Le stelle sono corpi celesti costituiti da plasma incandescente che brillano di luce propria. Per farlo sfruttano l'energia generata dalle reazioni nucleari che avvengono al loro interno diffondendola poi anche sotto forma di onde elettromagnetiche, calore, luce. Il Sole è la stella al centro del nostro sistema planetario.

LUMINOSITÁ E COLORE

Luminosità e colore sono le caratteristiche fisiche che permettono di distinguere ogni stella. Infatti, quando si osserva un cielo stellato si possono riconoscere stelle più luminose ed altre dal debole bagliore, corpi celesti di dimensioni considerevoli ed altri simili a puntini pressoché invisibili. La luminosità delle stelle si misura tramite la scala di magnitudine; questa fu adottata dal II secolo a. C., quando fu realizzato il primo catalogo stellare e l'astronomo greco Ipparco di Nicea suddivise le stelle in sei classi in base alla loro luminosità. Alla prima classe appartengono i corpi celesti più luminosi e più si avanza nella scala e più questa proprietà viene meno. Da una magnitudine alla seguente la radianza luminosa varia di 2,5 volte. Per cui una stella di magnitudine 6 è molto meno splendente rispetto ad una sua simile di magnitudine 1. La scala però non era del tutto corretta poiché Ipparco non era, ovviamente, per motivi storici, attrezzato della giusta strumentazione, ma si basava solo sulla sua capacità di osservazione. Per cui quando fu possibile armarsi di una precisa e sofisticata apparecchiatura, la scala fu perfezionata: fu necessario estenderla da una parte e dall'altra dello 0, in modo tale che le stelle caratterizzate da una notevole luminosità al di sopra della media avessero una magnitudine indicata da un numero negativo e viceversa che i numeri positivi designassero quelle meno splendenti. Il Sole tocca una magnitudine di -26,7. Un'altra questione affrontata dagli astronomi è la constatazione che per calcolare la luminosità di una stella si debba tener conto di due fattori fondamentali: l'energia irradiata in una certa frazione temporale e la distanza che intercorre fra l'osservatore e l'oggetto dell'osservazione. Ipparco (e successivamente Tolomeo) determinò semplicemente la luminosità apparente (o magnitudine apparente, indicata con "m"), cioè la luminosità che vedeva ad occhio nudo senza considerare la distanza della stella. Nello scorso secolo è stata definita luminosità assoluta (o magnitudine assoluta, indicata con "M") quella calcolata immaginando la stella ad una distanza standard di 32,6 anni luce.

Ad occhio nudo, lontano da potenti fonti di luce come quelle che si possono trovare in un ambiente urbano, si riescono a vedere solo le stelle di magnitudine 6. In tutto, quindi, considerando le stelle di magnitudine pari o inferiore a 6, potremmo vederne 7646. In realtà siamo capaci di vedere ad occhio nudo solo un terzo del totale, ovvero 2600 stelle, per due motivi; il primo è l'enorme distanza che intercorre fra alcune stelle e il nostro pianeta che impedisce la loro visione; il secondo corrisponde al forte assorbimento della luce degli astri meno luminosi e più vicini a noi da parte dell'atmosfera.

Esistono inoltre delle particolari stelle caratterizzate da una luminosità variabile, vale a dire che alternano momenti di maggiore splendore con altri dove il livello di lucentezza diminuisce; queste sono le cosiddette stelle variabili.

Per quanto riguarda il colore, invece, le stelle potrebbero apparire tutte uguali, ma in realtà si dividono in sei classi spettrali, ognuna designata da una lettere dell'alfabeto e caratterizzata da un colore, ma anche da una temperatura differente. Infatti il colore di una stella varia a seconda della

sua  temperatura. Osserviamolo meglio nella tabella a fianco: la classe spettrale si basa sulle informazioni indicate appunto dallo spettro di una stella. Tramite lo spettroscopio è possibile, infatti, suddividere la luce emessa da una stella in una fascia di colori diversi, lo spettro. In questa fascia si possono notare anche delle righe nere, le righe spettrali, che a seconda della loro posizione e della loro natura ci indicano informazioni riguardanti la stella, ad esempio la temperatura, il colore, la luminosità, la massa, ecc. Al momento limitiamoci a queste poche nozioni, più avanti il discorso sullo spettro verrà ripreso. 

