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Stea

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( LA )

Per aspera ad astra ”.

( IT )

„Prin asprimea la stele”.

( Proverb latin [1] )
În afară de Soare , stelele sunt atât de departe încât sunt vizibile doar ca puncte de lumină, deși diametrul lor este de milioane de kilometri. În imagine, preluată de telescopul spațial Hubble , steaua Norul Săgetătorului ( M24 ), un cluster deschis în constelația cu același nume .

O stea este un corp ceresc care strălucește cu propria lumină . Este un sferoid de plasmă care prin procesele de fuziune nucleară din nucleul său generează energie , radiată în spațiu sub formă de radiație electromagnetică ( luminozitate ), flux de particule elementare ( vânt stelar ) și neutrini . [2] Majoritatea elementelor chimice mai grele decât hidrogenul și heliul sunt sintetizate în nucleele stelelor prin procesul de nucleosinteză .

Cea mai apropiată stea de Pământ este Soarele , sursa multă energie a planetei noastre. Celelalte stele, cu excepția unor supernove , [N 1] sunt vizibile doar în timpul nopții [N 2] ca pete luminoase pâlpâitoare, datorită efectelor distorsionante ( văzând ) produse de atmosfera Pământului . [3]

Stelele au o masă cuprinsă între 0,08 și 150-200 de mase solare (M ). Cei cu masa mai mică de 0,08 M se numesc pitici maronii , obiecte la jumătatea distanței dintre stele și planete care nu produc energie prin fuziune nucleară; din câte s-a observat până acum, nu par să existe stele cu masa mai mare de 200 M , confirmând limita Eddington . [4] Dimensiunile sunt, de asemenea, variabile, variind de la câțiva kilometri de stele degenerate la miliarde de km de super- giganți și hipergiori . Luminozitățile sunt cuprinse între 10 −4 și 10 6 - 10 7 luminozități solare (L ).

Stelele apar, precum și singure, și în sisteme formate din două stele binare sau un număr mai mare ( sisteme multiple ), legate de forța gravitațională . [5] De asemenea, pot forma asociații stelare și grupuri de stele ( deschise sau globulare ), la rândul lor grupate, împreună cu stele unice și nori de gaz și praf , în grupuri și mai extinse, galaxiile . [6] Numeroase stele posedă, de asemenea, sisteme planetare mai mult sau mai puțin mari. [7]

Stelele sunt împărțite în clase de magnitudine sau magnitudine aparentă, conform regulii conform căreia cu cât luminozitatea percepută este mai slabă, cu atât este mai mare numărul care exprimă magnitudinea: astfel stelele de a treia magnitudine sunt mai slabe decât cele de a doua magnitudine și stelele primei magnitudinea este de o sută de ori mai strălucitoare decât cele mai slabe vizibile fără telescop (magnitudinea a șasea). Calea Lactee , galaxia noastră, conține peste 100 de miliarde de stele de diferite tipuri: mai mici și mai puțin strălucitoare decât Soarele, nu mai mari decât Pământul, cum ar fi piticele albe , și unele gigantice, cum ar fi Betelgeuse , al căror diametru este mai mare decât cel al orbita Pământului .

De-a lungul istoriei, cerul înstelat a fost o sursă de inspirație pentru numeroși filozofi, poeți, scriitori și muzicieni, care, în mai multe cazuri, au fost direct interesați de studiul astronomiei . [8]

Observare

O parte din centura Gouldian și stelele unei regiuni de formare a stelelor din apropiere formează grupul de stele cunoscut în întreaga lume sub numele de constelația Orion .

Cea mai vizibilă stea de pe planeta noastră, precum și cea mai apropiată vreodată, este Soarele : ocupă partea centrală a sistemului nostru solar și este situată la o distanță medie de 150 de milioane de km de Pământ ; apropierea sa face ca o cantitate de lumină să sosească pe planeta noastră astfel încât, în emisfera în care este vizibilă, celelalte stele să fie ascunse. [9] Când este privit direct fără protecție, Soarele poate provoca leziuni permanente ale ochilor . [10] Cu toate acestea, în general, atunci când ne referim la termenul „stea” ne gândim la toate celelalte corpuri cerești care au caracteristici similare Soarelui, dar care sunt mai departe; în special, ne gândim la punctele luminoase de diferite culori care populează un cer de noapte ale căror condiții atmosferice sunt optime, adică fără nori, ceață sau poluare luminoasă.

Stelele nu apar toate cu aceeași strălucire, de fapt arată o gamă foarte largă de luminozitate; acest lucru se datorează în principal doi factori. Cea mai importantă este distanța: stelele sunt, de fapt, distribuite în spațiu într-un mod neregulat, datorită propriei mișcări , datorită evenimentelor exterioare acestora care pot modifica distribuția lor, cum ar fi exploziile supernova , de origine proprie în nori moleculari și , pe scară largă, de morfologie și dinamică galactică. A doua, nu mai puțin importantă, este luminozitatea intrinsecă a stelei, care depinde de masa sa , de temperatura sa de suprafață și de faza sa de evoluție : o stea de mare masă poate fi de zeci de mii de ori mai strălucitoare decât o stea mică. [11] Ca exemplu, gândiți-vă doar că steaua cea mai apropiată de noi, sistemul α Centauri , este doar a treia cea mai strălucitoare stea din cerul nopții, în timp ce Sirius , care se află la mai mult de două ori distanța, este cel mai strălucitor; [11] a doua cea mai strălucitoare stea din cer este Canopus , o stea supergigantă galbenă de aproximativ șaptezeci de ori mai departe decât α Centauri, dar de cel puțin 20.000 de ori mai strălucitoare. [12]

Cu ochiul liber este posibil să vezi, într-o singură noapte cu condiții atmosferice optime, până la 3000-4000 de stele, în funcție de locul și perioada de observare; zonele cerului cu cea mai mare densitate de stele vizibile sunt cele din apropierea traseului luminos al Căii Lactee , unde linia vizuală traversează mai multe stele. În general, din emisfera nordică cerul mai bogat în stele este cel de iarnă, în timp ce cele de vară, deși centrul Căii Lactee este vizibil, sunt puțin mai puțin bogate; în plus, cele mai bogate ceruri de stele din toate sunt cele din emisfera sudică și, în special, nopțile sale de vară. [13] În schimb, ar fi logic să ne gândim că în direcția centrului galactic sunt vizibile mai multe stele, chiar și cu ochiul liber, decât în ​​direcția opusă; acest aparent paradox se datorează a trei factori principali: primul este legat de morfologia brațului spiralat în care ne aflăm, care prezintă în direcția opusă centrului galactic și în direcția emisferei sudice o structură de arc mare a stele tinere, numite centura lui Gould , formate din sute de stele strălucitoare; [14] al doilea factor se referă la poziția noastră, pe marginea interioară a brațului Orion , prin urmare, cea mai mare parte a brațului nostru spiral gazdă este vizibilă în direcția opusă centrului galactic, în timp ce cel mai apropiat braț în direcția internă, cel al Săgetătorului , este la câteva mii de ani lumină distanță, astfel încât distanța stelelor sale este considerabil mai mare decât cele ale brațului nostru spiralat. [15] Al treilea factor este prezența, în întinderea cerului vizibilă din emisfera nordică, a unor maluri uriașe de nebuloase întunecate relativ apropiate de noi, care ascund regiunile mari de formare a stelelor din brațul nostru spiralat, cum ar fi Cefeu și Lebăda . [16] [17]

Istoria observațiilor

Pictogramă lupă mgx2.svg Același subiect în detaliu: Istoria astronomiei .
„Carul Mare” văzut în Kalalau, Insulele Hawaii

Istoria observării stelare are o extensie foarte vastă, datând de la originea omului . Dorința de cunoaștere a încurajat întotdeauna studiile astronomice atât din motive religioase sau divinatorii, cât și pentru predicția evenimentelor; la început astronomia a coincis cu astrologia , reprezentând în același timp un instrument al cunoașterii și puterii; numai după apariția metodei științifice a existat o separare clară între aceste două discipline.

