Come sono fatte e cosa sono le stelle

Le stelle sono enormi sfere di gas reso incandescente a causa dell'energia che si sviluppa in seguito alle reazioni nucleari che avvengono al loro interno. Esiste una grandissima varietà di stelle, che si differenziano l'una dalle altre per dimensioni ( dalle nane alle supergiganti ), luminosità e temperatura ( dai 20000°C delle stelle bianco-azzurre ai 3000°C delle stelle rosse ). Le stelle nascono da enormi nubi di gas e polvere che si trovano all'interno delle galassie. Se tali nebulose hanno punti che sono sufficientemente densi, ecco che in tali punti si innesca un processo di contrazione a causa della forza di attrazione gravitazionale. Via via che diventano più piccoli e più densi, questi punti aumentano la loro temperatura fino a quando, raggiunti valori di pressione e di temperatura molto alti, si innescano le reazioni nucleari. A questo punto la bolla di gas si è accesa per diventare una vera stella, che produrrà luce e calore per milioni, se non miliardi, di anni.

Influenza della massa delle stelle sugli altri parametri

Le stelle ricavano la loro grande energia dalle reazioni nucleari che trasformano l'idrogeno in elio. Esistono limiti alle loro dimensioni: una bolla di gas con meno del 6% della massa del Sole non è in grado di diventare una stella, in quanto le condizioni che vengono a crearsi al suo centro non permettono l'avvio delle reazioni nucleari. Nel nostro Sistema Solare c'è un esempio molto evidente di tutto ciò: Giove. Se questo pianeta avesse avuto una massa superiore di circa 60 volte rispetto a quella che ha effettivamente oggi, ecco che Giove sarebbe diventato una piccola stella e la storia del Sistema Solare sarebbe stata ben diversa. All'altro estremo, le stelle più grandi hanno una massa 100 volte superiore a quella del Sole.
La massa è il fattore più importante in una stella, in quanto determina tutti gli altri fattori: temperatura, luminosità e durata della vita dell'astro. Le stelle con masse modeste sono anche le più fredde e sono dette nane rosse. Un tipico esempio è la Stella di Barnard ( posta a circa 6 anni-luce da noi ) che ha una massa pari ad 1/10 di quella solare e splende di un colore rosso cupo con una temperatura superficiale di 3000°C. La sua luminosità è molto scarsa: pur essendo vicina a noi più di altre stelle, essa è troppo debole per essere vista senza l'aiuto degli strumenti. Comunque, le stelle di massa minore sono quelle che vivono più a lungo perchè il loro fuoco nucleare brucia molto lentamente. Si stima che tali tipi di stelle possano avere una vita pari a 1000 miliardi di anni, addirittura 100 volte di più del Sole, il quale risulta essere attualmente a metà della sua vita.
Salendo di un gradino, verso stelle di dimensioni più grandi di quelle del Sole, si trova Sirio che ha una massa 2 volte superiore a quelle della nostra stella. Si stima che Sirio possa vivere per circa 1 miliardo di anni ( 1/10 della vita del Sole ). Spica, nella costellazione della Vergine, è ancora più grande e calda ( circa 11 masse solari e 24000°C di temperatura superficiale ) e si stima che essa possa vivere per non più dell'1% della vita del Sole.
Quindi le stelle di grandi dimensioni, contrariamente a quanto si potrebbe pensare, hanno vita più breve rispetto alle stelle piccole perchè le prime consumano il loro combustibile nucleare in maniera più rapida delle seconde. Si può in un certo senso dire che sono delle grandi dissipatrici di energia.

Il colore delle stelle, le classi spettrali ed il diagramma HR

Il colore di una stella è in stretta relazione con la sua temperatura ed il modo più preciso di misurarla consiste nell'analizzare lo spettro di luce dell'astro. Le stelle vengono così classificate in classi spettrali, secondo la loro temperatura. Le stelle più blu e più calde appartengono alle classi spettrali O e B. Di seguito vengono le stelle bianco-azzurre della classe A e poi le bianche della classe F. Le stelle di classe G hanno un colore bianco-giallastro ( come il Sole ), mentre quelle di classe K sono ancora più fredde ed hanno un colore arancione. Le più fredde di tutte sono le stelle che fanno parte della classe M. Ognuna delle precedenti classi è poi ulteriormente suddivisa in 10 sottoclassi, numerate da 0 a 9. In questa scala più precisa, il Sole è classificato come G2.

