Una stella è un corpo celeste che brilla di luce propria. In astronomia e astrofisica il termine indica uno sferoide luminoso di plasma che genera energia nel proprio nucleo attraverso processi di fusione nucleare; tale energia è irradiata nello spazio sotto forma di radiazione elettromagnetica, flusso di particelle elementari (vento stellare) e neutrini. Buona parte degli elementi chimici più pesanti dell'idrogeno e dell'elio (i più abbondanti nell'Universo) vengono sintetizzati nei nuclei delle stelle tramite il processo di nucleosintesi.
La stella più vicina alla Terra è il Sole, sorgente di gran parte dell'energia del nostro pianeta. Le altre stelle, a eccezione di alcune supernove, sono visibili solamente durante la notte come dei puntini luminosi, che appaiono tremolanti a causa degli effetti distorsivi operati dall'atmosfera terrestre.
Le stelle sono oggetti dotati di una massa considerevole, compresa tra 0,08 e 150–200 masse solari (M☉). Le stelle con una massa inferiore a 0,08 M☉ sono dette nane brune, corpi a metà strada tra stelle e pianeti che non producono energia tramite la fusione nucleare, mentre non sembrano esistere stelle di massa superiore a 200 M☉, per via del limite di Eddington (vedi sotto). Sono variabili anche le dimensioni, comprese tra i pochi km delle stelle degeneri e i miliardi di km delle supergiganti e ipergiganti, e le luminosità, comprese tra 104 e 106 - 107 luminosità solari (L☉).
Le stelle si presentano, oltre che singolarmente, anche in sistemi costituiti da due (stelle binarie) o più componenti (sistemi multipli), legate dalla forza di gravità. Un buon numero di stelle convive in associazioni o ammassi stellari (suddivisi in aperti e globulari), a loro volta raggruppati, insieme a stelle singole e nubi di gas e polveri, in addensamenti ancora più estesi, che prendono il nome di galassie. Numerose stelle possiedono inoltre un gruppo più o meno ampio di pianeti.
La stella maggiormente visibile dal nostro pianeta, nonché la più vicina in assoluto, è il Sole: esso occupa la parte centrale del nostro sistema solare e si trova a una distanza media di 150 milioni di km dalla Terra; la sua vicinanza fa sì che sul nostro pianeta arrivi una quantità di luce tale che, nell'emisfero in cui esso è visibile, le altre stelle sono oscurate. In generale tuttavia, quando ci si riferisce al termine "stella" si pensa a tutti gli altri corpi celesti che hanno caratteristiche simili al Sole, ma che si trovano più lontane; in particolare, si pensa ai punti luminosi di vari colori che popolano un cielo notturno le cui condizioni atmosferiche sono ottimali.
Le stelle non appaiono tutte della stessa brillantezza, infatti mostrano una vastissima gamma di luminosità; ciò è dovuto principalmente a due fattori.
- Il più importante è la distanza: le stelle infatti sono distribuite nello spazio in modo irregolare, a causa del loro moto proprio, di eventi esterni a esse che ne possono alterare la distribuzione come le esplosioni di supernove, della loro stessa origine all'interno di nubi molecolari e, in grande scala, della morfologia e delle dinamiche galattiche.
- Il secondo, non meno importante, è la luminosità intrinseca della stella, che dipende dalla sua massa, dalla sua temperatura superficiale e dalla sua fase evolutiva: una stella di grande massa può essere anche decine di migliaia di volte più luminosa di una stella di piccola massa. A titolo di esempio, basta pensare che la stella più vicina a noi, il sistema di a Centauri, è solo la terza stella più brillante del cielo notturno, mentre Sirio, che sta a oltre il doppio della distanza, è la più brillante; la seconda stella più luminosa del cielo è invece Canopo, una stella supergigante gialla circa settanta volte più distante di a Centauri ma almeno 20.000 volte più luminosa.
La storia dell'osservazione stellare ha un'estensione vastissima, datata sin dall'origine dell'uomo. Il desiderio di conoscenza ha sempre incentivato gli studi astronomici sia per motivazioni religiose o divinatorie, sia per la previsione degli eventi; agli inizi l'astronomia coincideva con l'astrologia, rappresentando allo stesso tempo uno strumento di conoscenza e potere. L'uomo, fin dalle sue origini, ha sentito la necessità di ricercare nella volta celeste possibili correlazioni tra le proprie vicende e i fenomeni cosmici. Da questa ancestrale esigenza e dalla fantasia e creatività tipiche dell'essere umano nacquero le costellazioni, che rispondevano a una serie di requisiti, sia di tipo pratico, sia religioso. Risalgono al Paleolitico tracce di culti religiosi attribuiti a particolari asterismi, come quello della "Grande Orsa". Studi recenti sostengono che già nel Paleolitico superiore (circa 16.000 anni fa) fosse sviluppato un sistema di venticinque costellazioni. Nel Neolitico, per meglio memorizzare gli astri, vennero attribuiti agli asterismi somiglianze e nomi, non sempre antropomorfi, alludenti ad aspetti ed elementi della vita agricola e pastorale. Le prime conoscenze astronomiche dell'uomo preistorico, che riteneva le stelle dei puntini immutabili "incastonati" nella sfera celeste, consistevano essenzialmente nella previsione dei moti del Sole, della Luna e dei pianeti sullo sfondo delle stelle fisse. Un esempio di questa "protoastronomia" è dato dagli orientamenti, secondo un senso astronomico, dei primi monumenti megalitici, come il famoso complesso di Stonehenge, a dimostrare l'antico legame dell'uomo col cielo, ma anche la capacità di compiere precise osservazioni. Il moto apparente del Sole sullo sfondo delle stelle fisse e dell'orizzonte fu utilizzato per redigere calendari, impiegati per regolare le pratiche agricole.
Il sistema delle costellazioni fu perfezionato nel II millennio a.C. dalla civiltà babilonese, che diede gli attuali nomi - quasi tutti di origine sumerica - alle costellazioni zodiacali e creò un calendario lunare, incentrato sul susseguirsi dei fenomeni celesti che scandivano il ciclo delle stagioni. Nella zona di Babilonia è stato rinvenuto un elenco con tutte le costellazioni e gli oggetti celesti visibili, che allora erano disposti nel firmamento non molto diversamente dalla loro attuale posizione. La civiltà mesopotamica aveva anche un grande interesse per l'astrologia, allora ritenuta una vera e propria scienza. La civiltà egizia aveva delle elevate conoscenze astronomiche: testimonianza ne è il ritrovamento a Dendera della più antica e accurata carta stellare, datata al 1534 a.C. Anche i fenici, popolo di navigatori, avevano buone conoscenze astronomiche. Essi si riferivano già all'Orsa Minore come mezzo di orientamento per la navigazione, e si servivano come indicatore del Nord della Stella Polare, che nel 1500 a.C. doveva essere già molto vicina al Polo Nord celeste.
La moderna scienza astronomica deve molto all'astronomia greca e a quella romana. 48 delle 88 costellazioni moderne furono codificate e catalogate già nel II secolo d.C. dall'astronomo Claudio Tolomeo, ma ancora prima di lui astronomi come Eudosso di Cnido (V-IV secolo a.C.) e Ipparco di Nicea (II secolo a.C.) stilarono cataloghi stellari sulla base di quelli prodotti dalle civiltà precedenti da essi stessi studiate.
Lo stesso Ipparco, assistendo fortunosamente allo scoppio di una nova nella costellazione dello Scorpione, giunse a dubitare dell'immutabilità della sfera celeste. Inoltre egli, avendo notato, dopo attente osservazioni, che la posizione delle costellazioni era mutata rispetto a quanto annotato dagli astronomi precedenti, arrivò a scoprire il fenomeno della precessione degli equinozi, vale a dire il lento ma continuo cambiamento dell'orientamento dell'asse terrestre rispetto alla sfera ideale delle stelle fisse.
Proprio al tempo dei Greci, all'iniziale valenza naturalistica degli asterismi venne assommata una prettamente mitologica: si devono infatti alla cultura mitologica della Grecia classica i miti e le leggende legati a gran parte delle costellazioni. I Greci assegnarono inoltre i nomi delle divinità dell'Olimpo ad alcune "stelle" particolari, da loro definite planetai, vagabondi, che sembravano muoversi rispetto alle stelle fisse: si trattava dei pianeti del Sistema solare. Ne riconobbero però solo cinque, da Mercurio fino a Saturno: infatti di Urano, che appare come una debole stella ai limiti della visibilità a occhio nudo in un cielo molto scuro, nessuno registrò mai il moto orbitale; Nettuno, invece, risulta completamente invisibile a occhio nudo. A causa della loro scarsa luminosità, dovuta alla grande distanza, i due pianeti più esterni furono scoperti solo in epoca recente: il primo nel 1781, il secondo nel 1846.
