Le Stelle

Il Cosmo (indice)

Stella Corpo celeste costituito da gas ad altissima temperatura, che emette radiazione elettromagnetica prodotta nelle reazioni nucleari sostenute al suo interno. Le stelle si formano per contrazione gravitazionale di giganteschi addensamenti di materia interstellare; sono costituite per la maggior parte da idrogeno, che a poco a poco si trasforma in elio e, successivamente, in elementi più pesanti. Le reazioni di fusione nucleare che rendono possibile questa trasformazione hanno luogo nel nucleo della stella, dove sono presenti le condizioni di temperatura e di pressione necessarie per innescarle e sostenerle.

La composizione chimica è pressoché uguale per tutte le stelle; i parametri che permettono di distinguere un astro dall’altro sono invece la temperatura, il colore, la luminosità, la durata. In realtà, tutte queste caratteristiche dipendono dalla massa della stella: è questa a determinare l’intensità dell’attrazione gravitazionale che addensa la materia nella fase iniziale, e quindi il calore sviluppato nel processo, la temperatura di equilibrio e la quantità di reagenti disponibili per la fusione nucleare. La massa viene generalmente espressa come multiplo o sottomultiplo della massa del Sole, che è una stella di proporzioni intermedie. Le stelle più grandi – le cosiddette giganti e supergiganti – hanno massa fino a 20 volte quella solare; le più piccole – le nane bianche – fino a un decimo dello stesso valore.

Esiste un limite inferiore alla massa di una stella: il minimo richiesto perché in fase di contrazione gravitazionale sia raggiunta la temperatura necessaria all’innesco delle reazioni nucleari. Tale limite si aggira appunto intorno a 1/10 della massa del Sole. Al di sotto di questo valore, il corpo celeste non è una stella, ma una nana bruna.

Le stelle, che sembrano fisse sulla volta celeste, in realtà si muovono rispetto alla Terra. Le distanze in gioco, tuttavia, sono talmente grandi da rendere impercettibili le variazioni di posizione senza l’ausilio di potentissimi strumenti d'osservazione. Fu Edmund Halley il primo a rilevare i moti delle stelle, accorgendosi di una differenza nelle posizioni misurate rispetto a quelle riportate sul catalogo di Ipparco, di quasi 2000 anni prima.

Oggi si misura la velocità di una stella come somma di una componente radiale e di una trasversale; quella radiale viene valutata in base all’effetto Doppler rilevato sullo spettro di emissione, quella trasversale dall’osservazione del moto proprio della stella sulla volta celeste; la prima risulta in genere dell’ordine di qualche chilometro al secondo; la seconda di pochi secondi d’arco all’anno.

Più della metà delle stelle del cielo sono membri di sistemi binari o multipli, composti da due o più corpi orbitanti intorno a un centro di massa comune. In alcuni casi le singole componenti di un sistema binario non si riescono a distinguere neppure con l’ausilio di un telescopio; in questi casi, sono identificabili come tali solo per mezzo della spettroscopia, e prendono per questo il nome di binarie spettroscopiche.

Le stelle, inoltre, possono trovarsi raggruppate in ammassi, costituiti da astri originati dalla stessa nebulosa, o in più ampie “associazioni”. Su scala maggiore, sono riunite in giganteschi sistemi detti galassie, composti da miliardi di elementi ciascuna. Le costellazioni, che fin dall’antichità sono state ideate dall’uomo per meglio identificare gli astri sulla volta celeste, non costituiscono raggruppamenti fisicamente significativi: per quanto appaiano vicine nel cielo, infatti, le componenti di una stessa costellazione possono non avere alcuna relazione l’una con l’altra.

Dalla Terra sono teoricamente visibili a occhio nudo circa 7000 stelle, equamente suddivise tra i due emisferi celesti; tuttavia, a causa dell'assorbimento atmosferico, se ne vedono normalmente circa 2000. Si calcola che la Via Lattea – la galassia a cui appartiene il sistema solare – contenga circa cento miliardi di stelle. Se si esclude il Sole, la stella più vicina alla Terra è Proxima Centauri, una componente del sistema triplo di Alpha Centauri, situata a circa 40.000 miliardi di km dalla Terra, cioè a una distanza di 4,29 anni luce.

Il principale criterio di classificazione delle stelle si basa sull’analisi degli spettri. Questi, che registrano le radiazioni elettromagnetiche emesse dagli astri, sono continui, con righe di assorbimento sovrapposte. La presenza delle righe di assorbimento si deve al fatto che la radiazione, allontanandosi dal nucleo dove viene prodotta, attraversa gli involucri più esterni della stella, subendo un assorbimento selettivo da parte degli atomi presenti. Nel 1885 l'astronomo Edward Charles Pickering iniziò uno studio fotografico sistematico degli spettri stellari, permettendo un’importante scoperta: essi possono essere ordinati in una sequenza continua sulla base dell'intensità relativa delle linee di assorbimento. Le variazioni osservate nella sequenza forniscono indizi sull'età delle stelle e sul loro stadio di evoluzione.