Preistorie

Pictogramă lupă mgx2.svg Același subiect în detaliu: Arheoastronomie .

Omul , încă de la origini, a simțit nevoia să caute în bolta cerească posibile corelații între propriile evenimente și fenomenele cosmice . Din această nevoie ancestrală și din imaginația și creativitatea tipice ființei umane, s-au născut constelațiile [18], care au răspuns la o serie de cerințe atât practice, cât și religioase .

Urmele cultelor religioase atribuite unor asterisme particulare, precum cel al „ Ursului cel Mare ”, datează din paleolitic . [19] Studii recente susțin că un sistem de douăzeci și cinci de constelații a fost deja dezvoltat în paleoliticul superior (acum aproximativ 16.000 de ani). [18]

În neolitic , pentru a memora mai bine stelele, asemănările și numele au fost atribuite asterismelor, nu întotdeauna antropomorfe , făcând aluzie la aspecte și elemente ale vieții agricole și pastorale . [18]

Primele cunoștințe astronomice ale omului preistoric, care considerau stelele drept puncte imuabile „înglobate” în sfera cerească , constau în esență în predicția mișcărilor Soarelui, Lunii și planetelor pe fundalul stelelor fixe . [20] Un exemplu al acestei „protoastronomii” este dat de orientările, conform unui sens astronomic, ale primelor monumente megalitice, precum celebrul complex Stonehenge , pentru a demonstra vechea legătură a omului cu cerul, dar și abilitatea pentru a efectua observații precise.
Mișcarea aparentă a Soarelui pe fundalul stelelor fixe și al orizontului a fost folosită pentru a întocmi calendare , folosite pentru a reglementa practicile agricole. [21]

Epoca antică și Evul Mediu

Sistemul constelațiilor a fost perfecționat în mileniul II î.Hr. de civilizația babiloniană , care a dat numele actuale - aproape toate de origine sumeriană - constelațiilor zodiacale și a creat un calendar lunar, centrat pe succesiunea fenomenelor cerești care au marcat ciclul anotimpurile . [22] În zona Babilonului a fost găsită o listă cu toate constelațiile și obiectele cerești vizibile, care au fost apoi aranjate în firmament nu mult diferit de poziția lor actuală. Civilizația mesopotamiană avea, de asemenea, un mare interes pentru astrologie, considerată atunci o adevărată știință. [22]

Civilizația egipteană avea cunoștințe astronomice ridicate: dovada acestui lucru este descoperirea în Dendera a celei mai vechi și corecte hărți stelare, datată din 1534 î.Hr. [23] Chiar și fenicienii , un popor de navigatori, aveau cunoștințe astronomice bune. Se refereau deja la Ursa Minor ca un mijloc de orientare pentru navigație și serveau drept indicator al nordului stelei polare , care în 1500 î.Hr. trebuie să fi fost deja foarte aproape de polul nord ceresc . [18]

Gravură reprezentând Hipparhus din Niceea

Știința astronomică modernă datorează mult astronomiei grecești și romane . 48 din cele 88 de constelații moderne au fost codificate și catalogate încă din secolul al II-lea d.Hr. de către astronomul Claudius Ptolemeu , dar încă înaintea sa astronomii ca Eudoxus din Cnidus ( sec. V - IV î.Hr. ) și Hipparchus ( secolul al II-lea î.Hr. ) au întocmit cataloage de stele pe baza celor produse de civilizațiile anterioare pe care ei înșiși le-au studiat.
Hipparchus însuși, asistând din fericire la izbucnirea unei nova în constelația Scorpionului , a ajuns să se îndoiască de imuabilitatea sferei cerești. Mai mult, după ce a observat, după observații atente, că poziția constelațiilor s-a schimbat față de ceea ce a fost observat de astronomii anteriori, el a ajuns să descopere fenomenul precesiunii echinocțiilor , adică schimbarea lentă, dar continuă în orientarea axei terestre.în comparație cu sfera ideală a stelelor fixe. [18]

Tocmai pe vremea grecilor, valoarea naturalistă inițială a asterismelor s-a adăugat la una pur mitologică: de fapt , miturile și legendele asociate majorității constelațiilor se datorează culturii mitologice a Greciei clasice . Grecii au atribuit, de asemenea, numele zeilor din Olimp unor „stele” particulare, pe care le-au definit ca πλανῆται ( planētai , vagabonzi ), care păreau să se miște în raport cu stelele fixe : erau planetele sistemului solar . Cu toate acestea, au recunoscut doar cinci dintre ei, de la Mercur la Saturn : de fapt, al lui Uranus , care apare ca o stea slabă la limitele vizibilității cu ochiul liber într-un cer foarte întunecat, nimeni nu a înregistrat vreodată mișcarea orbitală; Neptun , pe de altă parte, este complet invizibil cu ochiul liber. Datorită luminozității lor scăzute, datorită distanței mari, cele două planete cele mai exterioare au fost descoperite doar în vremurile recente: prima în 1781 , a doua în 1846 . [6]

Chiar și în epoca romană , stelele erau considerate în principal adevărate divinități , după cum atestă Cicero . [24] În timpul Evului Mediu a existat o perioadă generală de stază în cercetările astronomice, în principal datorită faptului că astronomii creștini au preferat să accepte cosmologia aristotelică-ptolemeică , care era în ton cu scrierile biblice , renunțând chiar la observații. Cu toate acestea, islamice astronomii, rediscoverers și mari admiratori ai lui Ptolemeu lui Almagest, s - au remarcat în această perioadă, dând arabe nume, dintre care cele mai multe sunt încă utilizate astăzi, la un număr mare de stele; au inventat, de asemenea, numeroase instrumente astronomice capabile să țină cont de poziția stelelor. În secolul al XI-lea, astronomul Abū Rayhān al-Bīrūnī a descris galaxia noastră, Calea Lactee , ca o multitudine de fragmente cu proprietățile tipice ale stelelor nebuloase , calculând, de asemenea, latitudinea unor stele în timpul unei eclipse de Lună care a avut loc în 1019 . [25]

Chiar și astronomii chinezi , ca Hipparchus înaintea lor, erau conștienți de faptul că sfera cerească nu era imuabilă și ar putea apărea stele nemaivăzute până acum: au asistat la explozia mai multor supernove din vremurile istorice, pe care au scris rapoarte mari și detaliate. [26] Unul dintre cele mai importante a fost cel a cărui lumină, emisă cu aproximativ 3000 de ani înainte de Hristos, a ajuns pe Pământ la 4 iulie 1054 : este SN 1054 , explodat în constelația Taurului , restul căruia este faimosul Crab Nebuloasă (catalogată secole mai târziu de francezul Charles Messier ca Messier 1 - M1 - ). [26] [27]

Evoluții în epoca modernă

Portretul lui William Herschel

Primii astronomi europeni ai erei moderne , precum Tycho Brahe și elevul său Johannes Kepler , au ajuns să se îndoiască de imuabilitatea cerurilor. De fapt, au identificat pe cerul nopții niște stele nemaivăzute până acum, pe care le-au numit stele novae , crezând că sunt stele nou formate; [28] erau de fapt supernove , stele masive care își încheie existența cu o explozie catastrofală.

În 1584, Giordano Bruno , în De universul și lumile sale infinite , a emis ipoteza că stelele erau ca alți sori și că planetele ar putea orbita în jurul lor, probabil, de asemenea, asemănătoare Pământului. [29] Ideea, totuși, nu era nouă, deoarece fusese concepută anterior de unii filosofi ai Greciei antice , precum Democrit și Epicur ; [30] deși inițial marcată drept erezie , ipoteza a câștigat credibilitate în secolele următoare și a ajuns la consensul general al comunității astronomice.

