Caratteristiche di una Stella

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. Tutti questi parametri, associati, possono permettere di calcolare l’età della stella.

Età di una Stella

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.

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. 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.

Composizione chimica

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.

Ferro nell’atmosfera stellare

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.

La stella col minor contenuto di ferro mai misurato è la gigante rossa SMSS J160540.18-144323.1, con appena 1/1500000 del contenuto ferroso del Sole. Alcune stelle, dette stelle peculiari, mostrano nel proprio spettro un’insolita abbondanza di metalli, specialmente cromo e lantanidi (le cosiddette terre rare).

La metallicità influenza inoltre la durata della sequenza principale, l’intensità del campo magnetico e del vento stellare. 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.

Dimensioni apparenti e reali di una Stella

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.

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

Dimensioni angolari della Stella

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.

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 Betelgeuse (α Orionis) è 630 volte quello del Sole; tali stelle possiedono tuttavia densità decisamente inferiori a quella del nostro Sole, tanto che la loro atmosfera è assimilabile a un vuoto spinto. 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.

Massa

Le stelle sono oggetti dotati di una massa considerevole, compresa tra 1,5913 × 10²⁹ e 3,9782 × 10³² kg; in unità solari, da 0,08 a 150–200 masse solari (M_☉).

Una delle stelle più massicce conosciute è l’ipergigante LBV Eta Carinae, 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. 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.

La ragione di questo limite non è ancora nota; gli astronomi tuttavia ritengono che ciò sia dovuto in buona parte alla metallicità dell’astro.

Dopo il Big Bang

Le prime stelle, formatesi qualche centinaia di migliaia di anni dopo il Big Bang, dovevano possedere delle masse ancora maggiori 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. 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.

Una particolare tipologia di oggetti, che prende il nome di nane brune, costituisce l’anello di congiunzione tra le stelle nane e i 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.

Moti spaziali della Stella

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.

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.

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

Campo magnetico

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 e i flare.

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.

Rotazione

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.

Tale velocità di rotazione è di poco inferiore alla velocità critica di 300 km/s, raggiunta la quale la stella arriverebbe a frantumarsi; 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.

Stelle degeneri

Le stelle degeneri hanno una massa elevata ed estremamente densa. Questo 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. 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. La velocità di rotazione di una pulsar è però destinata a diminuire nel corso del tempo, a causa della continua emissione di radiazioni.

Temperatura

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. Esso è associato alla temperatura effettiva, cioè 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.

Temperatura superficiale e magnitudine assoluta sono utilizzate nella classificazione stellare.

Le stelle più massicce hanno temperature superficiali molto elevate, che possono arrivare fino a 50 000 K. Quelle 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.  Esse appaiono molto luminose poiché la loro superficie radiante possiede un’area estremamente vasta.