Ancora in età romana, le stelle prevalentemente erano considerate delle vere e proprie divinità, come attestato da Cicerone. Durante l'epoca medioevale vi fu un generale periodo di stasi nelle ricerche astronomiche dovuto essenzialmente al fatto che gli astronomi cristiani preferirono accettare la cosmologia aristotelico-tolemaica, che risultava in sintonia con gli scritti biblici, rinunciando persino alle osservazioni. Si distinsero però in questo periodo gli astronomi islamici, riscopritori e grandi estimatori dell'Almagesto di Tolomeo, che diedero nomi arabi, gran parte dei quali ancora oggi usati, a un gran numero di stelle; inventarono inoltre numerosi strumenti astronomici in grado di tenere in conto la posizione degli astri. Nell'XI secolo l'astronomo Abu Rayhan al-Biruni descrisse la nostra galassia, la Via Lattea, come una moltitudine di frammenti dalle proprietà tipiche delle stelle nebulose, calcolando anche la latitudine di alcune stelle durante un'eclissi lunare avvenuta nel 1019.
Anche gli astronomi cinesi, come Ipparco prima di loro, erano consapevoli del fatto che la sfera celeste non fosse immutabile e vi potessero apparire delle stelle mai viste prima: essi assistettero infatti all'esplosione di diverse supernovae in epoca storica, sulle quali redassero ampie e dettagliate relazioni. Una delle più importanti fu quella la cui luce, emessa circa 3000 anni prima di Cristo, raggiunse la Terra il 4 luglio 1054: si tratta di SN 1054, esplosa nella costellazione del Toro, il cui resto è la celebre Nebulosa del Granchio (catalogata secoli dopo dal francese Charles Messier).
I primi astronomi europei dell'epoca moderna, come Tycho Brahe e il suo allievo Johannes Kepler, arrivarono a dubitare dell'immutabilità dei cieli. Essi infatti individuarono nel cielo notturno alcune stelle mai viste in precedenza, che denominarono stellae novae, ritenendo che fossero stelle di nuova formazione; si trattava in realtà di supernovae, ovvero stelle massicce che concludono la propria esistenza con una catastrofica esplosione.
Nel 1584 Giordano Bruno, nel suo De l'infinito universo e mondi, ipotizzò che le stelle fossero come altri soli e che attorno a esse potessero orbitare dei pianeti, probabilmente anche simili alla Terra. L'idea però non era nuova, dato che in precedenza era stata concepita da alcuni filosofi della Grecia antica, come Democrito ed Epicuro; pur inizialmente bollata come eresia, l'ipotesi guadagnò credibilità nei secoli successivi e raggiunse il consenso generale della comunità astronomica.
Per spiegare come mai le stelle non esercitassero attrazioni gravitazionali sul Sistema solare, Isaac Newton ipotizzò che le stelle fossero equamente distribuite in ogni direzione. La stessa idea era stata formulata in precedenza dal teologo Richard Bentley, cui forse si ispirò lo stesso Newton.
L'italiano Geminiano Montanari registrò nel 1667 variazioni nella luminosità della stella Algol (ß Persei). Nel 1718, in Inghilterra, Edmond Halley pubblicò le prime misurazioni del moto proprio di alcune delle stelle più vicine, tra cui Arturo e Sirio, dimostrando che la loro posizione era mutata rispetto al periodo in cui erano vissuti Tolomeo e Ipparco.
William Herschel, lo scopritore dei sistemi binari, fu il primo astronomo a tentare di misurare la distribuzione delle stelle nello spazio. Nel 1785 egli eseguì una serie di misure in seicento direzioni diverse, contando le stelle contenute in ciascuna porzione del campo visivo. Notò poi che la densità stellare aumentava man mano che ci si avvicinava a una determinata zona del cielo, coincidente col centro della Via Lattea, nella costellazione del Sagittario. Suo figlio John ripeté poi le misurazioni nell'emisfero meridionale, giungendo alle stesse conclusioni del padre. Herschel senior disegnò poi un diagramma sulla forma della Galassia, considerando però erroneamente il Sole nei pressi del suo centro.
Il diagramma Hertzsprung-Russell (H-R), rappresentato sopra, è uno strumento teorico inventato dall'astrofisico statunitense H. N. Russell e dal danese E. Hertzsprung, che mette in relazione la luminosità (riportata in ordinata, in magnitudine assoluta) e la temperatura superficiale (riportata in ascissa, in 103 gradi kelvin) di una stella. Entrambe sono quantità fisiche che dipendono strettamente dalle caratteristiche intrinseche della stella, che, seppur non misurabili direttamente dell'osservatore, possono essere derivate attraverso modelli fisici, il che consente agli astrofisici di determinare con una certa precisione l'età e lo stadio evolutivo di ogni astro.
CLASSI DI LUMINOSITA'
Quando le stelle escono dalla sequenza principale e diventano delle giganti aumentano considerevolmente il loro volume e di conseguenza diminuiscono la loro densità. Questa differenza si manifesta negli spettri stellari in quanto le stelle di sequenza principale, che sono più dense, esibiscono linee spettrali più larghe, mentre le stelle meno dense come le giganti esibiscono linee spettrali più fini. L'aumento del volume delle stelle giganti implica un aumento della superficie radiante e di conseguenza della luminosità della stella. Pertanto, le classi spettrali basate sulla larghezza o finezza delle linee spettrali vengono chiamate classi di luminosità.
Vengono usualmente distinte le seguenti classi di luminosità:
0 Ipergiganti
I Supergiganti
Ia-0 (Ipergiganti o supergiganti estremamente luminose (classe aggiunta successivamente)). Esempio: Eta Carinae
Ia (supergiganti luminose). Esempio: Deneb (classe A2 Ia)
Iab (supergiganti intermedie). Esempio: Betelgeuse (classe M2 Iab)
Ib (supergiganti meno luminose). Esempio: Sadr (classe F8 Ib)
II Giganti brillanti
IIa. Esempio: ß Scuti (classe G4 IIa)
IIab. Esempio: HR 8752 (classe G0 IIab)
IIb. Esempio: HR 6902 (classe G9 IIb)
III Giganti
IIIa. Esempio: ? Persei (classe M4 IIIa)
IIIab. Esempio: d Reticuli (classe M2 IIIab)
IIIb. Esempio: Polluce (classe K2 IIIb)
IV Subgiganti
IVa. Esempio: e Reticuli (classe K1-2 IVa-III)
IVb. Esempio: HR 672 A (classe G0,5 IVb)
V Stelle di sequenza principale (nane)
Va. Esempio: AD Leonis (classe M4 Vae)
Vab
Vb. Esempio: 85 Pegasi A (classe G5 Vb)
"Vz". Esempio: LH10: 3102 (classe O7 Vz), appartenente alla Grande Nube di Magellano.
VI Subnane. Le subnane vengono generalmente designate prefiggendo "sd" (inglese: subdwarf) o "esd" (extreme subdwarf) alla loro classe di Harvard.
sd. Esempio: SSSPM J1930-4311 (classe sd M7)
esd. Esempio: APMPM J0559-2903 (classe esdM7)
VII (simbologia non comune) Nane bianche. Solitamente le nane bianche sono indicate con i prefissi wD o WD (inglese: White dwarf).
La prima misurazione diretta della distanza di una stella da terra fu operata nel 1838 dal tedesco Friedrich Bessel; egli, servendosi del metodo della parallasse (vedi sotto), quantificò la distanza del sistema binario 61 Cygni, ottenendo come risultato un valore di 11,4 anni luce, tuttora accettato, seppur con maggiore precisione. Le misurazioni effettuate con tale metodo dimostrarono la grande distanza che intercorre tra una stella e l'altra.
Joseph von Fraunhofer e Angelo Secchi furono i pionieri della spettroscopia stellare. I due astronomi, confrontando gli spettri di alcune stelle (tra cui Sirio) con quello del Sole, notarono delle differenze nello spessore e nel numero delle loro linee di assorbimento. Nel 1865 Secchi iniziò a classificare le stelle in base al proprio tipo spettrale, ma lo schema classificativo attualmente utilizzato fu sviluppato nel corso del Novecento da Annie J. Cannon.