DIAGRAMMA DI HERTZSPRUNG-RUSSELL

All’inizio del ‘900 i due astronomi Hertsprung e Russell hanno elaborato un grafico che stabilisce una relazione tra luminosità (magnitudine assoluta) e temperatura delle stelle. Vengono usate come ordinate la magnitudine assoluta e come ascisse le classi spettrali, le temperature ed il colore. Le stelle si possono suddividere secondo determinate caratteristiche dello spettro in sette classi: O, B, A, F, G, K, M. Queste sono le classi principali, ma ne esistono altre, R, N, S, a cui appartengono le stelle la cui temperatura varia dai 3.000 ai 2.000 °C. Ogni gruppo è diviso in altri 10 sottotipi indicati con i numeri da 0 a 9: A0, B4, F2 ecc. Osservando il diagramma si può notare che le stelle si collocano principalmente lungo una fascia diagonale, chiamata “sequenza principale” dato che i corpi celesti che si trovano all’interno di essa stanno vivendo questa fase adulta. Sono più o meno il 95% delle stelle considerate. Le stelle che si collocano agli estremi del diagramma sono o all’inizio o alla fine del loro ciclo di vita.

Il diagramma di Hertzsprung-Russell.

Una fonte assai attendibile dalla quale si riescono a ricavare informazioni circa le caratteristiche principali di una stella è lo spettro: una fascia di onde elettromagnetiche di diversi colori ricavate attraverso la separazione della luce emessa da una stella utilizzando il metodo della diffrazione. Una sorta di arcobaleno in cui ogni colore indica una determinata proprietà.

Lo spettro di una stella

 

UNITA’ DI MISURA E DISTANZE

Questa immagine aiuta a capire meglio le misurazioni astronomiche utilizzate dagli studiosi.

Le stelle distano migliaia di anni luce fra di loro e da noi. La stella più vicina alla Terra è la Proxima Centauri, che si trova a 4,2 anni luce di distanza: la luce che oggi giunge sulla superficie terrestre è partita dalla stella circa 4 anni prima. Il Sole dista dalla Terra, come già detto, un’unità astronomica.

MOTO

Ad occhio nudo le stelle sembrano fisse e immobili sempre su uno stesso punto; in realtà anche le stelle si spostano, spesso anche a velocità considerevoli (decine di Km /s) solo che a causa dell’immane distanza dalla Terra questo movimento viene percepito da noi come uno spostamento estremamente ridotto. In ogni caso lo studio di tali moti è prezioso, in quanto ci fornisce dati utili circa l’origine e l’età delle stelle, nonché informazioni sul resto della galassia. Una stella si può muovere nello spazio in due diverse direzioni: una parallela al nostro raggio visuale (velocità radiale), l’altra perpendicolare (moto proprio).

Quest’ultimo è un moto apparente, ovvero la diversa percezione che dalla Terra possiamo avere della posizione di una stella nel tempo e si indica con misurazioni astronomiche. Si può convertire il valore del moto proprio in unità di misura della velocità tramite la misura della parallasse. Si definisce “parallasse annua” quella derivata da uno spostamento equivalente alla distanza media fra Terra e Sole. La stella di Barnard ha il più grande moto proprio pari a 10,3 secondi d’arco all’anno. Ciò significa che in 180 anni percorre una distanza pari alla misura del disco lunare; le altre stelle sono molto più lente.

Sparse in tutto l'universo esistono alcune nuvole molto particolari e differenti rispetto a quelle terrestri, chiamate "nubi interstellari". Sono composte da polveri e gas, tra i quali sono di fondamentale importanza l'idrogeno e l'elio e la loro temperatura è molto al di sotto dello 0 (può toccare anche i -260°). La loro densità è circa un milione di miliardi di volte minore di quella dell'aria che respiriamo sulla terra. Ed è proprio grazie a queste nubi stellari che si formano le stelle.

