I sistemi planetari, affascinanti configurazioni cosmiche, includono pianeti, satelliti naturali, asteroidi, comete e altri oggetti spaziali che sono vincolati alla gravità di una stella e seguono orbite attorno ad essa. Questi sistemi ci forniscono preziose informazioni sulla formazione e l’evoluzione delle stelle e dei pianeti, rendendone lo studio di fondamentale importanza nell'astrofisica contemporanea. Per anni, per decenni, secoli, addirittura millenni, l’uomo si è abituato o ha potuto vedere un sistema planetario, che è il nostro sistema solare. Come si formano questi mondi e quale sorprendente varietà di configurazioni possono assumere?
La scienza, dal 1995 circa, ha evidenziato che il numero di sistemi planetari è in realtà immenso. In media, nella vicinanza del nostro sistema solare, ogni stella ospita almeno un pianeta, dimostrando che il meccanismo di formazione planetario è estremamente efficiente. Questi pianeti, tuttavia, mostrano un’enorme varietà nelle loro proprietà fisiche, suggerendo una complessità nei processi di formazione. Questa diversità si manifesta in sistemi planetari simili al nostro, con una stella centrale e pianeti orbitanti, in sistemi misti che presentano una combinazione di pianeti rocciosi e gassosi, e persino in sistemi "anti-ordinati" dove i pianeti hanno orbite eccentriche e inclinate rispetto al piano orbitale della stella, contrastando i più comuni sistemi "ordinati" con orbite regolari e ben allineate.
Dalla Nebulosa alla Protostella: I Primi Passi
La formazione di un sistema planetario è intrinsecamente legata alla nascita della stella stessa attorno cui orbiteranno i pianeti. Il processo ha inizio all’interno di nubi interstellari molto fredde (intorno a 10 - 40 K) e di enormi dimensioni, chiamate nubi molecolari. Circa 4,6 miliardi di anni fa, per esempio, un’enorme nube di idrogeno gassoso e polveri è collassata per effetto della gravità. Questo collasso può essere innescato da vari eventi, come l’esplosione di una supernova o l’interazione con onde d’urto provenienti da una stella vicina, o il passaggio di una stella nelle vicinanze.
Sotto l’effetto della forza gravitazionale, la materia si concentra al centro e la nube inizia a contrarsi. Durante il collasso, la nebulosa inizia a ruotare più rapidamente, in accordo con la legge di conservazione del momento angolare, e a riscaldarsi. La materia che si concentra al centro forma una protostella, una giovane stella in via di formazione. Il nucleo si compatta e si contrae, e di conseguenza, inizia a scaldarsi e a ruotare su se stesso sempre più velocemente. Come conseguenza del riscaldamento, il corpo celeste inizia a emettere radiazione: è nata una protostella. Questa fase dura circa 105 anni.Mentre il nucleo si scalda, le particelle di polvere della nube iniziale che non sono collassate nel nucleo principale continuano a ruotarle intorno e tendono ad appiattirsi fino a formare un disco che ruota intorno alla protostella. Si è formato così un disco, un disco di gas e polvere all’interno del quale si formeranno i pianeti; questo è un disco protoplanetario. È per questa ragione che i pianeti del nostro sistema solare si trovano su un piano, perché sono nati da esattamente una di queste strutture. A volte il materiale espulso dai poli si scontra con il gas interstellare stazionario intorno alla stella che non ha preso parte al collasso producendo un bow shock, un’onda d’urto la cui violenza è in grado di scaldare il gas circostante e renderlo fortemente luminoso.
Una volta che il disco di accrescimento si stabilizza e la stella diventa ‘visibile’ dal punto di vista di emissione termica anche nell’ottico (sono passati ormai circa un milione di anni), essa inizia un periodo molto turbolento noto come T-Tauri: in questa fase sono frequenti esplosioni di energia, emissione nei raggi X, venti e formazione di macchie sulla superficie simili a quelle solari. La stella ha ora raggiunto la temperatura e pressione necessaria per iniziare la fusione nucleare dell’idrogeno in elio e si trova in equilibrio idrodinamico in sequenza principale nel diagramma H-R, ove vi rimarrà per la maggior parte della sua esistenza.