Le osservazioni dei sistemi binari crebbero di importanza durante il XIX secolo. Il già citato Bessel osservò nel 1834 delle irregolarità e delle deviazioni nel moto proprio della stella Sirio, che imputò a una compagna invisibile individuata tempo dopo nella nana bianca Sirio B. Edward Pickering scoprì la prima binaria spettroscopica nel 1899, quando osservò che le linee spettrali della stella Mizar (Ursae Majoris) mostravano degli spostamenti regolari in un periodo di 104 giorni. Contemporaneamente le osservazioni dettagliate, condotte su molte stelle binarie da astronomi quali Wilhelm von Struve e Sherburne Wesley Burnham, permisero di determinare le masse delle stelle a partire dai loro parametri orbitali. La prima soluzione al problema di ricavare l'orbita di una stella binaria sulla base delle osservazioni al telescopio fu trovata da Felix Savary nel 1827.
Il XX secolo vide grandi progressi nello studio scientifico delle stelle; un valido aiuto in quest'ambito fu fornito dalla fotografia. Karl Schwarzschild scoprì che il colore di una stella (e dunque la sua temperatura effettiva) potevano essere determinati confrontando la magnitudine rilevata dall'osservazione e quella dalla fotografia. Lo sviluppo della fotometria fotoelettrica consentì delle misurazioni molto precise della magnitudine in molteplici lunghezze d'onda. Nel 1921 Albert A. Michelson eseguì la prima misurazione di un diametro stellare tramite l'utilizzo di un interferometro montato sul telescopio Hooker dell'osservatorio di Monte Wilson.
Un importante lavoro dal punto di vista concettuale sulle basi fisiche delle stelle venne svolto nei primi decenni del secolo scorso, grazie anche all'invenzione nel 1913, da parte di Ejnar Hertzsprung e, indipendentemente, Henry Norris Russell, del diagramma H-R. In seguito furono sviluppati dei modelli per spiegare le dinamiche interne e l'evoluzione delle stelle, mentre i progressi conseguiti dalla fisica quantistica consentirono di spiegare con successo le particolarità degli spettri stellari; ciò ha permesso di conoscere e determinare con una certa accuratezza la composizione chimica delle atmosfere stellari.
Gran parte dei parametri stellari sono espressi convenzionalmente secondo le unità di misura del Sistema Internazionale, anche se non di rado vengono utilizzate le unità del sistema CGS (ad esempio, la luminosità viene talvolta espressa in erg al secondo). Massa, luminosità e raggio sono spesso dati in unità solari, un sistema che tiene conto delle caratteristiche del Sole:
Massa solare M☉: = 1,9891 × 1030kg
Luminosità solare L☉: = 3,827 × 1026 W
Raggio solare R☉: = 6,960 × 108m
Le grandezze maggiori, come il raggio di una stella supergigante o ipergigante o il semiasse maggiore di un sistema binario, sono spesso espresse in termini di unità astronomiche (U.A.), una misura equivalente alla distanza media tra la Terra e il Sole (circa 150 milioni di km).
Il percorso evolutivo di diverse stelle lungo il Diagramma H-R
Con la locuzione "evoluzione stellare" si intendono i cambiamenti che una stella sperimenta nel corso della sua esistenza, durante la quale essa varia, anche in maniera molto pronunciata, di luminosità, raggio e temperatura. Tuttavia, a causa dei tempi evolutivi molto lunghi (milioni o miliardi di anni), è impossibile per un essere umano seguire l'intero ciclo vitale di un astro; pertanto, per riuscire a comprendere i meccanismi evolutivi, si osserva una popolazione stellare che contiene stelle in diverse fasi della loro vita e si costruiscono dei modelli fisico - matematici che permettano di riprodurre in via teorica le proprietà osservate. Un valido aiuto in questo senso è dato dal diagramma H-R, che pone a confronto la luminosità e la temperatura. Ogni astro ha una propria evoluzione la cui durata dipende dalla propria massa: quanto più una stella è massiccia, tanto più breve risulterà essere la durata del ciclo vitale.
Le stelle si formano all'interno delle nubi molecolari, delle regioni di gas ad "alta" densità presenti nel mezzo interstellare, costituite essenzialmente da idrogeno, con una quantità di elio del 23–28% e tracce di elementi più pesanti. Le stelle più massicce che si formano al loro interno le illuminano e le ionizzano, creando le cosiddette regioni H II.
La formazione di una stella ha inizio quando una nube molecolare inizia a manifestare fenomeni di instabilità gravitazionale, spesso innescati dalle onde d'urto di una supernova o della collisione tra due galassie. Non appena si raggiunge una densità della materia tale da soddisfare i criteri dell'instabilità di Jeans, la regione inizia a collassare sotto la sua stessa gravità.
Il graduale collasso della nube porta alla formazione di densi agglomerati di gas e polveri oscure al cui interno si forma la protostella, circondata da un disco che alimenta l'aumento della sua massa. Il destino della protostella dipende dalla massa che riesce ad accumulare: se questa è inferiore a 0,08 M☉, la protostella non raggiunge l'ignizione delle reazioni nucleari e si trasforma in una nana bruna; se possiede una massa fino a otto masse solari, si forma una stella pre-sequenza principale, spesso circondata da un disco protoplanetario; se la massa è superiore a 8 M☉, la stella raggiunge direttamente la sequenza principale senza passare per questa fase.
La sequenza principale è una fase di stabilità durante la quale le stelle fondono l'idrogeno del proprio nucleo in elio a temperatura e pressione elevate; le stelle trascorrono in questa fase circa il 90% della propria esistenza.
In questa fase ogni stella genera un vento di particelle cariche che provoca una continua fuoriuscita di materia nello spazio, che per gran parte delle stelle risulta irrisoria.
La durata della sequenza principale dipende dalla massa iniziale e dalla luminosità della stella. Le stelle più massicce consumano il proprio "combustibile nucleare" piuttosto velocemente e hanno una vita decisamente più breve (qualche decina o centinaio di milioni di anni); le stelle più piccole invece bruciano l'idrogeno del nucleo molto lentamente e hanno un'esistenza molto più lunga (decine o centinaia di miliardi di anni).
La sequenza principale termina non appena l'idrogeno, contenuto nel nucleo della stella, è stato completamente convertito in elio dalla fusione nucleare; la successiva evoluzione della stella segue vie diverse a seconda della massa dell'oggetto celeste.
Le stelle più piccole, le nane rosse (tra 0,08 e 0,4 masse solari), si riscaldano, divenendo per breve tempo delle stelle azzurre, per poi contrarsi gradualmente in nane bianche.Tuttavia, dato che la durata della vita di tali stelle è maggiore dell'età dell'Universo (13,7 miliardi di anni), si ritiene che nessuna di essa sia ancora giunta al termine della propria evoluzione.
Le stelle la cui massa è compresa tra 0,4 e 8 masse solari attraversano, al termine della sequenza principale, una fase di notevole instabilità: il nucleo subisce una serie di collassi gravitazionali, incrementando la propria temperatura e dando inizio a diversi processi di fusione nucleare che riguardano anche gli strati immediatamente contigui al nucleo; gli strati più esterni invece si espandono per far fronte al surplus energetico proveniente dal nucleo e gradualmente si raffreddano, assumendo di conseguenza una colorazione rossastra. La stella, dopo esser passata per la fase instabile di subgigante, si trasforma in una fredda ma brillante gigante rossa. Durante questo stadio la stella fonde l'elio in carbonio e ossigeno e, qualora la massa sia sufficiente (~7-8 M☉), una parte di quest'ultimo in magnesio. Parallela a quella di gigante rossa è la fase di gigante blu, che intercorre come meccanismo di compensazione qualora la velocità delle reazioni nucleari subisca un rallentamento.
Si stima che il Sole diverrà una gigante rossa tra circa 5 miliardi di anni: le sue dimensioni saranno colossali (circa 100 volte quelle attuali) e il suo raggio si estenderà sino quasi a coprire l'attuale distanza che separa la stella dalla Terra (1 UA). Le stelle si formano all'interno delle nubi molecolari, delle regioni di gas ad "alta" densità presenti nel mezzo interstellare, costituite essenzialmente da idrogeno, con una quantità di elio del 23–28% e tracce di elementi più pesanti. Le stelle più massicce che si formano al loro interno le illuminano e le ionizzano, creando le cosiddette regioni H II.