La struttura di una stella è divisa in 3 zone principali: il nucleo, la zona radiativa e la zona convettiva. Le linee che congiungono il nucleo con la zona convettiva rappresentano il percorso a zig-zag dei fotoni.

All'interno di una nube risiede un delicato equilibrio tra la temperatura, che mantiene in movimento gli atomi, cercando di separarli e la forza di gravità, che cerca di trattenerli gli uni vicino agli altri. Se questo equilibrio è disturbato da qualcosa, come ad esempio lo scontro con un'altra nube, che favorisce la forza di gravità, la nube si contrae e si comprime in modo tale da sviluppare al suo interno il nucleo della stella nascente: la nube a causa della forte contrazione si frantuma in un'ingente quantità di grumi gassosi di varie dimensioni, ciascuno dei quali forma nel suo centro un piccolo nucleo, che tramite la sua forza di gravità attira la materia a lui circostante. Si viene così a formare una protostella, della quale una parte di materia si deposita nel suo interno, direttamente sul nucleo o vicino ad esso e forma la futura stella; l'altra parte si deposita più distante dal centro e forma un disco ruotante di polveri e gas. I pianeti del Sistema Solare sono nati dal disco del Sole.

La stella si forma all'interno di un guscio di polvere opaco, un guscio cioè che assorbe la luce, rendendo la stella invisibile. Quando la stella è pronta, il vento stellare soffia dai poli della stella e distrugge il guscio. La stella appena nata presenta considerevoli differenze con la stella che diverrà: infatti è molto più fredda, ma di maggiori dimensioni. Inoltre scatena il vento che l'ha liberata dal guscio, ruota velocemente su sé stessa ed il suo splendore varia con grande frequenza ed irregolarità e rilascia nello spazio rapidi getti di materia. Col passare degli anni la stella perde sempre più energia per cui rallenta la sua rotazione, si contrae su sé stessa, si restringe e si riscalda. A questo punto in base alla sua massa esistono due destini diversi per la stella: se questa non ricopre una massa equivalente ad almeno un decimo di quella solare, non potrà azionare le reazioni nucleari al suo interno, perciò "invecchia" subito, spegnendosi lentamente. Le stelle caratterizzate da questa sorte sono chiamate nane brune (o nere).

Se, invece, la massa della stella è pari ad almeno un decimo di quella solare, e la temperatura nel suo centro supera i 3 milioni di gradi, si innestano le reazioni nucleari di fusione che trasformano l'idrogeno in elio, rilasciando grandi quantità di energia, grazie alla quale è possibile mantenere uno stato di equilibrio tra la temperatura e la forza di gravità che continua a contrarre la stella. Questa fase della stella è definita fase di "sequenza principale" e può durare molti miliardi di anni. Il Sole brucia idrogeno da 5 miliardi di anni e le sue scorte potrebbero durare altrettanto tempo.

Più nel particolare, la reazione nucleare funziona in questo modo: all’interno del nucleo della stella quattro atomi di idrogeno si uniscono formando un nucleo di elio, che nelle stelle con maggiore temperatura si trasformerà assieme ad altri due nuclei della sua stessa natura in un nucleo di carbonio, che è l’elemento fondamentale per la creazione di esseri viventi. Durante le reazioni nucleari una parte dell’idrogeno bruciato non si trasforma in elio, ma in energia. Successivamente il carbonio ed altri elementi chimici verranno restituiti dalla stella ormai verso la fine della sua vita ad altre nubi stellari e daranno forma a nuovi pianeti o stelle. Il trasporto dell’energia verso l’esterno avviene grazie ai fotoni, le stesse particelle che trasportano la luce di una lampadina in un ambiente. Il percorso dei fotoni verso l’esterno è ostacolato dagli ioni, gli atomi che occupano l’interno di una stella. Per oltrepassare la zona radiativa (la zona che si estende subito dopo il nucleo) i fotoni sono costretti a seguire un estenuante e lento percorso a zig-zag. Quando il movimento dei fotoni raggiunge un esagerato livello di lentezza, l’energia cambia mezzo di trasporto: sfrutta infatti alcune enormi bolle di gas incandescente che si formano nella zona bassa della stella e salgono verso l’alto, riscaldando il gas che incontrano lungo il loro percorso. L’energia si trova ora nella zona convettiva, superata la quale raggiunge la superficie. I fotoni, che dal nucleo hanno impiegato 10 milioni di anni per giungere sulla superficie, diffondono l’energia in tutto lo spazio.