Pentru a explica de ce stelele nu exercitau atracții gravitaționale asupra sistemului solar , Isaac Newton a emis ipoteza că stelele erau distribuite în mod egal în toate direcțiile. Aceeași idee fusese formulată anterior de teologul Richard Bentley , care probabil l-a inspirat pe Newton însuși. [28]

Italianul Geminiano Montanari a înregistrat în 1667 variații ale luminozității stelei AlgolPersei ). În 1718 , în Anglia , Edmond Halley a publicat primele măsurători ale mișcării corecte a unora dintre cele mai apropiate stele , inclusiv Arthur și Sirius , arătând că poziția lor s-a schimbat din momentul în care au trăit Ptolemeu și Hipparh. [31]

William Herschel , descoperitorul sistemelor binare , a fost primul astronom care a încercat să măsoare distribuția stelelor în spațiu. În 1785 a făcut o serie de măsurători în șase sute de direcții diferite, numărând stelele conținute în fiecare porțiune a câmpului vizual . El a observat apoi că densitatea stelară a crescut pe măsură ce se apropia o anumită zonă a cerului, coincizând cu centrul Căii Lactee , în constelația Săgetătorului . Fiul său John a repetat apoi măsurătorile în emisfera sudică, ajungând la aceleași concluzii ca și tatăl său. [32] Herschel senior a trasat apoi o diagramă pe forma galaxiei, dar considerând în mod eronat Soarele în apropierea centrului său.

Astronomia stelară în secolele XIX și XX

Diagrama Hertzsprung-Russell
Diagrama Hertzsprung-Russell (HR) este un puternic instrument teoretic inventat de astrofizicianul american HN Russell și danezul E. Hertzsprung , care raportează strălucirea (raportată în ordonată ) și temperatura suprafeței (raportată în abscisă ) a unei stele. Ambele sunt mărimi fizice care depind strict de caracteristicile intrinseci ale stelei, care, deși nu sunt direct măsurabile de către observator, pot fi derivate prin modele fizice, ceea ce permite astrofizicienilor să determine cu o anumită precizie vârsta și stadiul evoluției fiecărei stele. [33]

Prima măsurare directă a distanței unei stele față de pământ a fost făcută în 1838 de germanul Friedrich Bessel ; el, folosind metoda paralaxei , a cuantificat distanța sistemului binar 61 Cygni , obținând ca rezultat o valoare de 11,4 ani lumină , încă acceptată, deși cu rafinamente mai mari. Măsurătorile efectuate cu această metodă au arătat distanța mare dintre o stea și alta. [29]

Joseph von Fraunhofer și Angelo Secchi au fost pionierii spectroscopiei stelare . Cei doi astronomi, comparând spectrele unor stele (inclusiv Sirius) cu cele ale Soarelui, au observat diferențe în grosimea și numărul liniilor lor de absorbție . În 1865 Secchi a început să clasifice stelele în funcție de tipul lor spectral [34], dar schema de clasificare utilizată în prezent a fost dezvoltată în secolul al XX-lea de Annie J. Cannon .

Observațiile sistemelor binare au crescut în importanță în secolul al XIX-lea . Menționatul Bessel a observat în 1834 unele nereguli și abateri în mișcarea corectă a stelei Sirius, pe care le-a atribuit unui însoțitor invizibil identificat ulterior în piticul alb Sirius B. Edward Pickering a descoperit primul binar spectroscopic în 1899 , când a observat că liniile spectrale ale stelei Mizar (ζ Ursae Majoris) au prezentat schimbări regulate pe o perioadă de 104 zile. În același timp, observații detaliate asupra multor stele binare de către astronomi precum Wilhelm von Struve și Sherburne Wesley Burnham au făcut posibilă determinarea maselor de stele din parametrii lor orbitali . Prima soluție la problema derivării orbitei unei stele binare pe baza observațiilor telescopice a fost găsită de Felix Savary în 1827 . [35]

Secolul XX a cunoscut mari progrese în studiul științific al stelelor; un ajutor valid în acest domeniu a fost oferit de fotografie . Karl Schwarzschild a descoperit că culoarea unei stele (și, prin urmare, temperatura sa reală ) ar putea fi determinată prin compararea magnitudinii observate cu fotografia. Dezvoltarea fotometriei fotoelectrice a permis măsurări foarte precise ale magnitudinii în lungimi de undă multiple. În 1921 Albert A. Michelson a efectuat prima măsurare a unui diametru stelar folosind un interferometru montat pe telescopul Hooker al observatorului Mount Wilson . [36]

O lucrare conceptuală importantă pe baza fizică a stelelor a fost efectuată în primele decenii ale secolului trecut, datorită, de asemenea, invenției din 1913 , de către Ejnar Hertzsprung și, independent, de Henry Norris Russell , din diagrama HR . Au fost dezvoltate modele ulterioare pentru a explica dinamica internă și evoluția stelelor, în timp ce progresele realizate de fizica cuantică au făcut posibilă explicarea cu succes a particularităților spectrelor stelare; acest lucru a făcut posibilă cunoașterea și determinarea compoziției chimice a atmosferelor stelare cu o anumită precizie. [37]

O variabilă cefeidă văzută de HST în galaxia M100

Progresele tehnologice în observarea astronomică au permis astronomilor să observe stele individuale și în alte galaxii ale Grupului Local , grupul căruia îi aparține Calea Lactee. [38] [39] Recent a fost posibil să se observe câteva stele distincte, în mare parte variabile cefeide , [40] și în M100 , o galaxie care face parte din Clusterul Fecioarei , situat la aproximativ 100 de milioane de ani lumină de Pământ. [41] În acest moment nu a fost posibil să se observe fie grupuri de stele, fie stele singure dincolo de superclusterul Fecioarei ; singura excepție a fost imaginea slabă a unui vast supercluster stelar , care conține sute de mii de stele, situate într-o galaxie la un miliard de ani lumină de Pământ: de zece ori distanța celui mai îndepărtat grup de stele observat până acum. [42]

De la începutul anilor nouăzeci au fost descoperite orbitând un număr mare de stele, multe planete extrasolare ; primul sistem planetar extrasolar a fost descoperit în 1992 în orbita pulsarului PSR B1257 + 12 și este format din trei planete, plus o cometă probabilă. [43] De atunci au fost înregistrate numeroase alte descoperiri care au condus la peste 3200 de numere de exoplanete confirmate în prezent . [44]

Nomenclatură și catalogare

Pictogramă lupă mgx2.svg Același subiect în detaliu: Nomenclatura stelelor și Catalogul stelelor .
Constelația Orion din atlasul Uranometry al lui Bayer

Majoritatea stelelor sunt identificate printr-un număr de catalog ; doar o mică parte din ele, de obicei cele mai strălucitoare , au un nume real care derivă adesea din numele original al stelei în arabă sau latină. Multe dintre aceste nume se datorează miturilor asociate acestora, [45] poziției lor în constelație (cum ar fi Deneb - α Cygni -, care înseamnă coada, deoarece corespunde cozii Lebedei Celeste ), sau anumită perioadă sau poziție în care apar în sfera cerească în cursul anului; un exemplu în acest sens este Sirius, al cărui nume derivă din grecescul σείριος ( séirios ), care înseamnă arzător , arzător . De fapt, grecii antici asociau steaua cu cea mai fierbinte perioadă din timpul verii , valul de căldură , din moment ce din 24 iulie până în 26 august steaua se ridică și apune cu Soarele ( răsăritul heliacal ). [46]