Anche le stelle massicce (con massa superiore a 8 M☉, al termine della sequenza principale, subiscono numerose instabilità, che le portano a espandersi allo stadio di supergigante rossa. In questa fase, l'astro fonde l'elio in carbonio e, all'esaurimento di questo processo, si innesca una serie di successivi collassi nucleari e aumenti di temperatura e pressione che avviano i processi di sintesi di altri elementi più pesanti: neon, silicio e zolfo, per terminare con il nichel-56, che decade in ferro-56. In tali stelle può svolgersi in contemporanea la nucleosintesi di più elementi all'interno di un nucleo pluristratificato. In ciascuno degli strati concentrici avviene la fusione di un differente elemento: il più esterno fonde idrogeno in elio, quello immediatamente sotto fonde elio in carbonio e via dicendo, a temperature e pressioni sempre crescenti man mano che si procede verso il centro. Il collasso di ciascuno strato è sostanzialmente evitato dal calore e dalla pressione di radiazione dello strato sottostante, dove le reazioni procedono a un regime più intenso.
Qualora subiscano un rallentamento i processi di fusione nucleare, le supergiganti rosse possono attraversare uno stadio simile a quello di gigante blu, che prende il nome di supergigante blu; l'astro tuttavia, prima di raggiungere questo stadio, passa per la fase di supergigante gialla, caratterizzata da una temperatura e da dimensioni intermedie rispetto alle due fasi.
Le stelle supermassicce (>30 M☉), dopo aver attraversato la fase instabile di variabile blu luminosa, man mano che procedono lungo il loro percorso post-sequenza principale accumulano al loro centro un grande nucleo di ferro inerte; divengono così stelle di Wolf-Rayet, oggetti caratterizzati da venti forti e polverosi che provocano una consistente perdita di massa.
Quando una stella è prossima alla fine della propria esistenza, la pressione di radiazione del nucleo non è più in grado di contrastare la gravità degli strati più esterni dell'astro. Di conseguenza il nucleo va incontro a un collasso, mentre gli strati più esterni vengono espulsi in maniera più o meno violenta; ciò che resta è un oggetto estremamente denso: una stella compatta, costituita da materia in uno stato altamente degenere. La tipologia di stella compatta che si viene a formare differisce in relazione alla massa iniziale della stella.
Se la stella possedeva originariamente una massa tra 0,08 e 8 M☉ si forma una nana bianca, un oggetto dalle dimensioni piuttosto piccole (paragonabili all'incirca a quelle della Terra) con una massa minore o uguale al limite di Chandrasekhar (1,44 M☉) (Vedi sotto). Una nana bianca possiede una temperatura superficiale molto elevata, che col tempo tende a diminuire in funzione degli scambi termici con lo spazio circostante fino a raggiungere, in un lunghissimo lasso di tempo, l'equilibrio termico e trasformarsi in una nana nera. Sino a ora non è stata ancora osservata alcuna nana nera; perciò gli astronomi ritengono che il tempo previsto perché una nana bianca si raffreddi del tutto sia di gran lunga superiore all'attuale età dell'Universo.
Se la stella morente ha una massa compresa tra 0,08 e 0,4 M? dà luogo a una nana bianca senza alcuna fase intermedia; se invece la sua massa è compresa tra 0,4 e 8 M☉ , essa, prima di trasformarsi in nana bianca, perde i suoi strati più esterni in una spettacolare nebulosa planetaria.
Nelle stelle con masse superiori a 8 M☉, la fusione nucleare continua finché il nucleo non raggiunge una massa superiore al limite di Chandrasekhar. Oltrepassato questo limite, il nucleo non riesce più a tollerare la sua stessa massa e va incontro a un improvviso e irreversibile collasso. L'onda d'urto che si genera provoca la catastrofica esplosione della stella in una brillantissima supernova di tipo II o di tipo Ib o Ic, se si trattava di una stella supermassiccia (>30 M☉). Le supernovae hanno una luminosità tale da superare, anche se per breve tempo, la luminosità complessiva dell'intera galassia che le ospita.
L'energia liberata nell'esplosione è talmente elevata da consentire la fusione dei prodotti della nucleosintesi stellare in elementi ancora più pesanti, in un fenomeno detto nucleosintesi delle supernovae. L'esplosione della supernova diffonde nello spazio la gran parte della materia che costituiva la stella; tale materia forma il cosiddetto resto di supernova, mentre il nucleo residuo sopravvive in uno stato altamente degenere. Se la massa del residuo è compresa tra 1,4 e 3,8 masse solari, esso collassa in una stella di neutroni (che talvolta si manifesta come pulsar); nel caso in cui la stella originaria sia talmente massiccia che il nucleo residuo mantiene una massa superiore a 3,8 masse solari (limite di Tolman-Oppenheimer-Volkoff), nessuna forza è in grado di contrastare il collasso gravitazionale e il nucleo si contrae fino a raggiungere dimensioni inferiori al raggio di Schwarzschild: si origina un buco nero stellare.
Struttura
L'interno di una stella di sequenza principale si trova in una condizione di equilibrio in cui le due forze predominanti, la gravità (orientata in direzione del centro della stella) e l'energia termica della massa del plasma (orientata verso la superficie) si controbilanciano alla perfezione. Perché questa situazione di stabilità permanga, è necessario che la temperatura del nucleo raggiunga o superi i 107 K; la combinazione di valori elevati di temperatura e pressione favorisce il processo di fusione dei nuclei di idrogeno in nuclei di elio, che sprigiona un'energia sufficiente a contrastare il collasso cui la stella andrebbe naturalmente incontro. Tale energia è emessa sotto forma di neutrini e fotoni gamma, che, interagendo col plasma circostante, contribuiscono a mantenere elevata la temperatura dell'interno stellare.
L'interno di una stella stabile si trova in uno stadio di equilibrio, sia idrostatico, sia termico ed è caratterizzato da un gradiente di temperatura che origina un flusso energetico diretto verso l'esterno. L'interno delle stelle presenta una struttura ben definita, che appare suddiviso in diversi strati. La zona radiativa è quella regione all'interno della stella in cui il trasferimento dell'energia per irraggiamento è sufficiente a mantenere stabile il flusso energetico. In questa zona il plasma non subisce né perturbazioni né spostamenti di massa; se però il plasma inizia a dare manifestazioni di instabilità ed è soggetto a movimenti di tipo convettivo, la regione assume le caratteristiche di zona convettiva. Quanto detto si verifica generalmente nelle zone della stella in cui sono localizzati i flussi altamente energetici, come nello strato immediatamente superiore al nucleo, o in aree con un'opacità alla radiazione superiore allo strato più esterno. La posizione della zona radiativa e di quella convettiva di una stella di sequenza principale dipende dalla classe spettrale e dalla massa. Nelle stelle con una massa diverse volte quella solare la zona convettiva è posta in profondità, adiacente al nucleo, mentre la zona radiativa è posta subito al di sopra della zona convettiva. Nelle stelle meno massicce, come il Sole, le due zone sono invertite, ovvero la zona radiativa è adiacente al nucleo. Le nane rosse con una massa inferiore a 0,4 masse solari presentano solamente una zona convettiva che previene l'accumulo di un nucleo di elio. In gran parte delle stelle la zona convettiva tende a variare nel corso del tempo man mano che la stella procede nella sua evoluzione e la sua composizione interna subisce dei cambiamenti.
La porzione visibile di una stella di sequenza principale è detta fotosfera e costituisce la superficie dell'astro. In questa zona il plasma stellare diviene trasparente ai fotoni luminosi e permette la propagazione delle radiazioni nello spazio. Sulla fotosfera compaiono delle zone più scure causate dall'attività magnetica dell'astro: si tratta delle macchie stellari, che appaiono scure poiché hanno una temperatura inferiore a quella del resto della fotosfera.