Se si costruisce un grafico in cui la classe spettrale delle stelle è riportata sull'asse delle ascisse e la loro luminosità effettiva ( o magnitudine assoluta ) su quello delle ordinate, tutte le stelle che sono in una sorta di "stabile mezza età" vengono a trovarsi in una ben definita fascia diagonale, che è nota come sequenza principale. La posizione di una stella lungo la sequenza principale è determinata dal valore della sua massa, con le stelle di massa più piccola situate all'estremità inferiore e quelle di massa più grande all'estremo superiore. Il Sole si trova a metà strada lungo la sequenza. Questo tipo di grafico è chiamato Diagramma di Hertzsprung-Russel, dai nomi degli astronomi che lo idearono nel 1911-13. La maggior parte delle stelle si trova all'interno della sequenza principale di tale diagramma, tuttavia un certo numero di stelle molto brillanti è situato sopra ed a destra della sequenza principale, mentre alcune stelle debolmente luminose stanno sotto ed a sinistra. Queste stelle sono tutte negli ultimi stadi della loro evoluzione. Sul diagramma HR, quando il Sole si espanderà fino a diventare una gigante rossa, la sua posizione andrà a cadere in una zona posta più in alto ed a destra, al di fuori della sequenza principale. Alla fine dello stadio di gigante rossa, il Sole espellerà nello spazio i suoi strati più esterni dando origine ad una nebulosa planetaria e, dopo un ulteriore arco di tempo di qualche migliaio di anni, il Sole diventerà una nana bianca, cadendo nell'oblio.

Le Supernovae

Le stelle con una massa equivalente a diverse masse solari sono però soggette ad una fine molto più violenta e spettacolare. Esse diventano, in prossimità della loro fine, innanzitutto delle stelle molto grandi, dette supergiganti che risultano essere luminosissime. Esse non hanno alcuna possibilità di raggiungere lo stadio di nebulose planetarie. La loro massa è tale che le reazioni nucleari al loro interno diventino assolutamente incontrollate, finchè la stella diventa instabile ed esplode. Questa esplosione viene detta supernova. Nell'esplosione di supernova, lo splendore della stella aumenta in maniera impressionante: milioni di volte. In tal modo, per un breve periodo di tempo, la singola stella può competere in splendore addirittura con un'intera galassia. Gli strati esterni dell'astro esploso, vengono catapultati nello spazio interplanetario con una velocità di 5000 Km al secondo. Nel 1054, astronomi cinesi osservarono una supernova nella costellazione del Toro. La stella esplosa diventò più brillante di Venere e fu visibile in pieno giorno per circa 3 settimane. Ad un anno dalla sua apparizione, però, il suo splendore calò così tanto da non risultare più visibile ad occhio nudo. Sul luogo di quella colossale esplosione, oggi se ne riscontrano le inequivocabili tracce: la Nebulosa del Granchio, della quale è presente un'immagine nella pagina dedicata agli oggetti della Via Lattea. Nei prossimi 50000 anni i gas della Nebulosa del Granchio, che sono i resti in frantumi della supernova, si espanderanno ulteriormente. L'ultima supernova nella nostra Galassia fu osservata nel 1604; da allora ne sono state viste molte altre, situate però su altre galassie, più o meno lontane. Molti astronomi e scienziati in genere aspettano con trepidazione da molto tempo l'esplosione di un'altra supernova nella Via Lattea. Quando ciò avverrà ci potrebbe essere uno spettacolo incredibile.
Spesso il nucleo centrale della stella esplosa resta come un oggetto estremamente piccolo e denso, detto stella di neutroni, nella quale i protoni e gli elettroni sono stati così compressi dalle eccezionali pressioni sviluppatesi, che essi formano delle cariche neutre, dei veri e propri neutroni. Queste stelle, a causa del principio di conservazione del momento angolare, ruotano velocemente su se stesse. La stella centrale della Nebulosa del Granchio ruota sul proprio asse per circa 30 volte al secondo, inviando nello spazio impulsi radio con tali intervalli regolari. Ecco perchè questi tipi di stelle sono anche conosciute col nome di pulsar.
Se invece il nucleo della stella esplosa è pari ad oltre 3 masse solari, la sua fine prevede come ultimo stadio quello di buco nero, meglio descritto nella pagina dedicata all'Universo.