Începând cu secolul al XVII-lea , numele constelațiilor cărora le aparțineau au început să fie date stelelor din anumite regiuni ale cerului. Astronomul german Johann Bayer a creat o serie de hărți stelare (colectate în atlasul Uranometria ) în care a folosit, pentru a denumi stelele fiecărei constelații, literele alfabetului grecesc (atribuind litera α celui mai strălucitor) urmată de genitiv a numelui constelației în latină ; [6] acest sistem este cunoscut sub numele de nomenclatura Bayer . Cu toate acestea, deoarece literele grecești sunt foarte limitate, se întâmplă ca în unele constelații, care conțin un număr mare de stele, să se dovedească a fi insuficiente; Bayer s-a gândit atunci să recurgă la literele minuscule ale alfabetului latin odată cu epuizarea celor grecești. [6] In seguito l'astronomo inglese John Flamsteed inventò un nuovo sistema di nomenclature, denominato in seguito nomenclatura di Flamsteed , molto simile a quello di Bayer, ma basato sull'utilizzo di numeri al posto delle lettere greche; il numero 1 però non era assegnato alla stella più luminosa, ma alla stella con ascensione retta (una coordinata astronomica analoga alla longitudine terrestre) più bassa. [6] A seguito della scoperta delle stelle variabili, si è deciso di assegnare loro una nomenclatura diversa , basata sulle lettere maiuscole dell'alfabeto latino seguite dal genitivo della costellazione; la lettera di partenza non è però la A, ma la R, cui seguono S, T e così via; la A viene immediatamente dopo la Z. Una volta esaurite le lettere dell'alfabeto si riparte con RR e via dicendo (ad esempio S Doradus , RR Lyrae ecc.). [6] Il numero di variabili scoperte è cresciuto al punto che in alcune costellazioni si è resa necessaria l'adozione di un nuovo sistema di nomenclature, che prevede la lettera V (che sta per variable ) seguita da un numero identificativo e dal genitivo latino della costellazione (ad esempio V838 Monocerotis ).

In seguito, con il progredire dell' astronomia osservativa e l'utilizzo di strumenti sempre più avanzati, si è resa necessaria l'adozione di numerosi altri sistemi di nomenclatura, che hanno dato origine a nuovi cataloghi stellari. [47]

La sola organizzazione abilitata dalla comunità scientifica a conferire i nomi alle stelle, e più in generale a tutti i corpi celesti, è l' Unione Astronomica Internazionale . [47]

Unità di misura

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 × 10 30 kg [48]
Luminosità solare : L = 3,827 × 10 26 W [48]
Raggio solare : R = 6,960 × 10 8 m [49]

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 (UA), una misura equivalente alla distanza media tra la Terra e il Sole (circa 150 milioni di km).

Classificazione

Magnifying glass icon mgx2.svg Lo stesso argomento in dettaglio: Classificazione stellare .
Schema della classificazione spettrale Morgan-Keenan-Kellman

La classificazione stellare è generalmente basata sulla temperatura superficiale delle stelle, che può essere stimata mediante la legge di Wien a partire dalla loro emissione luminosa. La temperatura superficiale è all'origine del colore dell'astro [50] e di diverse particolarità spettrali, che consentono di dividerle in classi, a ciascuna delle quali è assegnata una lettera maiuscola. I tipi spettrali più utilizzati sono, in ordine decrescente di temperatura: O, B, A, F, G, K, M; in lingua inglese è stata coniata una frase per ricordare facilmente questa scala: O h B e AF ine G irl , K iss M e . Le stelle di tipo O , di colore blu-azzurro, sono le più massicce e luminose, visibili da grandissime distanze, ma anche le più rare; quelle di tipo M , rosse e solitamente grandi appena da permettere che abbia inizio la fusione dell'idrogeno nei loro nuclei, sono invece le più frequenti. Esistono poi diversi altri tipi spettrali utilizzati per descrivere alcuni tipi particolari di stelle: i più comuni sono L e T, utilizzati per classificare le nane rosse meno massicce più fredde e scure (che emettono principalmente nell' infrarosso ) e le nane brune ; di grande importanza sono anche i tipi C, R e N, utilizzati per le stelle al carbonio , e W, utilizzato per le caldissime ed evolute stelle di Wolf-Rayet .

Ogni tipo spettrale è ulteriormente suddiviso in dieci sottoclassi, da 0 (la più calda) a 9 (la meno calda). Per esempio, il tipo A più caldo è l'A0, che è molto simile al B9, il tipo B meno caldo. Questo sistema dipende strettamente dalla temperatura superficiale della stella, ma perde valore se si considerano le temperature più alte; tant'è che non sembrano esistere stelle di classe O0 e O1. [51] Tale classificazione è detta classificazione spettrale di Morgan-Keenan-Kellman .

Caratteristiche delle differenti classi spettrali nella sequenza principale [52]
Classe Temperatura ( K ) Colore Massa (M ) Raggio (R ) Luminosità (L ) Linee di assorbimento Esempio
O
28 000 - 50 000
Blu-azzurro 16 - 150 15 fino a 1 400 000 N , C , He e O 10 Lacertae
B
9 600 - 28 000
Bianco-azzurro 3,1 - 16 7 20 000 He, H Regolo
A
7 100 - 9 600
Bianco 1,7 - 3,1 2,1 80 H Altair
F
5 700 - 7 100
Bianco-giallastro 1,2 - 1,7 1,3 6 Metalli : Fe , Ti , Ca , Sr e Mg Procione
G
4 600 - 5 700
Giallo 0,9 - 1,2 1,1 1,2 Ca, He, H e altri Sole
K
3 200 - 4 600
Arancione 0,4 - 0,8 0,9 0,4 Metalli + TiO 2 α Centauri B
M
1 700 - 3 200
Rosso 0,08 - 0,4 0,4 0,04 Come sopra Stella di Barnard

Le stelle possono essere anche suddivise in gruppi in base agli effetti, strettamente dipendenti dalle dimensioni spaziali dell'astro e dalla sua gravità superficiale, che la luminosità sortisce sulle linee spettrali. Identificate da numeri romani , le classi di luminosità sono comprese tra la 0 ( ipergiganti ) e la VII (nane bianche), passando per la III ( giganti ) e la V (la sequenza principale , che comprende la maggior parte delle stelle, tra cui il Sole); tale classificazione è detta classificazione spettrale di Yerkes . [51]

La classificazione di certe stelle richiede l'uso di lettere minuscole per descrivere alcune situazioni particolari rilevate nei loro spettri: ad esempio, la " e " indica la presenza di linee di emissione, la " m " indica un livello straordinariamente alto di metalli e " var " indica una variabilità nel tipo spettrale. [51]

Le nane bianche godono di una classificazione a parte. Indicate genericamente con la lettera D (che sta per l'inglese dwarf , nano ), sono a loro volta suddivise in sottoclassi che dipendono dalla tipologia predominante delle linee riscontrate nei loro spettri: DA, DB, DC, DO, DZ e DQ; segue poi un numero che identifica la temperatura del corpo celeste. [53]

Evoluzione

Magnifying glass icon mgx2.svg Lo stesso argomento in dettaglio: Evoluzione stellare .
Il percorso evolutivo di diverse stelle lungo il Diagramma HR

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 HR, 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.

Formazione

Magnifying glass icon mgx2.svg Lo stesso argomento in dettaglio: Formazione stellare .
Rappresentazione grafica della protostella scoperta nella nube oscura LDN 1014 ; ben visibili sono il disco di accrescimento ei getti che si dipartono dai poli della protostella.

Le stelle si formano all'interno delle nubi molecolari , delle regioni di gas ad "alta" densità [N 3] presenti nel mezzo interstellare , costituite essenzialmente da idrogeno, con una quantità di elio del 23–28% e tracce di elementi più pesanti. [54] Le stelle più massicce che si formano al loro interno le illuminano e le ionizzano , creando le cosiddette regioni H II . [55]

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 ; [56] 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. [57]

Sequenza principale

Magnifying glass icon mgx2.svg Lo stesso argomento in dettaglio: Sequenza principale .
Vega (α Lyrae, qui confrontata con il Sole ) è una stella di sequenza principale.