Al di sopra della fotosfera si staglia l'atmosfera stellare. In una stella di sequenza principale, come il Sole, la parte più bassa dell'atmosfera, detta cromosfera, è una debole regione, di colore rosaceo, in cui hanno luogo vari fenomeni come le spicule o i flare, circondata da una zona di transizione, dall'ampiezza di 100 km, in cui la temperatura cresce enormemente. Al di sopra si trova la corona, un volume di plasma poco denso a elevatissima temperatura (oltre il milione di kelvin) che si estende nello spazio per diversi milioni di km. L'esistenza della corona sembra dipendere dalla presenza della zona convettiva in prossimità degli strati superficiali della stella. A dispetto dell'altissima temperatura, la corona emette una quantità relativamente piccola di luce e risulta visibile, nel caso del Sole, solo durante le eclissi.
Dalla corona si diparte un vento stellare, costituito da plasma estremamente rarefatto e particelle cariche, che si propaga nello spazio sino a quando non viene a interagire col mezzo interstellare, dando origine, soprattutto nel caso delle stelle massicce, a delle cavità del mezzo interstellare dette "bolle".
Massa, raggio, accelerazione di gravità alla superficie e periodo di rotazione possono essere misurati sulla base dei modelli stellari; la massa inoltre può essere calcolata in maniera diretta in un sistema binario sfruttando le leggi di Keplero combinate con la meccanica newtoniana o tramite l'effetto lente gravitazionale. Tutti questi parametri, associati, possono permettere di calcolare l'età della stella.
Età
Gran parte delle stelle ha un'età compresa tra 1 e 10 miliardi di anni. Vi sono stelle che però hanno età prossime a quella dell'Universo (13,7 miliardi di anni): la stella più vecchia conosciuta, HE 1523-0901, ha un'età stimata di 13,2 miliardi di anni. Studi in banda submillimetrica effettuati con il radiotelescopio ALMA hanno evidenziato che le prime stelle si sarebbero formate quando l'universo aveva circa il 2% dell'età attuale.
La durata del ciclo vitale di una stella dipende dalla massa che essa possiede al momento della sua formazione: quanto più una stella è massiccia, tanto più la durata del suo ciclo vitale è breve. Infatti la pressione e la temperatura che caratterizzano il nucleo di una stella massiccia sono nettamente superiori a quelle presenti nelle stelle meno massicce; di conseguenza l'idrogeno viene fuso in maniera più "efficiente" tramite il ciclo CNO (anziché secondo la catena protone-protone), che produce una quantità di energia superiore mentre le reazioni avvengono a un ritmo più serrato. Le stelle più massicce hanno una vita prossima al milione di anni, mentre le meno massicce (come le nane arancioni e rosse) bruciano il proprio combustibile nucleare molto lentamente arrivando a vivere per decine o centinaia di miliardi di anni.
Al momento della loro formazione, le stelle sono composte prevalentemente da idrogeno ed elio, con una piccola percentuale di elementi più pesanti, detti metalli; tra di essi vi sono però alcuni elementi, come l'ossigeno e il carbonio, che dal punto di vista chimico non sono realmente dei metalli. La quantità di tali elementi nell'atmosfera stellare è detta metallicità ([M/H] o, più spesso, [Fe/H]) ed è definita come il logaritmo decimale della quantità di elementi pesanti (M), soprattutto il ferro (Fe), rispetto all'idrogeno (H), diminuita del logaritmo decimale della metallicità del Sole: così, se la metallicità della stella presa in esame è pari a quella solare, il risultato sarà pari a zero. Ad esempio, un valore del logaritmo pari a 0,07 equivale a un tasso reale di metallicità di 1,17, il che significa che l'astro è più ricco di metalli rispetto alla nostra stella del 17%; tuttavia il margine d'errore della misura rimane relativamente alto.
Le stelle più antiche (dette di Popolazione II) sono costituite da idrogeno (per circa il 75%), elio (per circa il 25%) e una frazione molto piccola (minore di 0,1%) di metalli. Nelle stelle più giovani (dette di Popolazione I), invece, la percentuale di metalli sale fino a circa il 2% - 3%, mentre l'idrogeno ed elio hanno percentuali rispettivamente dell'ordine del 70% - 75% e 24% - 27%. Queste differenze sono dovute al fatto che le nubi molecolari, da cui le stelle si originano, sono costantemente arricchite dagli elementi pesanti diffusi dalle esplosioni delle supernove. La determinazione della composizione chimica di una stella può essere, quindi, utilizzata per determinare la sua età.
La frazione di elementi più pesanti dell'elio è generalmente misurata sulla base delle quantità di ferro contenute nell'atmosfera stellare, dato che il ferro è un elemento abbastanza comune e le sue linee di assorbimento sono piuttosto facili da identificare. La quantità degli elementi pesanti è anche indice della probabile presenza di un sistema planetario in orbita attorno alla stella.
La stella col minor contenuto di ferro mai misurato è la gigante rossa SMSS J160540.18-144323.1, con appena 1/1.500.000 del contenuto ferroso del Sole. Al contrario, la stella µ Leonis è ricchissima in "metalli", con una metallicità circa il doppio di quella del Sole, mentre 14 Herculis, attorno alla quale orbita un pianeta (14 Herculis b), ha una metallicità tre volte superiore. Alcune stelle, dette stelle peculiari, mostrano nel proprio spettro un'insolita abbondanza di metalli, specialmente cromo e lantanidi (le cosiddette terre rare).
La metallicità influenza inoltre la durata della sequenza principale, l'intensità del campo magnetico e del vento stellare. Le vecchie stelle di popolazione II hanno una metallicità minore delle più giovani stelle di popolazione I, poiché le nubi molecolari da cui si sono formate queste ultime possedevano una maggiore quantità di metalli.
Le dimensioni angolari del disco di gran parte delle stelle sono troppo piccole per permettere l'osservazione delle strutture superficiali attive (come le macchie) con gli attuali telescopi ottici di terra; pertanto l'unico modo per riprodurre immagini di tali caratteristiche è l'utilizzo di telescopi interferometrici. È possibile misurare le dimensioni angolari delle stelle anche durante le occultazioni, valutando il calo di luminosità di una stella mentre essa è occultata dalla Luna o l'aumento di luminosità della stessa al termine dell'occultamento.
Le dimensioni reali delle stelle sono estremamente variabili: le più piccole, le stelle di neutroni, hanno dimensioni comprese tra 20 e 40 km, mentre le più grandi, ipergiganti e supergiganti, hanno raggi vastissimi, con dimensioni dell'ordine delle Unità Astronomiche: ad esempio quello di Betelgeuse (a Orionis) è 630 volte quello del Sole, circa un miliardo di km (quasi 6,7 UA); tali stelle possiedono tuttavia densità decisamente inferiori a quella del nostro Sole, tanto che la loro atmosfera è assimilabile a un vuoto spinto. La stella più grande conosciuta è VY Canis Majoris, il cui diametro è quasi 2. 000 volte quello del Sole: se si trovasse al centro del Sistema solare, la sua atmosfera si estenderebbe sino all'orbita di Saturno.
Le stelle sono oggetti dotati di una massa considerevole, compresa tra 1,5913 × 1029 e 3,9782 × 1032 kg; in unità solari, da 0,08 a 150–200 masse solari (M☉).
Una delle stelle più massicce conosciute è l'ipergigante LBV Eta Carinae, la cui massa è stimata in 100–150 M☉; tuttavia una simile massa comporta una sensibile riduzione della vita dell'astro, che vive al massimo per alcuni milioni di anni. Uno studio condotto sulle stelle dell'ammasso Arches suggeriva che 150 M☉ fosse il limite massimo raggiungibile da una stella nell'attuale era dell'Universo. La ragione di questo limite non è ancora nota; gli astronomi tuttavia ritengono che ciò sia dovuto in buona parte alla metallicità dell'astro, ma soprattutto al limite di Eddington, che definisce la quantità massima di radiazione luminosa in grado di attraversare gli strati della stella senza provocarne l'espulsione nello spazio. Tuttavia, la scoperta di una stella con una massa di gran lunga superiore a questo limite, R136a1 nella Grande Nube di Magellano (con una massa ipotizzata in circa 265 M☉), impone agli astronomi una revisione teorica del valore del limite massimo di massa stellare.
Le prime stelle, formatesi qualche centinaia di migliaia di anni dopo il Big Bang, dovevano possedere delle masse ancora maggiori (forse oltre 300 M☉) per via della totale assenza al proprio interno di elementi più pesanti del litio. Questa primitiva generazione di stelle supermassicce (dette di popolazione III) si è estinta già da miliardi di anni, per cui gli astronomi sono in grado di formulare esclusivamente delle congetture sulla base dei dati attualmente in loro possesso.