Il Disco Protoplanetario: Officina di Mondi
I dischi protoplanetari che circondano le giovani stelle appena formate, composti da gas e polvere, sono noti come il luogo in cui nascono i pianeti. Questi dischi sono costituiti per la grande maggioranza, circa il 99%, da gas, principalmente idrogeno molecolare ed elio, ma anche da monossido di carbonio che possiamo osservare dalla Terra. L'1% restante è formato da polvere o da piccoli grani, grossi circa un millimetro o un centimetro. La polvere è fondamentale perché è la base per la formazione dei pianeti. I grani di polvere che formano i dischi stellari sono, infatti, la base per la formazione dei pianeti: scontrandosi e raggruppandosi tra di loro producono corpi sempre più grandi in orbita attorno alla stella.
Formation of Planets in a Protoplanetary Disk
Gli scienziati stanno iniziando a raccogliere nuovo e prezioso materiale per capire come evolvono questi dischi protoplanetari e, in definitiva, come si formano i pianeti stessi. Le osservazioni di questi dischi sono diventate sempre più dettagliate grazie a strumenti all'avanguardia. Ad esempio, ALMA (Atacama Large Millimeter/submillimeter Array), un radiointerferometro situato a 5.000 metri d’altezza nel deserto di Atacama, in Cile, offre condizioni eccezionali di osservazione.
Grazie ad ALMA, è stato possibile osservare una grande quantità d’acqua attorno a HL Tauri, una stella nella costellazione del Toro che si trova a 450 anni luce dalla Terra. Le immagini ottenute mostrano la presenza di una grande quantità di vapore acqueo ad una distanza dalla stella dove era stata precedentemente osservata una diminuzione locale nella distribuzione delle polveri: il tipo di ambiente in cui possono essersi accumulati gas e polvere in embrioni planetari. Le molecole d’acqua sono un ingrediente fondamentale per la nascita di sistemi di pianeti. Di particolare rilevanza è la cosiddetta frontiera della neve, la distanza dalla stella dove l'acqua evapora dai ghiacci. I modelli teorici prevedono infatti che in questa zona i granelli di polvere stellare si aggreghino più rapidamente e sia favorita la crescita degli embrioni che andranno poi a formare i pianeti. In questa regione interna del disco di HL Tauri è stata osservata una quantità d’acqua pari ad almeno tre volte quella presente negli oceani terrestri. Questo studio ha permesso di mappare per la prima volta il modo in cui l’acqua è distribuita all’interno di un disco protoplanetario.
Un altro esempio spettacolare è la stella RX J1615, nella costellazione dello Scorpione, una giovane stella di età stimata inferiore ai due milioni di anni. Nelle sue immagini sono ben visibili tre anelli separati da ampie zone vuote, dovute agli effetti gravitazionali dei pianeti in formazione. Anche la stella HD 135344B, di dimensioni poco più piccole del Sole e di circa 8 milioni di anni di età, mostra un disco protoplanetario in cui la materia è disposta in “bracci” simili a quelli delle galassie a spirale.
I Meccanismi di Accrescimento Planetario
La formazione dei pianeti all'interno di questi dischi protoplanetari avviene attraverso processi complessi. Il processo di formazione dei sistemi planetari è ancora molto dibattuto, e il campo è diviso tra coloro che ritengono importante una formazione dinamica in tempi brevi in dischi molto massicci e coloro che invece sostengono una visione più graduale della formazione dei pianeti. I due modi principali attraverso cui si pensa che i pianeti si formino sono l'instabilità gravitazionale e l'accrescimento del nucleo.
L'Accrescimento del Nucleo (Core Accretion)
Il meccanismo più comunemente accettato per la formazione dei pianeti è quello chiamato "accrescimento del nucleo" (core accretion). Questo modello descrive come la polvere, che è della dimensione di un micron (un milionesimo di metro), che sta dentro il disco, piano piano deve poter appiccicarsi, in qualche modo, crescere, coagulare e diventare grossa quanto, ad esempio, la Terra. Questo significa che da particelle che sono grosse un milionesimo di metro dobbiamo formare qualcosa che è grosso 10.000 chilometri in raggio, un aumento di 13 ordini di grandezza in dimensioni e circa 50 ordini di grandezza in massa. Questo processo è un attivissimo campo di ricerca, poiché molte domande su come questi piccoli grani di polvere crescano fino a formare nuclei di pianeti come Giove o la Terra stessa sono ancora aperte.