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. [58]

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. Il Sole, ad esempio, perde, nel vento solare , 10 −14 masse solari di materia all'anno, [59] ma le stelle più massicce arrivano a perderne decisamente di più, sino a 10 −7 – 10 −5 masse solari all'anno; tale perdita può riflettersi in maniera sostanziale sulla successiva evoluzione dell'astro. [60]

La durata della sequenza principale dipende dalla massa iniziale e dalla luminosità della stella. [58] 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). [58]

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. [61]

Fase post-sequenza principale

Schema che rappresenta le dimensioni del Sole nella sequenza principale e nella fase di gigante rossa

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 . [62] 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. [63]

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 . [61] [64] 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. [65] 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. [5]
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). [66]

La supergigante rossa Betelgeuse

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. [67] 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. [63] [68]

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. [67]

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. [69]

Stadi terminali

Magnifying glass icon mgx2.svg Lo stesso argomento in dettaglio: Stella degenere .

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 . [70] La tipologia di stella compatta che si viene a formare differisce in relazione alla massa iniziale della stella.

Alcune nane bianche fotografate da HST nell' ammasso globulare NGC 6397

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 ). [71] Una nana bianca possiede una temperatura superficiale molto elevata, [62] [71] che col tempo tende a diminuire in funzione degliscambi 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. [71]

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 . [62]

La Nebulosa Granchio , un noto resto di supernova visibile nella costellazione del Toro

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. [72]

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 . [72] L'esplosione della supernova diffonde nello spazio la gran parte della materia che costituiva la stella; tale materia forma il cosiddetto resto di supernova , [72] 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 ), [73] 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 . [74]

Struttura

Magnifying glass icon mgx2.svg Lo stesso argomento in dettaglio: Struttura stellare .

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 10 7 K; la combinazione di valori elevati di temperatura e pressione favorisce il processo di fusione dei nuclei di idrogeno in nuclei elio, che sprigiona un' energia sufficiente a contrastare il collasso cui la stella andrebbe naturalmente incontro. [75] 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.

Schema sulle strutture interne di differenti tipi di stelle; le curve rappresentano la zona convettiva, le linee spezzate la zona radiativa.

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. [75] 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. [76] 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. [77] 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. [75]

Sezione di una stella simile al Sole e di una gigante rossa. In basso a destra il confronto delle dimensioni.

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. [76]

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 oi 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. [78] L'esistenza della corona sembra dipendere dalla presenza della zona convettiva in prossimità degli strati superficiali della stella. [76] 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 ". [79]

Caratteristiche

Il Sole fotografato dalla sonda STEREO (A). La nostra stella ha un'età di circa 5 miliardi di anni; l'età attuale del nostro astro è stata determinata tramite modelli elaborati al computer sull' evoluzione stellare e la nucleocosmocronologia . [80]

Quasi tutte le caratteristiche di una stella, incluse luminosità, dimensioni, evoluzione, durata del ciclo vitale e destino finale, sono determinate dalla sua massa al momento della formazione.

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 . [81] Tutti questi parametri, associati, possono permettere di calcolare l'età della stella. [82]

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. [83] Studi in banda submillimetrica effettuati con il radiotelescopio ALMA hanno evidenziato [84] che le prime stelle si sarebbero formate quando l'universo aveva circa il 2% dell'età attuale. [85]

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. [86] [87]

Composizione chimica

Magnifying glass icon mgx2.svg Lo stesso argomento in dettaglio: Metallicità .
Rappresentazione grafica di HE 1523-0901 , la stella più antica conosciuta; la sua metallicità, tra le più basse conosciute ([Fe/H]=-2,95), [83] ha consentito di determinarne l'età. ( ESO )

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%; [88] 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 (<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. [89]

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. [90]

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. [91] 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. [92] Alcune stelle, dette stelle peculiari , mostrano nel proprio spettro un'insolita abbondanza di metalli, specialmente cromo e lantanidi (le cosiddette terre rare ). [93]

La metallicità influenza inoltre la durata della sequenza principale, l'intensità del campo magnetico [94] e del vento stellare. [95] 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. [N 4]

Dimensioni apparenti e reali

A causa della grande distanza dalla Terra , tutte le stelle, eccetto il Sole, appaiono all'occhio umano come dei minuscoli punti brillanti nel cielo notturno, scintillanti a causa degli effetti distorsivi dell' atmosfera terrestre . Il Sole invece, pur essendo esso stesso una stella, è abbastanza vicino al nostro pianeta da apparire come un disco che illumina il nostro pianeta dando luogo al giorno .

Schema in cui sono messe a confronto le dimensioni del Sole e di VY Canis Majoris , la stella più grande conosciuta

Oltre al Sole, la stella con la maggiore grandezza apparente è R Doradus , con un diametro angolare di soli 0,057 secondi d'arco . [96]

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'occultazione. [97]

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 BetelgeuseOrionis ) è 630 volte quello del Sole, circa un miliardo di km (quasi 6,7 UA); [36] tali stelle possiedono tuttavia densità decisamente inferiori a quella del nostro Sole, tanto che la loro atmosfera è assimilabile a un vuoto spinto . [98] La stella più grande conosciuta è VY Canis Majoris , il cui diametro è quasi 2000 volte quello del Sole: se si trovasse al centro del Sistema solare , la sua atmosfera si estenderebbe sino all'orbita di Saturno . [99]

Massa

Eta Carinae (circondata dalla Nebulosa Omuncolo ) possiede una massa circa 150 volte quella del Sole

Le stelle sono oggetti dotati di una massa considerevole, compresa tra 1,5913 × 10 29 [56] e 3,9782 × 10 32 kg ; [100] in unità solari, da 0,08 a 150–200 masse solari (M ).

Una delle stelle più massicce conosciute è l' ipergigante LBV Eta Carinae , [101] 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. [4] [101] 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. [4] 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 , [4] 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 ), [102] 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 [103] ) 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.

Con una massa appena 93 volte quella di Giove , la nana rossa AB Doradus C, membro del sistema stellare di AB Doradus, è invece la stella meno massiccia conosciuta a essere alimentata dalle reazioni nucleari. [104] Gli astronomi ritengono che per le stelle dotate di una metallicità simile a quella del Sole la massa minima per innescare la fusione nucleare sia di circa 75 masse gioviane . [105] [106] Un recente studio, condotto sulle stelle meno massicce, ha permesso di scoprire che, se la metallicità è molto bassa, la massa minima perché un astro possa produrre energia tramite la fusione nucleare corrisponde a circa l'8,3% della massa solare (circa 87 masse gioviane). [106] [107] Una particolare tipologia di oggetti , che prende il nome di nane brune , costituisce l'anello di congiunzione tra le stelle nane ei pianeti giganti gassosi : la loro massa non è sufficiente a innescare le reazioni nucleari, ma è comunque nettamente superiore a quella di un gigante gassoso.

Gravità superficiale

La combinazione di raggio e massa determina la gravità superficiale della stella. Le stelle giganti hanno una gravità decisamente minore di quella delle stelle di sequenza principale, che a loro volta hanno una gravità inferiore a quella delle stelle degeneri (nane bianche e stelle di neutroni). Tale caratteristica è in grado di influenzare l'aspetto di uno spettro stellare, causando talvolta un allargamento o uno spostamento delle linee di assorbimento. [37]

Moti spaziali

Magnifying glass icon mgx2.svg Lo stesso argomento in dettaglio: Cinematica stellare , Moto proprio , Parallasse e Velocità radiale .
Spostamento della Stella di Barnard negli anni compresi tra il 1985 e il 2005

I moti di una stella rispetto al Sole possono fornire utili informazioni sulla sua origine e sulla sua età, come pure sulla struttura complessiva e sull'evoluzione del resto della Galassia. Le componenti del moto di una stella sono la velocità radiale (che può essere in avvicinamento o allontanamento dal Sole) e il moto proprio (il movimento angolare trasversale).