 

SVILUPPO E MORTE

La lunghezza della vita di una stella dipende dalla sua massa; una stella dalla grande massa è sì ricca di idrogeno, il carburante utile per la produzione di energia, ma per sostenere il suo peso deve bruciarlo a una tale velocità che consuma rapidamente la sua scorta e dopo circa 4 milioni di anni si spegne. Al contrario una stella di minore massa nonostante la sua piccola scorta di idrogeno, vive per circa 1000 miliardi di anni, poiché consuma più lentamente la sua scorta, irradiando una luce più debole rispetto alla stella di massa maggiore.

Entrate nella fase della sequenza principale, le stelle proseguono la loro vita percorrendo due strade di sviluppo differenti; una che caratterizza le stelle di piccola massa ed una seconda tipica delle stelle massive. Analizziamole ora nel dettaglio.

Stelle di piccola massa

Con piccola massa si intende un valore non superiore a quattro o cinque volte quello del Sole, che rientra in questa categoria. La stella della sequenza principale dopo circa 10 miliardi di anni raggiunge lo stato di gigante rossa, durante il quale il suo diametro è pari a 100 volte quello solare e la sua luminosità è centinaia di volte

Schema del percorso della vita di una stella di piccola massa.  1-Nube interstellare  2-Protostella  3-Nana nera  4-Sequenza principale  5-Gigante rossa  6/7- Nana bianca  8- Nova

 maggiore. Infatti, quando la stella esaurisce la sua scorta di idrogeno per le reazioni nucleari, il nucleo si restringe e si riscalda insieme alla regione che lo circonda, all'interno della quale si accendono le reazioni nucleari che si erano precedentemente spente nel nucleo. Come conseguenza di questo spostamento le parti più esterne della stella si gonfiano e si raffreddano. L'abbassamento della temperatura attribuisce alla stella il colore rosso.

Con il passare degli anni gli strati più esterni della gigante rossa si staccano e si disperdono lentamente nello spazio, abbandonando la regione centrale, la cui luminosità è notevole. Durante un periodo di un miliardo di anni circa gli strati sparsi nella regione limitrofa al nucleo formano una nebulosa planetaria, che risplende con una luce particolare, rossa e verde, non esistente sulla Terra. Si calcola che attualmente nella nostra galassia ce ne siano tra le 10.000 e le 100.000. A questo punto il nucleo della stella si contrae sempre più fino a raggiungere le dimensioni della Terra. Concentrandosi in questo modo, la sua densità aumenta e si presume sia 40.000 volte maggiore rispetto a quella di qualsiasi metallo terrestre. Si è appena sviluppata una nana bianca. Nonostante la sua grandezza sia simile a quella della Terra, pesa più o meno quanto il Sole e mentre questo impiega 25 giorni  per completare un giro su sé stesso, la nana bianca solo 10 secondi, è quindi circa 200.000 volte più veloce. La struttura di una nana bianca è molto particolare: è presente una sottile atmosfera caratterizzata da un'altissima temperatura; quando la stella è giovane può anche superare i 100.000 gradi. Superata l'atmosfera, il gas raggiunge quasi uno stato liquido. Il nucleo è composto da materia definita degenere per le sue speciali doti: è alquanto resistente e compatta e la sua densità è molto elevata. Al suo interno la temperatura è oltre 3 milioni di gradi, ma la fortissima pressione degli strati superiori impedisce il suo scioglimento.

La nana bianca (img. alto destra) attrae parte della materia della stella vicina formando un disco di accrezione (2). Dopo il verificarsi dell'esplosione nascerà la nova (3).