I semi da cui hanno origine i pianeti si trovano nelle polveri dello spazio interstellare. Le prime e le ultime fasi di aggregazione di questi detriti celesti sono ormai piuttosto chiare, ma il passaggio intermedio di questo processo è risultato a lungo più difficile da afferrare. Un mistero da chiarire è come i granuli di polveri, una volta raggiunte dimensioni millimetriche, superino la "barriera" che li fa rimbalzare l'uno sull'altro come palle da biliardo, anziché unirsi. È necessario che questi frammenti superino questa barriera e inizino a unirsi in particelle più grosse, capaci di esercitare sulle altre attrazione gravitazionale.
Per studiare questo fenomeno, i ricercatori hanno riprodotto le condizioni a cui queste polveri sono sottoposte nella Drop Tower di Brema, simulando la microgravità. In queste condizioni, grazie al fenomeno dell'elettricità statica, le particelle di vetro hanno sviluppato spontaneamente forti cariche elettriche che hanno permesso la formazione di grossi aggregati, di dimensioni nell'ordine dei centimetri. Questo suggerisce un meccanismo per superare la barriera del rimbalzo.Una volta superata questa fase, le particelle di polvere iniziano ad agglomerarsi e ad attirarsi reciprocamente attraverso forze di gravità e collisioni casuali, formando planetesimi. Questi planetesimi, corpi di dimensioni variabili da alcuni chilometri a centinaia di chilometri, sono i "mattoni" dei pianeti. Le collisioni tra i planetesimi portano alla formazione di corpi sempre più grandi, noti come protopianeti, che sono corpi celesti in via di formazione che si stanno lentamente evolvendo in pianeti completi. Nel corso di milioni di anni, i protopianeti possono raggiungere dimensioni simili a quelle dei pianeti attuali. Questo può portare all’acquisizione di gas e altre sostanze dalla nebulosa circostante, creando una sorta di atmosfera planetaria.
Il disco protoplanetario è un ambiente dinamico. I grani di polvere possono subire un "drift radiale," una migrazione verso la stella dovuta alla pressione del gas nel disco. Tuttavia, si ritiene che si formino delle "particle traps," regioni dove la polvere si può accumulare efficientemente, favorendo la crescita dei planetesimi e poi dei protopianeti.
L'Instabilità Gravitazionale
L'altro modo significativo di formazione planetaria è l'instabilità gravitazionale. Questo meccanismo entra in gioco quando il disco ha molta massa. Ruotando attorno alla stella, può accadere che delle piccole parti del disco diventino instabili e del gas vada a collassare su sé stesso formando enormi grumi di gas, grossi circa 10 o 5 volte la massa di Giove. Questo è uno dei modi con cui pensiamo si possano formare i pianeti più massicci mai visti attorno ad altre stelle.
Non solo possiamo supporlo dalla teoria, ma recentemente abbiamo iniziato a catturare immagini che forniscono evidenze dirette. Strumenti come ALMA hanno studiato la giovane stella Elias 2-27, situata a meno di 400 anni luce dalla Terra, nella costellazione di Ofiuco. Questo è il primo sistema stellare mai osservato che presenta onde di densità nel suo disco protoplanetario, che gli conferiscono una marcata struttura a spirale. Gli scienziati hanno confermato che le instabilità gravitazionali giocano un ruolo chiave nella formazione dei pianeti in questo sistema. La conferma di queste instabilità si verifica quando i dischi che formano i pianeti trasportano una grande frazione della massa stellare del sistema. Le spirali sono considerate il risultato di onde di densità, comunemente note per produrre i bracci delle galassie a spirale, come la Via Lattea. Le osservazioni di Elias 2-27 hanno anche rivelato afflussi di gas asimmetrici, a indicazione del fatto che potrebbe esserci ancora materiale che cade nel disco, rendendo tutto più caotico e contribuendo a fenomeni interessanti che non sono mai stati osservati prima. Si ritiene che Elias 2-27 potrebbe eventualmente evolversi in un sistema planetario, con instabilità gravitazionali che causano la formazione di pianeti giganti.