La velocità radiale si basa sullo shift (lo spostamento secondo l' effetto Doppler ) delle linee spettrali ed è misurata in km / s . Il moto proprio è determinato da precise misure astrometriche (dell'ordine dei milliarcosecondi - mas - all'anno), e può essere convertito in unità di misura della velocità attraverso la misura della parallasse . Le stelle che presentano dei grandi valori di moto proprio sono i più vicini al Sistema solare e pertanto si prestano in maniera ottimale alla rilevazione della parallasse. [108]

Conosciuti moto proprio, velocità radiale e parallasse, è possibile calcolare la velocità spaziale di una stella in relazione al Sole o alla Galassia. Si è scoperto tra le stelle vicine che le stelle di popolazione I hanno in genere velocità minori delle più antiche stelle di popolazione II; queste ultime inoltre orbitano attorno al centro della Via Lattea secondo traiettorie ellittiche , inclinate verso il piano galattico . [109] La comparazione dei moti di stelle vicine ha anche portato all'identificazione delle associazioni stellari , gruppi di stelle che condividono un medesimo punto di origine in una nube molecolare gigante . [110]

La stella col più alto valore conosciuto di moto proprio è la Stella di Barnard , una nana rossa della costellazione dell' Ofiuco . [111]

Campo magnetico

Ricostruzione computerizzata del particolare campo magnetico superficiale di τ Scorpii , una stella massiccia, ricostruito tramite lo Zeeman-Doppler imaging
Magnifying glass icon mgx2.svg Lo stesso argomento in dettaglio: Campo magnetico stellare .

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 ei flare . [112]

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; [113] 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. [114]

Rotazione

Magnifying glass icon mgx2.svg Lo stesso argomento in dettaglio: Rotazione stellare .
L'aspetto schiacciato di AchernarEridani ) è causato dalla rapida rotazione sul proprio asse

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 AchernarEridani ), una stella di classe spettrale B, ha una velocità di rotazione all' equatore di circa 225 km/so superiore, [115] il che conferisce all'astro un aspetto schiacciato, con il diametro equatoriale più largo del 50% rispetto al diametro polare. [115] Tale velocità di rotazione è di poco inferiore alla velocità critica di 300 km/s, raggiunta la quale la stella arriverebbe a frantumarsi; [116] [117] 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. [118] 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. [119] 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. [120] La velocità di rotazione di una pulsar è però destinata a diminuire nel corso del tempo, a causa della continua emissione di radiazioni . [120]

Temperatura

Diagramma HR in cui è evidente la temperatura di ciascuna classe spettrale

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 , [121] 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, [122] la cui temperatura raggiunge valori di decine di milioni (talvolta persino miliardi) di kelvin (K). [123]

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 . [37]

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. [124]

Meccanismi delle reazioni nucleari

Magnifying glass icon mgx2.svg Lo stesso argomento in dettaglio: Nucleosintesi stellare .
Schema della catena protone-protone
Schema del ciclo CNO

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 = mc ² . [2]

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). [123]

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 : [125]

4 1 H → 2 2 H + 2 e + + 2 ν e (4,0 M eV + 1,0 MeV)
2 1 H + 2 2 H → 2 3 He + 2 γ (5,5 MeV)
2 3 He → 4 He + 2 1 H (12,9 MeV)

Le precedenti reazioni possono essere riassunte nella formula:

4 1 H → 4 He + 2 e + + 2 ν e + 2 γ (26,7 MeV)

dove e + è un positrone , γ è un fotone nella frequenza dei raggi gamma, ν e 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. [125]

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. [125] Le singole reazioni che costituiscono il ciclo sono le seguenti:

12 C + 1 H → 13 N + γ + 1,95 MeV
13 N → 13 C + e + + ν e + 1,37 MeV
13 C + 1 H → 14 N + γ + 7,54 MeV
14 N + 1 H → 15 O + γ + 7,35 MeV
15 O → 15 N + e + + ν e + 1,86 MeV
15 N + 1 H → 12 C + 4 He + 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 : [125]

4 He + 4 He + 92 keV → 8* Be
4 He + 8* Be + 67 keV → 12* C
12* C → 12 C + γ + 7,4 MeV

La reazione complessiva è:

3 4 He → 12 C + 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 ferro-56; 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 ; [125] la stella, come già visto, esplode ora in supernova.

La tabella sottostante riporta il tempo che una stella di massa 20 volte quella solare impiega per fondere il proprio combustibile nucleare. Si tratta di una stella di classe O, con un raggio 8 volte quello del Sole e una luminosità 62 000 volte quella della nostra stella . [126]

Combustibile
nucleare
Temperatura
(in milioni di K)
Densità
(kg/cm³)
Durata della fusione
(τ in anni)
H 37 0,0045 8,1 milioni
He 188 0,97 1,2 milioni
C 870 170 976
Ne 1 570 3 100 0,6
O 1 980 5 550 1,25
S/Si 3 340 33 400 0,0315 [N 5]

Radiazione stellare

La nebulosa a riflessione NGC 1999 è irradiata dalla variabile V380 Orionis (al centro), stella di 3,5 M

L'energia prodotta tramite le reazioni nucleari viene irradiata nello spazio sotto forma di onde elettromagnetiche e particelle ; queste ultime vanno a costituire il vento stellare, [127] 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 assieme 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.

Luminosità

Magnifying glass icon mgx2.svg Lo stesso argomento in dettaglio: Luminosità (fisica) .
La Stella Pistola (in quest'immagine di HST con la Nebulosa Pistola ) è una delle stelle più luminose conosciute: infatti irradia nell'arco di 20 secondi la stessa energia che il Sole irradierebbe in un anno [128]

In astronomia la luminosità è definita come la quantità di luce e di altre forme di energia radiante emessa da una stella per unità di tempo; essa dipende strettamente dal raggio e dalla temperatura superficiale della stella. Approssimando la stella a un corpo nero ideale, la luminosità ( ) è direttamente proporzionale al raggio ( ) e alla temperatura effettiva ( ); tali parametri, messi in relazione tra loro, danno l' equazione :

dove indica la superficie della stella (approssimata a una sfera ) e la costante di Stefan-Boltzmann .

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 . [129]

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 [130] e mostrano un importante oscuramento al bordo , vale a dire la luminosità diminuisce man mano che si procede verso il bordo del disco stellare; [131] le stelle più piccole invece, le nane 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. [132]

Magnitudine

Magnifying glass icon mgx2.svg Lo stesso argomento in dettaglio: Magnitudine apparente e Magnitudine assoluta .

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
di stelle [133]
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, [134] [135] 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 ( ) alla magnitudine della stella meno brillante (m f ) e utilizzando il risultato come esponente del numero 2,512; cioè:

( 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; [135] 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. [136] 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. [137]

Stelle variabili

Rappresentazione grafica della variabile eruttiva EV Lacertae
Magnifying glass icon mgx2.svg Lo stesso argomento in dettaglio: Stella variabile .

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: [138]

  • 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, [139] e altre variabili simili a breve periodo ( RR Lyrae ecc.), come anche le variabili a lungo periodo, come quelle del tipo Mira . [138]
  • 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. [138] 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 . [5] La supernova di tipo Ia si innesca quando la nana bianca, assumendo sempre più idrogeno, raggiunge e supera la massa limite di Chandrasekhar.
    Rappresentazione grafica della formazione di una variabile cataclismica
    A questo punto la nana inizia a collassare in una stella di neutroni o in un buco nero, mentre l' energia potenziale gravitazionale del collasso e la condizione di alta densità derivante dallo stato degenere della materia della stella innescano una rapida fusione nucleare degli atomi di carbonio e ossigeno rimanenti in un processo a feed-back positivo, regolato principalmente dalla temperatura del plasma coinvolto. [140] L'improvviso rilascio di energia produce una potentissima onda d'urto che accelera i prodotti di fusione oltre la velocità di fuga della stella, la quale viene così fatta a pezzi. [140] Le supernovae di tipo Ia hanno tutte una luminosità simile; perciò gli astronomi le utilizzano come candele standard per determinare le distanze extragalattiche. [140] Il meccanismo di formazione di una nova è piuttosto simile, ma l'esplosione avviene prima che la nana raggiunga la massa di Chandrasekhar. [141] La fusione produce quindi abbastanza energia per aumentare drasticamente la luminosità della stella, ma questa sopravvive all'evento. Alcune novae sono ricorrenti , cioè vanno incontro a periodiche esplosioni di moderata intensità. [138]

Le stelle possono anche variare la propria luminosità per fattori estrinseci; in questo caso prendono il nome di variabili estrinseche . Appartengono a questa classe le binarie a eclisse e le stelle che, ruotando, mostrano periodicamente delle macchie che ricoprono una vasta area della loro superficie. [138] Un esempio lampante di binaria a eclisse è Algol , che varia regolarmente la propria magnitudine da 2,3 a oltre 3,5 in 2,87 giorni.