Il campo magnetico di una stella è generato all'interno della sua zona convettiva, nella quale il plasma, messo in movimento dai moti convettivi, si comporta come una dinamo. L'intensità del campo varia in relazione alla massa e alla composizione della stella, mentre l'attività magnetica dipende dalla sua velocità di rotazione. Un risultato dell'attività magnetica sono le caratteristiche macchie fotosferiche, regioni a temperatura inferiore rispetto al testo della fotosfera in cui il campo magnetico si presenta particolarmente intenso. Altri fenomeni strettamente dipendenti dal campo magnetico sono gli anelli coronali e i flare.
Le giovani stelle, che tendono ad avere una velocità di rotazione molto alta, hanno un'attività magnetica molto intensa. I campi magnetici possono influire sui venti stellari arrivando ad agire come dei "freni" che rallentano progressivamente la rotazione della stella man mano che essa compie il proprio percorso evolutivo. Per questo motivo le stelle non più giovani, come il Sole, compiono la propria rotazione in tempi più lunghi e presentano un'attività magnetica meno intensa. I loro livelli di attività tendono a variare in maniera ciclica e possono cessare completamente per brevi periodi di tempo; un esempio fu il minimo di Maunder, durante il quale il Sole andò incontro a un settantennio di attività minima, in cui il numero delle macchie fu esiguo, se non quasi assente per diversi anni.
La rotazione stellare è il movimento angolare di una stella sul proprio asse di rotazione, la cui durata può essere misurata in base al suo spettro o in maniera più accurata monitorando il periodo di rotazione delle strutture attive superficiali (macchie stellari).
Le giovani stelle hanno una rapida velocità di rotazione, superiore spesso a 100 km/s all'equatore; ad esempio Achernar (a Eridani), una stella di classe spettrale B, ha una velocità di rotazione all'equatore di circa 225 km/s o superiore, il che conferisce all'astro un aspetto schiacciato, con il diametro equatoriale più largo del 50% rispetto al diametro polare. Tale velocità di rotazione è di poco inferiore alla velocità critica di 300 km/s, raggiunta la quale la stella arriverebbe a frantumarsi; il Sole, di contro, compie una rotazione completa ogni 25 – 35 giorni, con una velocità angolare all'equatore di 1,994 km/s. Il campo magnetico e il vento della stella svolgono un'azione frenante sulla sua rotazione man mano che essa si evolve lungo la sequenza principale, arrivando a rallentarla, lungo questo arco di tempo, anche in maniera significativa. La stella più sferica nota, Kepler 11145123, con appena 3 km di differenza tra diametro polare ed equatoriale ha un periodo di rotazione di circa 27 giorni.
Le stelle degeneri hanno una massa elevata ed estremamente densa; ciò comporta una velocità di rotazione elevata, ma non sufficiente a raggiungere la velocità in grado di favorire la conservazione del momento angolare, cioè la tendenza di un corpo in rotazione a compensare una contrazione nelle dimensioni con una crescita nella velocità di rotazione. La perdita di gran parte del momento angolare da parte della stella è il risultato della perdita di massa attraverso il vento stellare. Fanno eccezione le stelle di neutroni, che, manifestandosi come sorgenti radio pulsanti (pulsar), possono avere delle velocità di rotazione elevatissime; la pulsar del Granchio (posta all'interno della Nebulosa del Granchio), ad esempio, ruota 30 volte al secondo. La velocità di rotazione di una pulsar è però destinata a diminuire nel corso del tempo, a causa della continua emissione di radiazioni.
La temperatura superficiale di una stella di sequenza principale è determinata dalla quantità di energia che viene prodotta nel nucleo e dal raggio del corpo celeste. Un valido strumento per la sua misurazione è l'indice di colore, che è normalmente associato alla temperatura effettiva, vale a dire la temperatura di un corpo nero ideale che irradia la propria energia con una luminosità per area superficiale simile a quella della stella presa in considerazione. La temperatura effettiva è però solamente un valore rappresentativo: le stelle possiedono un gradiente di temperatura che diminuisce all'aumentare della distanza dal nucleo, la cui temperatura raggiunge valori di decine di milioni (talvolta persino miliardi) di kelvin (K).
La temperatura della stella determina l'entità della ionizzazione dei differenti elementi che la compongono, ed è pertanto misurata a partire dalle caratteristiche linee di assorbimento dello spettro stellare. Temperatura superficiale e magnitudine assoluta sono utilizzate nella classificazione stellare.
Le stelle più massicce hanno temperature superficiali molto elevate, che possono arrivare fino a 50.000 K, mentre le stelle meno massicce, come il Sole, hanno temperature nettamente inferiori, che non superano qualche migliaio di Kelvin. Le giganti rosse hanno temperatura superficiale molto bassa, di circa 3.600-2.800 K, ma appaiono molto luminose poiché la loro superficie radiante possiede un'area estremamente vasta.
Meccanismi delle reazioni nucleari
Una grande varietà di reazioni nucleari ha luogo all'interno dei nuclei stellari e, in base alla massa e alla composizione chimica dell'astro, dà origine a nuovi elementi secondo un processo generalmente noto come nucleosintesi stellare. Durante la sequenza principale le reazioni prevalenti sono quelle di fusione dell'idrogeno, in cui quattro nuclei di idrogeno (ciascuno costituito da un solo protone) si fondono per formare un nucleo di elio (due protoni e due neutroni). La massa netta dei nuclei di elio è però minore della massa totale dei nuclei di idrogeno iniziali, e la conseguente variazione dell'energia di legame nucleare produce un rilascio di energia quantificabile per mezzo dell'equazione massa-energia di Albert Einstein, E = mc².
Il processo di fusione dell'idrogeno è sensibile alla temperatura, perciò anche il minimo sbalzo termico si riflette sulla velocità a cui avvengono le reazioni. Di conseguenza la temperatura dei nuclei delle stelle di sequenza principale ha dei valori, variabili da stella a stella, che vanno da un minimo di 4 milioni di K (nelle nane rosse) a un massimo di 40 milioni di K (stelle massicce di classe O).
Nel Sole, il cui nucleo raggiunge i 10-15 milioni di K, l'idrogeno è fuso secondo un ciclo di reazioni noto come catena protone-protone:
4H1 → 2 H2 + 2 e+ +2Ve (4,0 MeV + 1,0 MeV)
2H1 + 2 H2 → 2 He3 + 2γ (5,5 MeV)
2He3 → He4 + 2 H1 (12,9 MeV)
Le precedenti reazioni possono essere riassunte nella formula:
4 H1 → He4 + 2 e+ + 2Ve + 2γ (26,7 MeV)
dove e+ è un positrone, γ è un fotone nella frequenza dei raggi gamma, Ve è un neutrino elettronico, H e He sono rispettivamente gli isotopi dell'idrogeno e dell'elio. L'energia rilasciata da queste reazioni è espressa in milioni di elettronvolt, ed è solo una minima parte dell'energia complessivamente liberata. La concomitanza di un gran numero di queste reazioni, che avvengono continuamente e senza sosta sino all'esaurimento dell'idrogeno, genera l'energia necessaria per sostenere la fuoriuscita delle radiazioni prodotte.
Massa minima per la fusione
Elemento.... Masse solari
Idrogeno ........0,01
Elio................ 0,4
Carbonio........4
Neon............. 8
Nelle stelle più massicce, la fusione non è effettuata tramite la catena protone-protone, ma tramite il ciclo del carbonio-azoto-ossigeno (ciclo CNO), un processo più "efficiente", ma altamente sensibile alla temperatura, che richiede almeno 40 milioni di K per poter avvenire. Le singole reazioni che costituiscono il ciclo sono le seguenti:
C12 + H1 → N13 + γ + 1,95 MeV
N13 → C13 + e+ + Ve + 1,37 MeV
C13 + H1 → N14 + γ + 7,54 MeV
N14 + H1 → O15 + γ + 7,35 MeV
O15 → N15 + e+ + Ve + 1,86 MeV
N15 + H1 → C12 + He4 + 4,96 MeV
I nuclei di elio delle stelle più evolute, che abbiano masse comprese tra 0,5 e 10 masse solari, hanno temperature prossime ai 100 milioni di K, tali da permettere di convertire questo elemento in carbonio per mezzo del processo tre alfa, un processo nucleare che si serve come elemento intermediario del berillio:
He4 + He4 + 92 keV → Be8*
He4 + Be8* + 67 keV → C12*
C12* → C12 + γ + 7,4 MeV
La reazione complessiva è:
3He4 → C12 + γ + 7,2 MeV
Le stelle più massicce sono in grado di fondere anche gli elementi più pesanti, in un nucleo in progressiva contrazione, tramite i diversi processi nucleosintetici, specifici per ciascun elemento: il carbonio, il neon e l'ossigeno. La fase finale della nucleosintesi di una stella massiccia è la fusione del silicio, che comporta la sintesi dell'isotopo stabile ferro56; la fusione del ferro è un processo endotermico, che non può più andare avanti se non acquisendo energia: di conseguenza, le reazioni nucleari si arrestano e il collasso gravitazionale non è più contrastato dalla pressione di radiazione; la stella, come già visto, esplode ora in supernova.
