Come è fatta una stella

Quando il cielo è sereno e la notte quindi appare limpida si possono osservare oltre 2000 stelle ad occhio nudo; esse mutano con le stagioni e il loro numero nel corso dell'anno aumenta quindi fino a circa 6000. Molti pensano che nella sola nostra Galassia vi siano miliardi di stelle lontanissime l'una dall'altra. Se, ad esempio, il Sole fosse grande come un semplice punto, la stella più vicina, rappresentata da un altro punto, sarebbe situata a circa 16 km di distanza. Il Sole è posto a circa 150 milioni di km, cioè a 4,3 anni/luce dalla Terra, mentre la stella più lucente, Sirio, si trova a 8,7 anni luce. Vi sono poi stelle che si trovano addirittura a milioni di anni/luce da noi. La luce delle stelle viene prodotta da reazioni nucleari, come in una bomba ad idrogeno terrestre. Nel corpo della stella, pertanto, gli atomi di idrogeno si trasformano in atomi di elio ed energia. Nella maggior parte delle stelle il 10% circa della massa si muta in energia che porta la temperatura dell'interno dell'astro a milioni di gradi, mentre in superficie essa può variare da 3000 a più di 30.000 °C.

Le stelle hanno molte proprietà, che in parte servono alla loro classificazione. Vediamo le principali. Una delle più importanti è la luminosità: talora le stelle possono brillare fino a 600.000 volte più del Sole; di contro alcune di esse hanno una luminosità che appare 550.000 volte più debole del Sole. La luminosità di una stella dipende ovviamente dalla sua distanza dalla Terra. Un altro parametro rilevante riguarda le dimensioni della stella che in genere appare minuscola, poiché questi astri sono molto lontani. Le dimensioni quindi non possono essere misurate direttamente; a titolo di esempio si può citare la stella Antares, il cui diametro è 390 volte quello del Sole, una stella di medie dimensioni, dunque, mentre le stelle più piccole sono dette nane bianche. La densità di una stella è molto variabile trattandosi di una massa di gas che si trova in condizioni

ben diverse da quelle presenti abitualmente sulla Terra. Poiché questa densità si riferisce all'aria (= 1), la già ricordata stella Antares presenta un valore 2000 volte superiore, mentre le stelle più comuni sono dense quanto il Sole e non mancano, come le cosiddette nane bianche, quelle ancora più dense. Il colore delle stelle è molto importante ed esso va dall'azzurro chiaro luminoso al rosso scuro. Il colore è in funzione della temperatura dell'astro e rappresenta un elemento molto importante per la classificazione. Lo splendore di una stella viene definito grandezza e le più luminose sono dette di grandezza 0, seguono poi quelle di grandezza 1, 2, 3, 4, 5, 6. Quest'ultime sono appena visibili ad occhio nudo, mentre con il telescopio si riesce a vedere stelle aventi grandezza fino a circa 20. La dimensione di una stella è in funzione di due parametri molto importanti: la luminosità effettiva (che rappresenta la grandezza assoluta) e la distanza. L'Alfa Centauri, ad esempio, appare molto luminosa perché è vicina mentre la stella Rigel è luminosissima pur essendo molto lontana. Le stelle si spostano a varie velocità: da 20 km/sec del Sole che si sposta verso la costellazione di Ercole, a 135 kmlsec di Asturia. La classificazione delle stelle è fatta in base alloro spettro, che a sua volta è in funzione della temperatura e dell'atmosfera dell'astro. Per spettro si intende quella striscia colorata che appare se la luce del Sole attraversa un prisma, per cui i suoi raggi vengono rifratti dando in sostanza i colori dell'arcobaleno. Nello spettro i colori vanno dal rosso, che rappresenta il raggio meno rifratto, al violetto che è il più rifratto, attraverso l'arancione, il giallo, il verde e il blu. Dagli spettri si possono classificare il 99% di stelle che sono riunite in sette gruppi, definiti O, B, A, F, G, K, M, che a loro volta possono dar luogo a sottogruppi.

Quelle stelle che non sono classificabili in questo modo sono riferite ad altri gruppi detti W, R, N, S. Vi sono inoltre stelle doppie, triple e variabili. Alle prime appartiene circa un terzo, visibile in genere col telescopio che permette di osservare l'astro sdoppiato. Talora si possono avere stelle con più componenti, come Castore, ad esempio, la cui costituzione è data da tre stelle doppie.. Le stelle variabili hanno una luminosità che cambia fino ad arrivare all'esplosione: è il caso delle novae, stelle bianche dense la cui luce aumenta rapidamente e fino a raggiungere oltre 100.000 volte il valore iniziale. In seguito esse decrescono. Vi sono infme stelle rosse giganti o supergiganti la cui grandezza può variare da 4 a l0 volte e ciò avviene durante particolari periodi che possono durare da qualche mese a due anni. La posizione di una stella nella sequenza principale appare in funzione della sua massa. Le stelle che hanno forte luminosità e alta temperatura si trovano nel diagramma H-R in alto e a destra, le altre all'opposto giacciono in basso e a sinistra . La scala temporale dipende dalla massa della stella, poiché il ritmo di consumo del combustibile nucleare è all'incirca proporzionale al cubo della massa stellare. Gli astri aventi una massa maggiore di quella