Popolazione stellare dell'Universo

L'ammasso aperto NGC 290

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. [142] 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 . [143]

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. [144] 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. [145]

Una galassia di medie dimensioni contiene centinaia di miliardi di stelle; tenendo conto che esistono più di 100 miliardi di galassie nell' Universo osservabile , [146] gli astronomi ritengono che le stelle dell'Universo sarebbero nel complesso almeno 70 000 miliardi di miliardi (7×10 22 ), [147] 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 (10 12 ) 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. [N 6] Simili distanze sono tipiche dell'interno del piano galattico ,[148] 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, [149] ha origine un particolare tipo di stelle, 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). [150]

Pianeti e sistemi planetari

Immagine ripresa dal telescopio spaziale Hubble che mostra la cintura asteroidale e il pianeta che orbita attorno a FomalhautPiscis Austrini )
Magnifying glass icon mgx2.svg Lo stesso argomento in dettaglio: Pianeta e Sistema planetario .

La presenza di pianeti e sistemi organizzati in orbita attorno a stelle è un'evenienza piuttosto frequente nell'universo. [7] 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 ei cinque pianeti nani , i rispettivi satelliti e miliardi di corpi minori . [9]

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 ; [151] si trattava dei primi pianeti extrasolari a essere scoperti intorno a una pulsar , [152] 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; [153] Negli anni successivi le scoperte si sono moltiplicate; a ottobre 2011 si contano quasi 700 pianeti scoperti al di fuori del sistema solare, [7] la maggior parte dei quali hanno masse pari o superiori a quella di Giove . [154] 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.

Nella cultura

Etimologia

Il termine "stella" è stato oggetto di numerose etimologie e interpretazioni da parte dei linguisti . Sino agli inizi del XX secolo due erano le etimologie prevalenti: [155] la prima, proposta dal tedesco Adalbert Kuhn , sosteneva che "stella" derivasse dal latino stella (originariamente sterla ), forma sincopata di sterula , che a sua volta deriverebbe dall' ittita shittar e dal sanscrito सितारा ( sitara ), la cui radice sit- è comune col verbo che significa spargere ; secondo quest'etimologia "stella" significherebbe sparsa (per il firmamento). [155] Altri studiosi a lui contemporanei ritenevano che il termine derivasse invece da un arcaico astella , a sua volta derivato dal greco ἀστήρ ( astér , in latino astrum ), che mantiene la radice indoeuropea as- , di accezione balistica ; secondo questa seconda etimologia "stella" significherebbe che scaglia (raggi di luce). [155]

Attualmente i linguisti propendono per due alternative etimologie. La prima tende a far derivare il termine da una radice protoindoeuropea, *h₂stḗr, da una radice *h₂Hs- che significherebbe ardere , bruciare ; in alternativa, il termine deriverebbe da una parola sumera o babilonese , riconoscibile anche nel nome della dea Ištar , con cui si indicava il pianeta Venere . [156]

Letteratura, filosofia e musica

«Il cielo stellato sopra di me e la legge morale dentro di me»

( Epitaffio sulla tomba di Immanuel Kant dalla Critica della ragion pratica , 1788 )

Nell'avvicendarsi delle epoche storiche furono molti i filosofi , i poeti , gli scrittori e persino i musicisti a ispirarsi al cielo stellato; in diversi casi, essi stessi si sono interessati in prima persona allo studio dell'astronomia, con riscontri nelle loro opere. [8]

Numerosi sono i riferimenti sulle stelle fatti da importanti letterati dell' antichità greca e romana . Secondo l'astronomo Kenneth Glyn Jones, il primo riferimento conosciuto alle Pleiadi , un famoso ammasso aperto nella costellazione del Toro , è una citazione di Esiodo , risalente circa all' XI secolo aC Omero ne fa menzione nell' Odissea , mentre nella Bibbia compaiono addirittura tre riferimenti. [157]
Numerosi intellettuali del periodo scrissero inoltre opere incentrate sull'astronomia; basti pensare ad Arato di Soli , autore dei Fenomeni , al Somnium Scipionis , parte del VI libro del De re publica ciceroniano , o ancora a Marco Manilio e il poemetto didascalico Astronomica , alle Naturales Quaestiones di Seneca , oa Claudio Tolomeo e al suo Almagesto , il più completo catalogo stellare dell'antichità. [8]

Durante l'epoca medioevale si classificava l'astronomia come una delle arti del quadrivio , assieme all' aritmetica , alla geometria e alla musica . [8] Dante Alighieri , nella Divina Commedia , ha trattato diversi aspetti del sapere dell'epoca, indugiando particolarmente sulle conoscenze astronomiche del tempo; le tre cantiche del poema inoltre terminano con la parola "stelle": infatti esse, quali sede del Paradiso , sono per Dante il naturale destino dell'uomo e della sua voglia di conoscenza, tramite il suo sforzo a salire a guardare verso l'alto. [158]

Altri importanti letterati, quali Giacomo Leopardi , si occuparono nelle loro opere di argomenti inerenti ad aspetti astronomici; il poeta di Recanati è autore nei suoi componimenti di un gran numero di riferimenti astronomici, come ad esempio in Canto notturno di un pastore errante dell'Asia o in Le ricordanze ; inoltre scrisse, durante la sua gioventù, un poco noto trattato intitolato Storia dell'astronomia . [159] Celebre l' aforisma di Emerson : "Aggancia il tuo carro a una stella". [160] Riferimenti astronomici sono presenti anche in diverse liriche del Pascoli (come in Gelsomino notturno ), in Giuseppe Ungaretti (che compose una poesia intitolata Stella ) e nel romanzo Il piccolo principe di Antoine de Saint-Exupéry .

Vincent van Gogh , Notte stellata .
o/t, 73x92 cm, 1889, Museum of Modern Art , New York.

Nell' epoca romantica la musica, come del resto le altre arti, poneva il suo fondamento su tutti gli episodi in grado di scatenare nell'animo umano quelle forti sensazioni che prendono il nome di " sublime "; in particolare la vista del cielo stellato influì sulla creazione dei cosiddetti Notturni , i più importanti dei quali furono composti dal polacco Fryderyk Chopin (che ne scrisse 21). Diversi altri riferimenti astronomici sono presenti nelle opere per pianoforte e nella sesta sinfonia di Beethoven . Il genere del Notturno non si esaurì con il Romanticismo, ma proseguì nell'età postromantica; il riferimento importante è dato dai due Notturni nella settima sinfonia di Gustav Mahler e nelle atmosfere notturne ricorrenti nei poemi di Richard Strauss , in particolare nella Sinfonia delle Alpi . [161]

Nel campo delle arti figurative è sufficiente pensare a Leonardo da Vinci per comprendere le innumerevoli affinità tra scienza e arte e, sebbene Leonardo non si sia interessato di astronomia, nelle sue ricerche riuscì comunque ad abbracciare concetti scientifici inerenti alla natura dell'Universo comparandoli ad altri più " umanistici " sulla natura umana. [8] Altri artisti, quali Albrecht Dürer , Étienne L. Trouvelot , Giacomo Balla , Maurits C. Escher , furono persino spinti ad approfondire gli studi astronomici per rappresentarne i concetti scientifici nelle loro opere. Anche Salvador Dalí restò fortemente influenzato dagli sconvolgimenti teorici arrecati alla fisica primo novecentesca da parte della teoria della relatività di Einstein. [8] Altri ancora, come Giotto , Vincent van Gogh e Joan Miró , subirono il fascino irresistibile della volta celeste e, semplicemente, vollero rappresentare il cielo stellato sulla tela o nelle elaborazioni stilistiche a loro più congeniali. [8]