Radiazione stellare
L'energia prodotta dalle reazioni nucleari viene irradiata nello spazio sotto forma di onde elettromagnetiche e particelle; queste ultime vanno a costituire il vento stellare,costituito da particelle sia provenienti dagli strati esterni della stella, come protoni liberi, particelle alfa, beta e ioni di diverso tipo, sia dall'interno stellare, come i neutrini.
La produzione di energia nel nucleo stellare è il motivo per il quale le stelle appaiono così brillanti: in ogni momento due o più nuclei atomici vengono fusi a formarne uno più pesante, mentre viene liberata una grande quantità di energia tramite radiazioni gamma. Durante l'attraversamento degli strati più esterni la radiazione gamma perde gradualmente energia trasformandosi in altre forme meno energetiche di radiazione elettromagnetica, tra cui la luce visibile.
Oltre che alle lunghezze d'onda del visibile, una stella emette radiazioni anche alle altre lunghezze dello spettro elettromagnetico invisibili all'occhio umano, dai raggi gamma alle onde radio, passando per i raggi X, l'ultravioletto, l'infrarosso e le microonde.
Nota la distanza esatta di una stella dal Sistema solare, ad esempio tramite il metodo della parallasse, è possibile ricavare la luminosità della stella.
Sono molte, tuttavia, le stelle che non emanano un flusso energetico (vale a dire la quantità di energia irradiata per unità di superficie) uniforme attraverso la propria superficie; ad esempio Vega, che ruota molto velocemente sul proprio asse, emette un flusso maggiore ai poli che non all'equatore.
Le macchie stellari sono zone della fotosfera che appaiono poco luminose per via della temperatura inferiore al resto della superficie. Le stelle più grandi, le giganti, possiedono macchie molto vaste e pronunciate e mostrano un importante oscuramento al bordo, vale a dire la luminosità diminuisce man mano che si procede verso il bordo del disco stellare; le stelle più piccole invece, come il Sole, hanno in genere poche macchie, tutte di piccole dimensioni; fanno eccezione le nane rosse a brillamento del tipo UV Ceti, che possiedono delle macchie molto vaste.
Magnitudine
La luminosità di una stella è misurata tramite la magnitudine, distinta in apparente e assoluta. La magnitudine apparente misura la luminosità della stella percepita dall'osservatore; essa dipende dunque dalla luminosità reale della stella, dalla sua distanza dalla Terra e dalle alterazioni provocate dall'atmosfera terrestre (seeing). La magnitudine assoluta o intrinseca è la magnitudine apparente che la stella avrebbe se si trovasse alla distanza di 10 parsec (32,6 anni luce) dalla Terra, ed è strettamente correlata alla luminosità reale della stella.
Numero di stelle per magnitudine.........
Magnitudine apparente Numero
0 ....................................................... 4
1 ......................................................15
2 ......................................................48
3 ....................................................171
4 ....................................................513
5 .................................................1 602
6 .................................................4 800
7 ...............................................14 000
Entrambe le scale di magnitudine hanno un andamento logaritmico: una variazione di magnitudine di 1 unità equivale a una variazione di luminosità di 2,5 volte, il che significa che una stella di prima magnitudine (+1,00) è circa 2,5 volte più brillante di una di seconda magnitudine (+2,00) e, quindi, circa 100 volte più brillante di una di sesta magnitudine (+6,00), che è la magnitudine limite sino alla quale l'occhio umano riesce a distinguere gli oggetti celesti.
In entrambe le scale, quanto più piccolo è il numero della magnitudine, tanto più luminosa risulta essere la stella e viceversa; di conseguenza, le stelle più brillanti arrivano ad avere dei valori di magnitudine negativi. La differenza di luminosità tra due stelle è calcolata sottraendo la magnitudine della stella più brillante (mb) alla magnitudine della stella meno brillante (mf) e utilizzando il risultato come esponente del numero 2,512; cioè:
Δm = mf- mb
2,512Δm = Δ L (Differenza di luminosità)
La magnitudine apparente (m) e assoluta (M) di ciascuna stella non coincidono quasi mai, a causa sia della sua luminosità effettiva sia della sua distanza dalla Terra; ad esempio Sirio, la stella più brillante del cielo notturno, ha una magnitudine apparente di -1,44 ma una magnitudine assoluta di +1,41, e possiede una luminosità circa 23 volte quella del Sole. La nostra stella ha una magnitudine apparente di -26,7, ma la sua magnitudine assoluta è di appena +4,83; Canopo, la seconda stella più brillante del cielo notturno, ha invece una magnitudine assoluta di -5,53 ed è quasi 14 000 volte più luminosa del Sole. Nonostante Canopo sia enormemente più luminosa di Sirio, è quest'ultima ad apparire più brillante poiché è nettamente più vicina: dista infatti 8,6 anni luce dalla Terra, mentre Canopo è situata a 310 anni luce di distanza dal nostro pianeta.
La stella con la magnitudine assoluta più bassa rilevata è LBV 1806-20, con un valore di -14,2; la stella sembra essere almeno 5.000.000 di volte più luminosa del Sole. Le stelle meno luminose conosciute si trovano nell'ammasso globulare NGC 6397: le più deboli si aggirano sulla 26ª magnitudine, ma alcune arrivano persino alla 28ª. Per avere un'idea della piccola luminosità di queste stelle, sarebbe come tentare di osservare dalla Terra la luce di una candelina da torta situata sulla Luna.
Stelle variabili
Alcune stelle mostrano delle variazioni periodiche o improvvise nella luminosità, causate da fattori intrinseci o estrinseci. Le cosiddette variabili intrinseche possono essere suddivise in tre categorie principali:
- Variabili pulsanti. Durante la loro evoluzione, alcune stelle passano attraverso delle fasi di instabilità durante le quali vanno incontro a pulsazioni regolari. Le variabili pulsanti variano oltre che nella luminosità anche nelle dimensioni, espandendosi e contraendosi in un arco di tempo che varia da alcuni minuti sino ad alcuni anni, a seconda delle dimensioni della stella. In questa categoria rientrano le Cefeidi, usate come candele standard per misurare le distanze intergalattiche, e altre variabili simili a breve periodo (RR Lyrae ecc.), come anche le variabili a lungo periodo, come quelle del tipo Mira.
- Variabili eruttive. Questa classe di variabili è costituita da stelle che manifestano improvvisi aumenti nella luminosità causati da flare o altri fenomeni eruttivi o esplosivi di lieve entità causati dal campo magnetico, come le espulsioni di massa e via dicendo. A questa categoria appartengono le protostelle, le stelle di Wolf-Rayet e le stelle a brillamento, alcune giganti e supergiganti rosse e blu.
- Variabili cataclismiche o esplosive. Le variabili cataclismiche, come dice il nome stesso, sono soggette a degli eventi cataclismatici che ne sconvolgono le proprietà originarie; questa classe comprende le novae e le supernovae. Un sistema binario che sia costituito da una gigante rossa e da una nana bianca, posta molto vicino alla primaria, può dar luogo ad alcuni di questi eventi tanto spettacolari quanto distruttivi, come le novae e le supernovae di tipo Ia. La supernova di tipo Ia si innesca quando la nana bianca, assumendo sempre più idrogeno, raggiunge e supera la massa limite di Chandrasekhar.
Popolazione stellare dell'Universo
Le stelle si presentano, oltre che singolarmente, anche in sistemi costituiti da due (stelle binarie, il tipo più comune) o più componenti (sistemi multipli) legate tra loro da vincoli gravitazionali. Per motivi connessi alla stabilità orbitale, i sistemi multipli sono spesso organizzati in gruppi gerarchici di binarie coorbitanti. Esistono anche insiemi più vasti, detti ammassi stellari, che vanno dalle poche decine o centinaia di stelle delle piccole associazioni, fino alle migliaia di astri dei più imponenti ammassi aperti e globulari; questi ultimi arrivano a contenere persino decine di milioni di stelle, come nel caso di Omega Centauri.