Sistemi di stelle multiple

Viste ad occhio nudo, le stelle appaiono come oggetti isolati e solitari. In realtà ciò non è vero, in quanto la maggioranza delle stelle conosciute ( circa il 75% ) possiede in realtà una o più compagne. Da questo punto di vista il Sole rappresenta una importante eccezione.
Esistono due principali tipi di stelle doppie: nel primo caso le due stelle non sono un vero sistema doppio, perchè la loro stretta vicinanza è dovuta unicamente a questioni prospettiche ( si parla in questa eventualità di doppie ottiche ), mentre nel secondo esse costituiscono un vero e proprio sistema binario. In questo caso, che rappresenta la maggioranza dei sistemi doppi ( ergo, le doppie ottiche non sono molto frequenti ), le stelle sono tenute legate dalla reciproca forza di gravità e ruotano attorno al comune centro di massa del sistema binario.
Esistono anche sistemi multipli, formati da tre o addirittura 4-6 stelle. In simili casi le orbite degli astri diventano molto complesse.
Sovente, le stelle multiple sono così vicine da renderne impossibile la separazione, almeno visualmente. In questi casi si ricorre all'analisi dello spettro per scovare la compagna o le compagne di una stella. Si parla quindi, nel caso di due stelle, di "binarie spettroscopiche".

Stelle variabili

Alcune stelle hanno una luminosità che varia nel tempo e vengono quindi dette stelle variabili. Per stimarne la luminosità si può ad esempio confrontare tale parametro con quello di stelle vicine, la cui magnitudine è nota e, ovviamente, non variabile nel tempo. Di solito, la causa di una simile variazione di luminosità è un'effettiva variazione della luce che essa emette. In altri casi, invece, la stella è una componente di un sistema binario nel quale una stella eclissa periodicamente l'altra. In questi casi si parla di stella binaria ad eclisse, come la famosa Algol, situata nella costellazione del Perseo. Per le stelle la cui luminosità varia intrinsecamente, nella maggioranza dei casi questo si verifica a causa di una variazione delle dimensioni. Queste stelle sono chiamate variabili pulsanti. Parecchio importanti per gli astronomi sono le cosiddette "variabili cefeidi", così chiamate per il prototipo di questa classe di stelle, che è la stella delta Cephei. Le variabili cefeidi sono supergiganti gialle che compiono un ciclo di pulsazioni in un periodo oscillante tra i 2 ed i 40 giorni, mentre la luminosità subisce delle variazioni anche dell'ordine di una magnitudine. L'importanza delle variabili cefeidi sta nel fatto che la lunghezza del periodo di variazione luminosa è direttamente proporzionale alla loro magnitudine assoluta: quanto più è brillante la cefeide, tanto più essa impiega a completare il ciclo di variazione. Quindi, per determinare la magnitudine assoluta di queste stelle si osserva semplicemente il loro periodo di variazione. Confrontando poi la magnitudine assoluta con quella apparente è inoltre poi possibile determinare la distanza della stella.

Le stelle Novae

Le più spettacolari di tutte le stelle variabili sono le stelle novae, che all'improvviso aumentano la loro luminosità di un fattore anche pari a 10000 ( equivalenti a 10 magnitudini ). In virtù di ciò queste stelle possono apparire improvvisamente in aree di cielo fino a quel tempo prive di astri significativamente luminosi. In realtà queste non sono stelle nuove ( come invece il termine novae potrebbe far capire ), bensì stelle vecchie e deboli che sono soggette a temporanee esplosioni. E' da sottolineare inoltre il fatto che la natura di queste esplosioni non ha nulla a che fare con quella che si registra durante l'esplosione delle supernovae. Secondo le teorie attuali, le novae sono stelle doppie strette in cui una delle componenti è una nana bianca. Il gas che affluisce nella nana bianca, e che proviene dall'altra stella che costituisce il sistema binario, viene espulso in un'eruzione. Nell'esplosione di una nova non c'è alcun tipo di autodistruzione della stella ed alcune novae sono spesso soggette a fenomeni di questo tipo e sono dette novae ricorrenti. Una nova può aumentare il suo splendore fino al massimo possibile in pochi giorni e spesso l'individuazione di questi tipi di stelle è da attribuirsi non tanto agli astronomi professionisti, bensì agli astrofili ( un po' come succede per ciò che riguarda la scoperta di nuove comete ).

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