Le diverse classi della sequenza spettrale sono indicate con le lettere O, B, A, F, G, K, ed M; si distinguono in primo luogo per la differente intensità delle righe dell'idrogeno, ma anche per la presenza o meno delle righe di altri elementi. A seconda del tipo di spettro, ogni stella viene contrassegnata con l’indice della classe spettrale corrispondente. Un indice numerico compreso tra 0 e 9 permette di distinguere piccole differenze all’interno di una stessa classe.

Comprende stelle il cui spettro contiene essenzialmente le righe dell'elio, dell'ossigeno e dell'azoto (oltre che dell'idrogeno). Tali stelle, le più calde in assoluto, appaiono di colore blu e vantano temperature superficiali di 20.000-40.000 K.

In questo gruppo le righe dell'elio raggiungono la massima intensità nel tipo B₂ e si indeboliscono progressivamente nei tipi successivi. L'intensità delle righe dell'idrogeno aumenta progressivamente con il procedere dei tipi. Appartengono a questa classe stelle di colore bianco-azzurro e di temperatura superficiale pari a circa 15.000 K. Una stella celebre di classe B è Epsilon Orionis, la stella centrale della “cintura” di Orione.

Comprende le cosiddette stelle a idrogeno, il cui spettro è dominato dalle righe di assorbimento di questo elemento. Tali stelle appaiono di colore bianco e hanno temperature di circa 9000 K. Un esponente tipico del gruppo è Sirio, l’astro più luminoso della volta celeste.

Comprende stelle nelle quali sono particolarmente intense le righe H e K del calcio e le linee caratteristiche dell'idrogeno. Il loro colore è bianco-giallo e la temperatura superficiale circa 7000 K. Appartiene al gruppo la stella Delta Aquilae.

Comprende stelle con righe H e K del calcio molto evidenti e linee dell'idrogeno meno intense; sono presenti nello spettro anche le righe di alcuni metalli, e in particolare del ferro. Per queste stelle la temperatura superficiale si aggira intorno ai 5500 K e il colore è giallo. Poiché il Sole appartiene a questo gruppo, le stelle di classe G sono spesso dette stelle di tipo solare.

Comprende stelle con intense righe del calcio e di altri metalli e luce violetta meno intensa che nelle classi precedenti. La temperatura superficiale tipica di questa classe è di circa 4000 K, il colore è giallo-arancione. Il gruppo è ben rappresentato dalla stella Arturo, della costellazione di Boote.

Gli spettri di questa classe sono dominati da bande dovute alla presenza di molecole di ossidi di metalli, in particolare dell'ossido di titanio. L'estremo violetto dello spettro è meno intenso di quello delle stelle K. Appartengono a questa classe stelle di colore rosso e temperatura superficiale relativamente bassa, pari a circa 3000 K. La stella Betelgeuse, o Alpha Orionis, è un esempio tipico di questo gruppo.

Una stella nasce da una nube di gas e polveri relativamente fredda, con densità migliaia di volte maggiore di quella della circostante materia interstellare. La contrazione gravitazionale di questo gas produce un progressivo aumento della temperatura che porta alla formazione di una protostella, un astro giovane, sorgente di radiazioni elettromagnetiche nella banda dell'infrarosso. Via via che il processo di contrazione gravitazionale prosegue, la temperatura aumenta; quando all’interno dell’astro vengono raggiunti i 10 milioni di gradi, si innescano le reazioni nucleari che trasformano l'idrogeno e il deuterio in elio, con conseguente emissione di una grande quantità di energia nucleare. L’energia radiativa prodotta da queste reazioni bilancia la spinta centripeta dell’attrazione gravitazionale, per cui la contrazione si arresta e la stella entra in una fase di stabilità.

Nel diagramma di Hertzsprung-Russell (il grafico che rappresenta le stelle conosciute in funzione della loro temperatura e luminosità) è possibile seguire idealmente le principali tappe dell’evoluzione stellare. Le prime fasi appena descritte sono rappresentate dai punti situati nelle zone in alto a destra e sulla fascia diagonale del diagramma (la sequenza principale). In sostanza la protostella, ancora relativamente fredda e piuttosto grande, trova collocazione nella parte alta a destra del diagramma, quella relativa alle basse temperature e agli alti valori di luminosità; via via che l’evoluzione procede, la posizione dell’astro si sposta idealmente nella fascia centrale, fino a occupare, una volta raggiunto l’equilibrio, una posizione fissa della sequenza principale. Qui la stella trascorre la maggior parte della sua vita, bruciando l’idrogeno di cui è costituita per alimentare le reazioni di fusione che avvengono nel suo nucleo.