A questo punto si prospettano due sequenze discordanti a seconda che la nana bianca si trovi o no vicino ad un'altra stella. Nel primo caso la nana bianca attrae parte della materia della stella vicina e, accumulandola sulla sua superficie, forma un disco di accrezione. Come conseguenza dell'innalzamento della temperatura si verifica un'immane esplosione che consentirà la nascita di una nova (dal latino "stella nova", ovvero stella nuova). La sua caratteristica principale è la potentissima luminosità; infatti in un anno emette più energia di quanto il Sole ne produca in un milione di anni! La potente luminosità, però, andrà via via indebolendosi sempre più, e dopo qualche miliardo di anni si spegnerà completamente, morirà, diventando nana nera.

Se viceversa la stella non si trova nei pressi di un'altro astro simile, raggiungerà precocemente lo stadio finale di nana nera.

 

 

 

Stelle massive

Schema del percorso della vita di una stella massiva. A partire dall'alto troviamo:  1-Stella nella fase di sequenza principale.  2-Supergigante rossa  3-Nana bianca  4-Stella di neutroni  5-Buco nero

La vita delle stelle la cui massa è pari o supera 10 volte quella del Sole è più breve rispetto a quelle di piccola massa (come già detto prima), ma è ben più spettacolare. Le stelle massive evolvono come le stelle di piccola massa fino a diventare stelle della sequenza principale. Dopo circa 500 milioni di anni la stella diventa una supergigante dotata di un diametro 500 volte superiore e una luminosità 10.000 volte maggiore rispetto al Sole. Durante questa fase relativamente breve all’interno della stella si avvia il processo di fusione dell’idrogeno in elio e dell’elio in carbonio che proseguendo porta alla formazione di elementi pesanti, tra cui il ferro che costituisce il nucleo. La temperatura aumenta di miliardi di gradi e la materia degli strati più esterni applica sempre più pressione contro il nucleo. Con la formazione degli elementi più pesanti (mercurio, argento, piombo, oro, uranio, ecc.) si verifica una potente esplosione. La stella libera più energia di un miliardo di Soli e ora si chiama supernova.

 

Una supernova splende per diverse settimane, dopodiché segue tre strade differenti, trasformandosi in nana bianca se la sua massa è inferiore a 1,4 volte quella del Sole, in buco nero se la sua massa supera 3 volte quella del Sole ed in stella di neutroni se la sua massa si mantiene fra 1,4 e 3 volte quella solare. La stella di neutroni (o pulsar) è definita anche “stella morta” o “cadavere stellare” perché è appunto uno degli stadi finali della stella di grande massa. La sua densità è altissima, pari a 100.000 miliardi di volte superiore a quella della roccia: un fagiolo di questa materia peserebbe quanto tutti gli abitanti della Terra. Inoltre sono estremamente calde, superano i 10 milioni di gradi. La loro luce è particolare e non può essere vista né dall’occhio umano, né da un normale telescopio. É necessario l’utilizzo di un radiotelescopio, un telescopio che non riceve la luce, ma le onde radio che la stella emette. La prima stella di neutroni fu scoperta nel 1967 quando un radiotelescopio avvertì la presenza di strane onde radio che apparivano e scomparivano a intervalli

Rappresentazione schematica di una stella di neutroni (o pulsar).

 inferiori al secondo. Dapprima si pensò che queste nuove stelle pulsassero, come fa un cuore e vennero perciò nominate “pulsar”, che deriva dalla contrazione dell’inglese “pulsating star”. Poco dopo si scoprì che si trattava di stelle di neutroni che non pulsavano, ma ruotavano ad un’altissima velocità, 10 o addirittura 100 giri al secondo. Entrambi i poli della stella generano un fascio di onde elettromagnetiche, il cosiddetto “fascio elettromagnetico”, che come un faro emette un fascio di luce a forma di cono. I nostri telescopi ricevono le onde elettromagnetiche quando il fascio è puntato verso la Terra; se viceversa punta verso il lato opposto, non percepiamo nulla e la stella rimane invisibile. La zona da cui esce il fascio elettromagnetico dipende dalla direzione del fortissimo campo magnetico della stella.