L'Evoluzione dei Sistemi Planetari: Un Mosaico Dinamico
Dopo la fase iniziale di formazione, i sistemi planetari continuano a evolvere in modi diversi, dando origine a una sorprendente varietà di configurazioni. Un sistema planetario può comprendere diversi pianeti di varie dimensioni, che possono avere orbite di forme e dimensioni diverse attorno alla stella centrale. Alcuni sistemi planetari potrebbero avere anche pianeti extrasolari, noti come esopianeti, che orbitano attorno a stelle diverse dal nostro Sole.
La Migrazione Planetaria e la Diversità Orbitale
Una delle scoperte più significative nell'ultimo decennio è la migrazione planetaria, un fenomeno per cui i pianeti non rimangono necessariamente nelle orbite in cui si sono formati. I pianeti possono migrare significativamente dalle loro posizioni originali a causa delle interazioni gravitazionali con il disco protoplanetario e con altri pianeti. Questo spiega, ad esempio, la presenza di "Hot Jupiters", giganti gassosi che orbitano molto vicino alla loro stella, a distanze anche inferiori a quella di Mercurio dal Sole, una configurazione che sarebbe difficile spiegare con la sola formazione in situ.
Queste migrazioni possono portare a orbite altamente eccentriche o inclinate, come quelle osservate nei sistemi planetari "anti-ordinati". Al contrario, i sistemi "ordinati" presentano una struttura altamente organizzata, con pianeti che seguono orbite regolari e ben allineate rispetto al piano orbitale della stella.
La Formazione dei Satelliti
La maggior parte dei pianeti del sistema solare possiede delle lune. I giganti gassosi hanno un sistema di lune interne originatesi dal disco proto-planetario, analogamente alla formazione dei pianeti stessi. Lo dimostrano le grandi dimensioni di tali lune e la loro vicinanza al pianeta; queste proprietà sono incompatibili con la cattura, mentre la natura gassosa dei pianeti giganti rende impossibile la formazione di satelliti per condensazione di frammenti da impatto.
Per i pianeti interni e per gli altri corpi del sistema solare, la collisione sembra essere il meccanismo principale per la formazione di satelliti. In questo scenario, una parte consistente del materiale planetario, espulsa da una collisione, finisce in orbita attorno al pianeta e si condensa in una o più lune. La nostra Luna, per esempio, è il risultato di uno di questi scontri planetari fra la Terra ed un altro pianeta di dimensioni minori.
Dopo la loro formazione, i sistemi satellitari continuano ad evolvere, e l'effetto più comune è la modifica dell'orbita dovuta alle forze di marea. Questo effetto è dovuto al rigonfiamento che la gravità del satellite crea nell'atmosfera e negli oceani del pianeta (e in misura minore anche nel corpo solido stesso). Se il periodo di rotazione del pianeta è inferiore a quello di rivoluzione della luna, il rigonfiamento precede il satellite e la sua gravità causa un'accelerazione del satellite che tende ad allontanarsi lentamente dal pianeta, come nel caso della Luna terrestre. Al contrario, se la luna orbita più rapidamente di quanto il pianeta ruoti su se stesso o se ha un'orbita retrograda, allora il rigonfiamento segue il satellite e ne causa il rallentamento, provocando un restringimento dell'orbita nel tempo. Un pianeta può creare a sua volta un rigonfiamento nella superficie del satellite, rallentando la rotazione della luna fino a quando il periodo di rotazione e di rivoluzione coincidono, come accade per la Luna terrestre e per molti altri satelliti del sistema solare, tra cui Io, la luna di Giove.
Il Caso Particolare del Nostro Sistema Solare
Il nostro Sistema Solare, con i suoi otto pianeti, ha rappresentato per secoli l'unico esempio conosciuto di sistema planetario. La sua formazione è descritta dalla cosiddetta ipotesi nebulare, proposta inizialmente da Immanuel Kant nel 1755 e indipendentemente da Pierre-Simon Laplace. Questa teoria, sebbene migliorata e affinata, è tutt’ora la migliore descrizione che abbiamo del processo di formazione planetaria e afferma che il sistema solare abbia avuto origine da un collasso gravitazionale di una nube gassosa. Si calcola che la nebulosa avesse un diametro di circa 100 au e una massa circa 2-3 volte quella del Sole. Si ipotizza inoltre che una forza interferente, probabilmente una vicina supernova, abbia compresso la nebulosa spingendo materia verso il suo interno e innescandone il collasso.