del Sole bruciano il proprio combustibile con un ritmo minore per cui la durata della vita di una stella cambia con la massa. Un esempio può chiarire meglio questo fenomeno: una stella avente massa l0 volte superiore a quella del Sole consuma il suo combustibile mille volte più rapidamente del Sole; ne deriva che la sua vita media è di soli l0 milioni di anni circa. Il 90% delle stelle stazionarie si trova più o meno entro la sequenza principale. La trasformazione di idrogeno in elio avviene al centro, dove la temperatura è più elevata. Quando il 10% di idrogeno presente nella stella di massa solare è stato convertito in elio, la stella muta aspetto. Il nucleo di elio si contrae e l'idrogeno che lo circonda continua ad essere usato come combustibile. La regione esterna dell'astro si espande in modo che il suo raggio complessivo aumenta anche di 100 volte rispetto a quello iniziale. Con esso aumenta la luminosità. Segue un'esplosione che fa abbassare la temperatura in superficie: la stella diventa rossa, spostandosi nella regione delle giganti o supergiganti, in alto a destra del diagramma H-R. Il destino del Sole è quindi di diventare una gigante rossa e si stima che ciò avverrà nel 5.000.000.0000 anno d.C. Il passaggio della stella dalla sequenza principale alla regione delle giganti rosse è rapido e quindi di difficile osservazione. La fase di gigante rossa dura finché l'idrogeno dello strato esterno al nucleo non è del tutto esaurito e per le stelle di massa solare ciò può avvenire in 100 milioni di anni. Quando la stella è nella fase di gigante rossa, essa ha una temperatura superficiale bassa, mentre la sua luminosità è più alta e l'atmosfera molto estesa. La bassa temperatura superficiale si aggira sui 2000 °C, il che avviene con fuga di gas che a loro volta producono molecole e particelle solide che concorrono a riempire lo spazio interstellare. Da quanto esposto, appare chiaro che la sorte di una stella è legata alla sua massa. Se questa è simile alla massa solare, l'astro inevitabilmente si trasforma in nana bianca, mentre le stelle aventi una massa superiore di l0 volte a quella solare sarebbero destinate ad esplodere come supernove. Questo ultimo fenomeno avviene in media 2-3 volte ogni secolo e per ogni galassia. Tra le stelle variabili, che hanno però una luminosità costante, si trovano le novae le quali esplodono improvvisamente, a seguito di una forte reazione nucleare. I loro involucri superficiali vengono proiettati nello spazio; così la luminosità della stella aumenta fino a fare della nova uno degli astri più luminosi del cielo. Quando la parte espulsa si disperde nello spazio, la stella ritorna allo stato iniziale oppure si trasforma in un corpo celeste a temperatura e densità più elevate. Se il fenomeno di esplosione è particolarmente violento l'astro prende il nome di supemova. Le nane bianche sono stelle aventi le dimensioni del Sole. Esse hanno bruciato praticamente tutto l'idrogeno disponibile e hanno subìto un collasso gravitazionale. Dopo questo collasso gli atomi delle nane bianche sono talmentè ammassati che poco più di due centimetri cubici della loro materia peserebbe sulla Terra oltre l0 t. Le nane bianche sono stelle morenti che risplendono a causa dell'intenso calore generato dalla pressione avvenuta dopo il collasso. Il loro colore non è affatto bianco, ma varia dal giallo al rosso e mentre vanno morendo si trasformano in nane brune o nere. Una delle stelle più vecchie è la nana bianca Stella di Van Maonen che avrebbe cessato le sue reazioni nucleari 4-5 miliardi di anni fa circa nello stesso momento in cui il Sole iniziava a risplendere. Le nane brune sono state predette dalla teoria, ma non sono mai state osservate. Forse il telescopio spaziale Hubble potrà dire qualcosa al riguardo. Si ritiene che queste stelle abbiano una massa insufficiente per innescare una fusione nucleare. L'universo potrebbe essere pieno di questi astri che emettono soltanto una radiazione nell'infrarosso a causa della grande dissipazione di calore. Alcuni astronomi ritengono che Giove non sia altro che una nana bruna, in quanto il pianeta irradia un calore doppio di quello che riceve dal Sole. Quando una stella esaurisce il proprio combustibile nucleare esplode e la materia viene proiettata nello spazio interstellare; ciò, nel corso di decine di miliardi di anni, porta alla formazione di grandi nubi di gas e di polvere da cui nascono poi nuove stelle. La Terra, ad esempio, è il frutto di stelle che non esistono più.