Una galassia è un raggruppamento di miliardi di stelle e di materia interstellare mantenuti insieme dall’attrazione gravitazionale. Si calcola che esistano 100 miliardi di galassie circa e che quelle nane raggruppino solamente alcuni milioni di stelle, mentre quelle giganti anche migliaia di miliardi. Il loro diametro si estende da 3000 anni luce fino a oltre 500.000 anni luce.

Grazie al contributo dell’astronomo Edwin Hubble dal 1925 le galassie sono distinte in tre diversi gruppi a seconda della loro forma: il 60% delle galassie osservate hanno fo

Sa, Sb, Sc sono i tre tipi di galassie a spirale. E' facile distinguere la variazione della grandezza dei nuclei dei tre gruppi.

Le galassie a spirale, le più diffuse, hanno due braccia che partono dai lati opposti del nucleo centrale. Sono classificate nelle categorie definite Sa, Sb e Sc a seconda delle dimensioni del nucleo. La Via Lattea, la galassia del nostro Sistema Solare, e la galassia di Andromeda, visibile ad occhio nudo, sono galassie a spirale Sb. Esistono inoltre le spirali barrate che hanno una fascia di stelle e materia interstellare, un sorta di nucleo allungato, all’estremità

Le galassie a forma di spirale barrata sono un particolare sottogruppo delle galassie a spirale.

Le galassie ellittiche (E) hanno la forma di una sfera e si dividono in diverse classi a seconda dello schiacciamento dell’ellissi, che varia da 0 a 7. Per cui una galassia E0 avrà una forma più sferica rispetto a una E6 che sarà più piatta.

 

Un perfetto esempio di galassia lenticolare: la galassia Sombrero situata nella costellazione della Vergine

Le galassie lenticolari (S0) assomigliano a quelle ellittiche, ma hanno un nucleo consistente simile a quello delle galassie a spirale.

Vicino alla Via Lattea è presente la Grande Nube di Magellano, una galassia irregolare.

Infine le galassie irregolari (Irr) non sono dotate di nucleo o bracci e non hanno una struttura e una forma ben definita. Fanno parte di questa categoria la Grande e la Piccola nube di Magellano.

Come le stelle, anche le galassie si raggruppano in diversi agglomerati. Esistono ammassi “ricchi” o “poveri” a seconda della quantità e della grandezza degli ammassi di stelle dai quali sono formati. La Via Lattea fa parte del Gruppo Locale, che si estende per circa 6 milioni di anni luce e conta circa 30 galassie; fra queste la nostra e quella di Andromeda sono le principali. Le altre sono piccole galassie ellittiche o irregolari. Distando 160.000 anni luce, la Grande Nube di Magellano è la galassia più vicina alla nostra. La Piccola Nube di Magellano invece, scoperta insieme alla Grande nel 1519 dall’esploratore Ferdinando Magellano, dista 190.000 anni luce. A 2,3 milioni di anni luce si trova la galassia di Andromeda, che assomiglia molto alla Via Lattea e lentamente si sta avvicinando a questa; si ipotizza che fra 10 miliardi di anni le due galassie entreranno in collisione.

 

LA VIA LATTEA

Il Sistema Solare si trova all’interno della Via Lattea, definita così dagli antichi greci poiché dalla Terra appare come una fascia sfumata dalla debole luminosità, sembra quasi un rivolo di latte. Ha un diametro di circa 100.000 anni luce e vi sono varie ipotesi sul numero di stelle presenti al suo interno, si stimano dai 200 ai 400 miliardi. Questa insicurezza è dovuta al fatto che non si conosce ancora il numero preciso di stelle di piccola massa, ma lo si ipotizza soltanto. Anche calcolare la sua età presenta notevoli difficoltà: nel 2004 un team di astronomi scoprì l’età della stella più antica della galassia, datata a 13,2 miliardi di anni fa, per cui si presume che la Via Lattea abbia circa

La Via Lattea vista dall'alto. Ai lati è indicata la sua struttura.