Cultura di massa

Da tempo immemore le stelle trovano spazio nella cultura popolare . [162] Sebbene le conoscenze popolari del cielo fossero piuttosto ridotte e commiste con numerose leggende, sia risalenti all'epoca precristiana, ma ancora più spesso legate alla religione cattolica , esse avevano un certo grado di complessità e rappresentavano, per così dire, la continuazione di quel sapere astronomico risalente alla preistoria e profondamente legato alla scansione temporale delle attività lavorative nel corso dell'anno. [162]

Per questo motivo alcuni astri assunsero nomi particolari a causa della loro utilità pratica: il pianeta Venere, ad esempio, considerato una vera e propria stella, era denominato stella bovara perché il suo apparire coincideva con l'inizio della giornata lavorativa dei pastori; Marte (o forse Antares , nella costellazione dello Scorpione) era invece detto la rossa e segnava il termine della mietitura , mentre Sirio era la stella delle messi poiché ricordava, in base al momento e alla posizione in cui appariva, il tempo della semina autunnale o primaverile . [162]

La scia di stelle della Via Lattea . In quest'immagine si distingue l' asterismo del Triangolo Estivo ; ben visibile è inoltre la Fenditura del Cigno , una lunga fascia scura che divide la scia chiara della Via Lattea in senso longitudinale. Si notano in basso alcune Perseidi .

Durante la stagione invernale era possibile scorgere con sicurezza, in direzione sud, i Tre Re , Alnilam , Alnitak e Mintaka , ovvero le tre stelle che formano la Cintura di Orione . Altrettanto familiari erano gli asterismi del Piccolo e Grande Carro , i cui corrispettivi termini dialettali sono le traduzioni dall'italiano. La Via Lattea era definita in certi luoghi la Via di San Giacomo , poiché indicava con una certa approssimazione la direzione del santuario di Santiago di Compostela . [162] Assai familiari erano anche le Pleiadi , che, considerate a lungo una costellazione a sé stante, erano chiamate le Sette sorelle , per via del numero delle stelle visibili a occhio nudo, oppure erano associate alla figura della chioccia con i suoi pulcini, ragion per cui sono popolarmente note anche come Gallinelle . [157] [162]

L'apparizione delle comete , considerate vere e proprie stelle, era un avvenimento piuttosto raro, ma quando si verificava era considerato un cattivo presagio, che suscitava sempre apprensioni e angosce. [162] Nella tradizione popolare cristiana, invece, esse hanno assunto una valenza positiva: basti pensare alla Stella di Betlemme , tradizionalmente considerata una cometa, che si ritiene abbia guidato i re magi sino a Betlemme , dove sarebbe nato Gesù . Anche le meteore , popolarmente dette stelle cadenti , rivestivano un ruolo particolare nella cultura popolare: erano infatti considerate un buon auspicio, in particolar modo quelle che comparivano nella notte di San Lorenzo , ovvero le Perseidi . [162]

Al giorno d'oggi, specialmente nei Paesi industrializzati o in via di forte sviluppo, questo stretto contatto fra la cultura popolare e la volta celeste si è perso, soprattutto a causa del sempre più crescente inquinamento luminoso . Nonostante diverse amministrazioni regionali stiano prendendo provvedimenti per cercare di arginare questa forma di inquinamento, oggi è molto difficile osservare le stelle dai centri urbani ; pertanto l'unico modo per compiere delle buone osservazioni resta quello di recarsi quanto più lontano possibile dalle luci cittadine, in luoghi dove gli effetti dell'inquinamento luminoso si facciano sentire il meno possibile. [163]

Nella fantascienza

Magnifying glass icon mgx2.svg Lo stesso argomento in dettaglio: Stelle e sistemi planetari nella fantascienza .
La Vulcan, replica della nave stellare Enterprise , protagonista di numerosi episodi della serie fantascientifica Star Trek

La nascita e lo sviluppo del genere letterario della fantascienza , a partire dai primi anni del XX secolo , ha ridestato nel pubblico l'interesse per le stelle. Alcune delle tematiche principali della narrazione fantascientifica sono infatti l' esplorazione dello spazio , la sua colonizzazione e la realizzazione di viaggi interstellari alla ricerca di mondi abitabili orbitanti intorno a stelle differenti dal Sole. [164] Gli autori iniziarono allora a immaginare delle tecnologie che consentissero di intraprendere viaggi interstellari a velocità superluminali (superiori cioè a quella della luce ) e ambientarono le loro storie su immaginari sistemi extrasolari; questa tendenza divenne predominante quando l' esplorazione del sistema solare mostrò l'improbabilità che nel nostro sistema planetario vi fossero delle forme evolute di vita extraterrestre . [164]

Una delle saghe fantascientifiche più note, ambientata nel futuro tra le stelle della nostra Galassia, è Star Trek , in cui l'uomo ha raggiunto un livello tale di tecnologia da poter intraprendere viaggi nello spazio interstellare ed entrare in contatto con civiltà aliene, riunendosi con loro in un corpo amministrativo chiamato Federazione dei Pianeti Uniti . [165]

Sebbene buona parte delle stelle nominate dagli autori fantascientifici siano puramente frutto della loro immaginazione, un discreto numero di scrittori e artisti ha preferito servirsi dei nomi di stelle realmente esistenti e ben note agli astronomi, sia tra le più brillanti del cielo notturno sia tra le più vicine al sistema solare. [164][166] Alcune di esse tuttavia non sembrano essere, effettivamente, favorevoli allo sviluppo e al sostegno di forme di vita complesse. Stelle molto luminose, come Sirio e Vega, possono contare su una vita di circa un miliardo di anni, un tempo che gli astrobiologi ritengono insufficiente per consentire lo sviluppo di forme di vita complesse. [167] Le giganti rosse sono ugualmente inadatte a supportare la vita, poiché si tratta di stelle fortemente instabili, spesso variabili.

Le stelle effettivamente idonee allo sviluppo della vita, come le deboli nane rosse, [167] possiedono però una luminosità così bassa da renderle invisibili a occhio nudo; per tale motivo molte di esse non possiedono spesso specifici nomi propri, che le renderebbero interessanti per gli scrittori di fantascienza.[166]

Note

Note al testo
  1. ^ Alcune supernovae registrate in epoca storica furono visibili anche durante il dì; basti pensare alla supernova SN 1054 che, nell'anno 1054, raggiunse la magnitudine apparente −6 e fu visibile per 23 giorni consecutivi durante il dì.
  2. ^ La notte è il periodo della giornata in cui la forte luminosità del Sole non ostacola l' osservazione delle stelle.
  3. ^ La densità di una nube molecolare è pari (se non inferiore) a quella di una stanza in cui è stato creato il vuoto per mezzo di una pompa .
  4. ^ Col passare del tempo le nubi molecolari da cui si formano le stelle si arricchiscono sempre di più degli elementi pesanti prodotti, tramite il processo di nucleosintesi , dalle stelle più vecchie. Queste, giunte alle ultime fasi della propria evoluzione, esplodono come supernovae o rilasciano gli strati più esterni sotto forma di nebulose planetarie, diffondendo tali elementi nello spazio .
  5. ^ 0,0315 anni equivalgono a 11,5 giorni.
  6. ^ Il calcolo del tempo impiegato è il risultato della divisione della distanza in km tra Proxima Centauri e il Sole con la velocità media dello Shuttle moltiplicata per le ore complessive di un anno:
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Carte celesti

Voci correlate

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