Sfide e Raffinamenti del Modello Nebulare
Nonostante il successo generale, l'ipotesi nebulare ha incontrato alcune sfide e problemi. Uno dei problemi è posto dal momento angolare. Con la concentrazione della grande maggioranza della massa del disco al suo centro, anche il momento angolare avrebbe dovuto concentrarsi allo stesso modo. Invece, la velocità di rotazione del Sole è inferiore a quanto previsto dal modello teorico e i pianeti, pur rappresentando meno dell'1% della massa del sistema solare, contribuiscono a oltre il 90% del momento angolare totale.
Anche i pianeti "al posto sbagliato" sono un problema per il modello a nebulosa. Urano e Nettuno si trovano in una regione in cui la loro formazione è poco probabile, data la ridotta densità della nebulosa a tale distanza dal centro. La teoria prevede inoltre che sia i pianeti giganti sia le loro lune siano tutti allineati al piano dell'eclittica. Un ulteriore elemento di incongruenza tra teoria e osservazione è dato dalle grandi dimensioni della Luna terrestre e le orbite irregolari di altri satelliti che sono incompatibili col modello a nebulosa.
Per giustificare la teoria, si introduce un'ulteriore ipotesi secondo la quale tali discrepanze siano il frutto di avvenimenti accaduti successivamente alla nascita del sistema solare.
La Formazione della Terra e i Protopianeti Primordiali
È ben noto che la Terra è impoverita, rispetto al Sistema Solare nel suo complesso, di elementi che si sono condensati dal disco gassoso primordiale a temperature inferiori a 1000° C (ad esempio piombo, zinco, rame, argento, bismuto e stagno). La spiegazione convenzionale è che la Terra si sia formata e sia cresciuta senza questi elementi, portati successivamente sul nostro pianeta in seguito al bombardamento di corpi di tipo asteroidale. Tuttavia, questa ipotesi non può spiegare la sovrabbondanza di vari altri elementi, come l’indio.Ricercatori della University of Oxford hanno svelato alcuni di questi processi, rivelando che i protopianeti, prima di andare a formare la Terra, sono andati soggetti a fusione ed evaporazione. Essi hanno realizzato in laboratorio una fornace in cui hanno controllato la temperatura e l’atmosfera per simulare le condizioni della Terra primordiale e dei planetesimi. Nel corso degli esperimenti, hanno fuso rocce a 1300° C in condizioni povere di ossigeno e hanno verificato come vari elementi volatili sono evaporati dalla lava fusa. Le analisi hanno rivelato che i dati ricavati dall’esperimento si accordavano molto bene con l’impoverimento delle rocce osservato sulla Terra. La conclusione dei ricercatori è quindi che il depauperamento di alcuni elementi sulla giovane Terra è stato provocato dalla reazione tra roccia fusa e un’atmosfera ancora povera di ossigeno.
Impatti Giganteschi e l'Influenza di Giove
Gli impatti tra corpi celesti, ancorché rari sulla scala dei tempi della vita umana, sono considerati una parte essenziale dello sviluppo e dell’evoluzione del sistema solare. Oltre all'impatto da cui si ipotizza abbia avuto origine la Luna terrestre, anche il sistema Plutone-Caronte si pensa derivi da un impatto tra oggetti della fascia di Kuiper. Stando alle ipotesi che godono attualmente di maggior credito, il sistema solare interno fu teatro di un gigantesco impatto tra la Terra ed un corpo di massa analoga a quella di Marte (chiamato Theia). Da tale impatto si formò la Luna.
Secondo l'ipotesi della nebulosa, la fascia degli asteroidi conteneva inizialmente una quantità di materia più che sufficiente per formare un pianeta. Tuttavia, i planetesimi che vi si formarono non poterono fondersi in un unico corpo a causa dell'interferenza gravitazionale prodotta da Giove, venutosi a formare prima. Allora come oggi, le orbite dei corpi nella fascia degli asteroidi sono in risonanza con Giove; tale risonanza causò la fuga di numerosi planetesimi verso lo spazio esterno e impedì agli altri di consolidarsi in un corpo massiccio. La perdita di massa sarebbe stato il fattore cruciale che impedì agli oggetti della fascia degli asteroidi di consolidarsi in un pianeta.
