnetica attribuita ai fotoni si sposta nella banda dei raggi x fino ad arrivare, in seguito, alle onde ancora più lunghe della luce visibile.

(spettro elettromagnetico)

Durante il suo percorso il fotone continuerà a vagare in regioni a sempre minor densità e temperatura fino a che non arriverà ad un livello a circa 200 mila chilometri al di sotto della superficie, distanza cui termina la zona radiativa e inizia la zona convettiva.

Qui i fotoni presentano un energia termica prossima a quella della materia circostante, di conseguenza è la materia a trasportare energia mediante un processo appunto convettivo e non la radiazione elettromagnetica.

Come suggerisce il termine, in questa zona il materiale che man mano risale perde energia e si raffredda, divenendo così più denso e quindi pesante. In queste condizioni il materiale discende riacquistando energia, proprio come succede durante i moti convettivi delle masse d’ aria nell’ atmosfera terrestre.

Il processo di convezione è visibile da Terra, o meglio, si possono osservare i suoi effetti sulla sua superficie nota come fotosfera. Foto ad alto ingrandimento, effettuate anche con strumentazione non professionale, evidenziano particolarità a forma di chicchi di grano che si generano e scompaiono in circa 8 minuti.

(granulazione fotosferica)

Risulta quindi evidente che le zone più chiare sono le più calde e più alte, mentre quelle più scure sono le più fredde e più basse.

Per chi volesse sapere di più per quanto concerne i processi chimico-fisici del Sole e delle stelle in genere, si consiglia di visitare la scheda relativa Stelle