Quando l'idrogeno comincia a scarseggiare nella regione centrale della stella, il rilascio di energia si riduce, tanto da non bilanciare più la spinta centripeta dell’attrazione gravitazionale. Riprendono quindi la contrazione e il conseguente aumento della temperatura. Il calore sviluppato nella contrazione si trasmette all’involucro più esterno della stella, dove vi è dell’idrogeno residuo: si innescano così altre reazioni nucleari che, con questo meccanismo, interessano via via tutto il volume della stella, dagli strati più interni a quelli più esterni. In questa fase le dimensioni sono di gran lunga maggiori che negli stadi precedenti, e tali da giustificare la denominazione di “gigante rossa”. Una stella in questa fase può essere interessata da fluttuazioni di volume e di luminosità, dovute al discontinuo bilanciamento tra le due forze contrapposte di contrazione ed espansione; nel caso si verifichino, tali fluttuazioni fanno della gigante rossa una stella variabile.

Mentre gli strati esterni della gigante rossa si espandono, il nucleo si contrae progressivamente, raggiungendo temperature elevatissime, dell’ordine dei 100 milioni di gradi kelvin. Tali temperature garantiscono la possibilità che si inneschino le reazioni di fusione dell’elio in carbonio. Se poi la stella ha una massa superiore a quella del Sole, con questo meccanismo di contrazione del nucleo si possono raggiungere temperature ancora più elevate, che consentono la sintesi di elementi chimici sempre più pesanti, fino al ferro.

Una volta esaurito tutto il combustibile a disposizione non è più possibile l’equilibrio: non vi è più, infatti, alcuna spinta radiativa in grado di bilanciare quella contraria di attrazione gravitazionale. La stella va così incontro a un’inesorabile contrazione, riducendosi a un corpo piccolo, freddo e denso. Le caratteristiche specifiche di questo oggetto dipendono sostanzialmente dalla massa iniziale della stella. Un astro delle dimensioni del Sole è destinato a diventare una nana bianca, un corpo molto denso, che irradia nello spazio l’energia sviluppata nella contrazione, ma che non è in grado di sostenere alcuna reazione nucleare a causa dell’assenza di combustibile. Con il tempo la nana bianca si raffredda completamente e muore, diventando una nana nera.

Per una stella con massa iniziale anche solo una volta e mezza quella del Sole, il destino è diverso: prima di contrarsi e di diventare nana bianca, ancora durante lo stadio di gigante rossa, espelle nello spazio grandi quantità di materia, che vanno a costituire una nube ad anello intorno al nucleo stellare, chiamata nebulosa planetaria. Nel caso poi che la massa iniziale fosse ancora maggiore (oltre tre volte quella del Sole), l’espulsione di questa porzione di materia avviene in modo esplosivo, sotto forma di un evento di nova o supernova.

In generale, le stelle con massa molto maggiore di quella solare evolvono rapidamente, giungendo allo stadio di supernova in pochi milioni di anni. Il residuo di tali stelle è, a seconda dei casi, una stella di neutroni o un buco nero. Stelle medie come il Sole hanno, invece, vite di molti miliardi di anni.

A eccezione delle stelle visibili a occhio nudo, che hanno nomi propri, tutti gli astri sono identificati con numeri che si riferiscono ad atlanti e cataloghi stellari pubblicati dagli osservatori astronomici. Il primo di tali cataloghi, l'Almagesto, venne compilato dall'astronomo Tolomeo, con il nome e la posizione di 1028 stelle. Nel XVIII secolo l'astronomo britannico John Flamsteed pubblicò una raccolta di carte del cielo nella quale era specificata la posizione di circa 3000 stelle, classificate secondo le costellazioni di appartenenza e individuate da un numero. Il primo catalogo stellare moderno, pubblicato nel 1862 dall'osservatorio di Bonn, in Germania, conteneva le posizioni di oltre 300.000 astri.

Oggi i cataloghi stellari non sono libri, ma raccolte di lastre fotografiche riprese con telescopi a grande campo. La prima di queste importanti rassegne stellari venne completata alla metà degli anni Cinquanta, utilizzando il telescopio Schmidt da 1,22 m dell'osservatorio di monte Palomar. Ogni lastra copre una regione di cielo ampia 6° per 6°, cosicché 1035 carte sono sufficienti a ricoprire tutto il cielo visibile da monte Palomar. Un’analoga raccolta di carte celesti per il cielo meridionale venne realizzata utilizzando i telescopi Schmidt situati in Australia e in Cile.