Un grande passo per la comprensione di come tali fenomeni abbiano modellato il sistema solare esterno è avvenuto nel 2004, quando nuove simulazioni computerizzate hanno mostrato che se Giove avesse compiuto meno di due rivoluzioni attorno al Sole nel tempo in cui Saturno ne compie una, la migrazione dei due pianeti avrebbe portato a orbite in risonanza 2:1. Questa risonanza avrebbe avuto inoltre l'effetto di spingere Urano e Nettuno su orbite molto ellittiche, con un 50% di probabilità che questi si scambiassero di posto. Le interazioni tra i pianeti e la fascia di Kuiper successive allo stabilirsi della risonanza 2:1 tra Giove e Saturno possono spiegare le caratteristiche orbitali e le inclinazioni assiali dei pianeti giganti più esterni, fenomeno noto come Modello di Nizza.La teoria procede dicendo che la fascia di Kuiper fu inizialmente una regione esterna occupata da corpi ghiacciati dalla massa insufficiente per potersi consolidare in un pianeta. In origine il suo bordo interno era appena oltre l'orbita del più esterno tra Urano e Nettuno, all'epoca della loro formazione (probabilmente tra le 10 au e le 15 au). Il suo bordo esterno era a una distanza di circa 30 au. La risonanza orbitale 2:1 tra Giove e Saturno spinse Nettuno dentro la fascia di Kuiper, provocando la dispersione di numerosi dei suoi corpi. Molti di essi furono spinti verso l'interno fino ad interagire con la gravità gioviana che spesso li spinse su orbite molto ellittiche e a volte fuori dal sistema solare. Gli oggetti spinti sulle orbite altamente ellittiche sono quelli che formano la nube di Oort.
Osservare la Nascita e l'Evoluzione Planetaria
La capacità di rilevare e studiare i sistemi planetari al di fuori del nostro sistema solare è ancora limitata, e non è possibile determinare il numero esatto di sistemi planetari presenti nell’universo. È importante sottolineare che la maggior parte dei sistemi planetari scoperti fino ad ora sono stati individuati mediante metodi indiretti che rilevano gli effetti gravitazionali o luminosi dei pianeti sui loro sistemi stellari. Questi metodi non sono complementari, anzi, molto spesso possono essere applicati più di uno contemporaneamente per fornire un quadro più dettagliato dell’evoluzione di un sistema planetario.
Negli ultimi decenni, grazie a nuovi strumenti da terra e dallo spazio, per la prima volta siamo in grado di osservare direttamente la nascita di nuovi pianeti e di raccogliere informazioni dettagliate sulla sorprendente varietà e ricchezza che caratterizza i sistemi planetari al di fuori del nostro sistema solare. Gli astronomi, puntando i loro telescopi sulle stelle, cercano di identificare la presenza di sistemi planetari in formazione. CosÌ come è accaduto per la stella, con il passare del tempo, la registrazione di una forte emissione nella banda dell’infrarosso da parte dei telescopi è un forte indice di creazione planetaria in atto intorno alla stella in osservazione.
Lo studio di come si formano i pianeti è difficile perché sono processi che impiegano milioni di anni. Si tratta di una scala temporale molto breve per le stelle, che vivono migliaia di milioni di anni, ma un processo molto lungo per noi. Quello che possiamo fare è osservare le giovani stelle, circondate da dischi di gas e polvere, e cercare di spiegare perché questi dischi di materiale hanno l’aspetto che hanno. È come guardare una scena del crimine e cercare di indovinare cosa è successo.
La nuova ricerca ha confermato alcune teorie ma ha anche sollevato nuove domande. Uno degli ostacoli alla comprensione della formazione dei pianeti era la mancanza di una misurazione diretta della massa dei dischi che formano i pianeti, un problema affrontato nella nuova ricerca. La capacità di ALMA di misurare direttamente la massa dei dischi protoplanetari utilizzando i dati sulla velocità del gas ha rappresentato una svolta.
Formation of Planets in a Protoplanetary Disk
Il Destino del Nostro Sole e del Sistema Solare
Il sistema solare, come lo conosciamo oggi, è un'istantanea di un processo continuo di evoluzione. Escludendo qualche fenomeno imprevisto, si ipotizza che durerà per altri 5 miliardi di anni circa. Via via che l'idrogeno al centro del Sole andrà esaurendosi, la zona interessata dalle reazioni nucleari tenderà a spostarsi progressivamente in una shell più esterna all'ormai inerte nucleo di elio, che invece inizierà a restringersi innalzando la temperatura e incrementando la velocità della fusione nel "guscio" circostante.