È attualmente accertato che la gran parte delle stelle della nostra galassia, prevalentemente nane rosse (che costituiscono l'85% del totale), non facciano parte di alcun sistema stellare; si calcola che il 25% di questa categoria sia legato ad altre stelle in un sistema. Tuttavia, è statisticamente dimostrato che, man mano che aumentano le masse delle stelle, esse tendono a raggrupparsi in associazioni: ciò si riscontra in modo particolare nelle stelle massicce di classe O e B, che vanno a costituire le cosiddette associazioni OB.
Le stelle non sono distribuite uniformemente nell'Universo, ma sono normalmente raggruppate in galassie assieme a una certa quantità di gas e polveri interstellari. Recentemente sono state scoperte dal telescopio spaziale Hubble alcune stelle nello spazio intergalattico: si tratta delle cosiddette stelle iperveloci, la cui velocità orbitale è così elevata da consentire loro di vincere l'attrazione gravitazionale della galassia e fuggire nello spazio intergalattico.
Una galassia di medie dimensioni contiene centinaia di miliardi di stelle; tenendo conto che esistono più di 100 miliardi di galassie nell'Universo osservabile, gli astronomi ritengono che le stelle dell'Universo sarebbero nel complesso almeno 70 000 miliardi di miliardi (7×1022), un numero 230 miliardi di volte superiore a quello delle stelle contenute nella Via Lattea (stimato in circa 300 miliardi).
La stella più vicina alla Terra, a parte il Sole, è la nana rossa Proxima Centauri (parte del sistema di Alfa Centauri), che si trova a 39,9 bilioni (1012) di chilometri (4,2 anni luce) dalla Terra; per avere l'idea di una simile distanza, se si intraprendesse un viaggio interstellare verso Proxima alla velocità orbitale dello Space Shuttle (circa 30.000 km/h), si giungerebbe a destinazione dopo almeno 150.000 anni. Simili distanze sono tipiche dell'interno del piano galattico, ma la densità stellare non è costante: infatti tende a essere maggiore negli ammassi globulari e nei nuclei galattici, mentre diminuisce nell'alone galattico.
Per via delle distanze relativamente elevate che intercorrono tra le stelle al di fuori delle regioni dense, le collisioni stellari sono molto rare. Tuttavia, quando si verifica questo particolare avvenimento, ha origine un particolare tipo di stella, denominato vagabonda blu, caratterizzato da una temperatura superficiale superiore a quella delle altre stelle di sequenza principale della regione (donde il colore spesso blu-azzurro, da cui deriva il nome).
Pianeti e sistemi planetari
La presenza di pianeti e sistemi organizzati in orbita attorno a stelle è un'evenienza piuttosto frequente nell'universo. Il Sole stesso possiede un articolato sistema di pianeti, il sistema solare, costituito dalla varietà di oggetti mantenuti in orbita dalla gravità della stella, tra cui gli otto pianeti e i cinque pianeti nani, i rispettivi satelliti e miliardi di corpi minori.
La presenza di pianeti al di fuori del sistema solare è stata per lungo tempo oggetto di congetture, fino al 1992, quando furono scoperti due pianeti rocciosi intorno alla pulsar PSR B1257+12; si trattava dei primi pianeti extrasolari a essere scoperti intorno a una pulsar, il che suscitò un grande interesse nella comunità scientifica in quanto si supponeva che solamente le stelle di sequenza principale potessero avere pianeti. Il primo esopianeta orbitante attorno a una stella di sequenza principale, 51 Pegasi b, fu scoperto nel 1995; Negli anni successivi le scoperte si sono moltiplicate; a ottobre 2011 si contano quasi 700 pianeti scoperti al di fuori del sistema solare, la maggior parte dei quali hanno masse pari o superiori a quella di Giove. Il motivo di questa apparente difformità nella distribuzione di masse osservata è dato da un classico effetto di selezione, in virtù del quale i nostri strumenti sono capaci di vedere solo pianeti molto grandi e prossimi alla rispettiva stella madre, perché i loro effetti gravitazionali sono maggiori e più agevoli da individuare.
IL LIMITE DI EDDINGTON
In fisica, il limite di Eddington è un limite naturale alla luminosità di un corpo sferico, come per esempio una stella, in equilibrio idrostatico tra la forza di gravità che agisce in senso attrattivo e la pressione di radiazione che tenderebbe a farlo espandere. È chiamato così in onore del fisico britannico Arthur Eddington.
Se la luminosità superasse il limite di Eddington, la pressione di radiazione sarebbe così forte da generare un forte vento stellare in grado di espellere il materiale dei suoi strati più esterni. Il corpo tenderebbe quindi a dissolversi, il che provocherebbe una diminuzione della sua produzione di energia, e un riabbassamento della luminosità sotto del limite di Eddington. Molte stelle di grande massa hanno luminosità inferiori al limite di Eddington pur essendo caratterizzate da forti venti stellari, che quindi sono collegati a un'origine diversa.
Questa condizione vale solo per corpi stabili. Una supernova va molto oltre il limite di Eddington, per il semplice fatto che la stella si sta autodistruggendo.
PARALLASSE
La parallasse è il fenomeno per cui un oggetto sembra spostarsi rispetto allo sfondo se si cambia il punto di osservazione. Il termine deriva dal greco parállaxis, che significava originariamente "accavallamento", e ha anche assunto il significato scientifico attuale.
Quando osservate qualcosa che sta davanti a voi e poi vi muovete prima verso destra e poi verso sinistra noterete che la posizione dell'oggetto sembra cambiare. Questo fenomeno è chiamato parallasse
Da un punto di vista quantitativo, con il termine parallasse si indica il valore dell'angolo di spostamento. Misurando l'angolo della parallasse e la distanza tra i due punti di osservazione è possibile calcolare la distanza dell'oggetto per mezzo della trigonometria. Questo è un caso particolare della triangolazione, in cui dato un lato e due angoli oppure un angolo e due lati è possibile calcolare l'intero triangolo. Nella misura della parallasse il triangolo è in genere molto stretto e lungo, con una piccola base e gli angoli prossimi a 90°. Per questo le misure devono essere effettuate con grande accuratezza.
La tecnica viene usata in astronomia per determinare la distanza di corpi celesti non eccessivamente lontani. Il punto di osservazione dalla Terra può cambiare in seguito alla rotazione terrestre e si ha la parallasse diurna oppure in seguito alla rivoluzione annuale intorno al Sole, si ha la parallasse annua.
Il limite di CHANDRASEKHAR, o massa di CHANDRASEKHAR
E' il limite superiore che può raggiungere la massa di corpo costituito da materia degenere, vale a dire un denso stato della materia che consiste di nuclei atomici immersi in un gas di elettroni. Il suo valore rappresenta la massa non rotante limite che può opporsi al collasso gravitazionale, sostenuta dalla pressione di degenerazione degli elettroni; il suo valore corrisponde a 3·10
30 kg, una massa pari a circa 1,44 volte quella del Sole; viene solitamente indicato con il simbolo M
ch che è circa uguale a 1,44 M☉. Normalmente, il calore generato da una stella sostiene il peso della sua atmosfera. Quando la stella finisce il suo combustibile nucleare, gli strati esterni collassano sul nucleo. Se, giunta a questo punto, la stella possiede una massa minore del limite di Chandrasekhar, il collasso è fermato dalla pressione degli elettroni degeneri, e il risultato è una nana bianca stabile. Se una stella incapace di produrre ulteriore energia (non è, in generale, il caso delle nane bianche) ha una massa maggiore, la pressione di degenerazione degli elettroni non è sufficiente a contrastare la gravità; i protoni si fondono con gli elettroni mediante il processo di cattura elettronica, liberando neutrini, e la stella diventa una stella di neutroni. Poiché i neutroni hanno una massa circa 1800 volte superiore a quella degli elettroni, acquistano energia più lentamente e riescono a resistere alla forza gravitazionale fino al limite di circa 2,5 masse solari.
Oltre questo secondo limite la stella collassa in un buco nero.
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IMPRESA OGGI - 24 ottobre 2020