Ciò farà lentamente crescere il Sole sia in dimensioni che in temperatura superficiale, e perciò anche in splendore. Quando il Sole avrà aumentato gradualmente la propria luminosità di circa il 10% oltre i livelli attuali, tra circa 1 miliardo di anni, l'aumento di radiazione renderà la superficie della Terra inabitabile a causa del calore e dalla perdita di anidride carbonica, che impedirà la fotosintesi delle piante, mentre la vita potrà ancora resistere negli oceani più profondi.
In circa 5,4 miliardi di anni, il Sole terminerà le riserve di idrogeno, il nucleo di elio proseguirà il collasso mentre il guscio esterno in cui continuerà a venire combusto l'idrogeno spingerà verso l'esterno, facendo dilatare e raffreddare la superficie della nostra stella. Il Sole si sarà quindi avviato verso l'instabile fase di gigante rossa, nel corso della quale sarà caratterizzato da immani dimensioni e una relativamente bassa temperatura fotosferica, caratteristica quest'ultima che gli conferirà un colore tendente al rosso. Il percorso verso tale stadio evolutivo sarà più evidente quando il Sole, tra circa 6,4 miliardi di anni, avrà triplicato la sua luminosità rispetto al valore attuale e raffreddato la sua superficie fino a circa 5000 K. A distanza di 11,7-12,21 miliardi d'anni dall'inizio della sua sequenza principale, il Sole manifesterà uno splendore 300 volte quello di oggi e una temperatura superficiale di 4000 K.
La dilatazione continuerà ad un ritmo più rapido ed in circa 7,59 miliardi di anni da oggi il Sole si sarà espanso fino ad assumere un raggio 256 volte quello attuale (1,2 UA) e una luminosità 2700 volte quella attuale, mentre la sua temperatura superficiale si sarà abbassata a 2600 K. Con l'espansione del Sole, Mercurio e Venere verranno inghiottiti. Successivamente l'elio prodotto nel guscio cadrà nel nucleo della stella aumentandone la massa e la densità fino a che la temperatura non raggiungerà i 100 milioni di K, sufficienti per innescare la fusione dei nuclei di elio in nuclei di carbonio e ossigeno in quello che gli astronomi definiscono flash dell'elio.
A questo punto il Sole dovrebbe contrarsi a una dimensione poco maggiore dell'attuale e consumare il proprio elio per circa altri 100 milioni di anni, in un nucleo avvolto da una sottile shell in cui seguiterà a bruciare l'idrogeno. Tale fase è detta del ramo orizzontale. Quando nel nucleo finirà anche l'elio, il Sole risponderà con una nuova contrazione, che causerà l'innesco della fusione dell'elio e dell'idrogeno in due strati esterni attorno al nucleo di carbonio ed ossigeno. Questo determinerà un ulteriore periodo di espansione in gigante rossa, nel corso del quale la stella consumerà l'elio e l'idrogeno negli strati più esterni per altri 100 milioni di anni. Entro 8 miliardi di anni il Sole sarà divenuto una gigante rossa AGB con dimensioni circa 100 volte quelle attuali, arrivando probabilmente a lambire l'orbita della Terra e a fagocitare il nostro pianeta. Sarà una transizione relativamente tranquilla, niente di paragonabile a una supernova, dato che la massa del nostro Sole è ampiamente insufficiente per arrivare a quel livello.
Ciò che infine resterà del Sole (il nucleo di carbonio e ossigeno) sarà una nana bianca, un oggetto straordinariamente caldo e denso, di massa circa metà di quella originale, ma compressa in un volume simile a quello della Terra. Con la morte del Sole verrà indebolita la sua attrazione gravitazionale sugli altri oggetti del sistema solare; le orbite di Marte e degli altri corpi andranno espandendosi. La configurazione finale del sistema solare sarà raggiunta quando il Sole avrà completato la sua trasformazione in nana bianca: se la Terra e Marte esisteranno ancora, saranno, rispettivamente, su orbite approssimativamente simili a quelle a 1,85 e a 2,80 UA dal Sole.
