Che cos’è una Stella?

Una stella è un corpo celeste che brilla di luce propria. In astronomia e astrofisica il termine indica uno sferoide luminoso di plasma che genera energia nel proprio nucleo attraverso processi di fusione nucleare; tale energia è irradiata nello spazio sotto forma di radiazione elettromagnetica, flusso di particelle elementari (vento stellare) e neutrini. Buona parte degli elementi chimici più pesanti dell’idrogeno e dell’elio (i più abbondanti nell’Universo) vengono sintetizzati nei nuclei delle stelle tramite il processo di nucleosintesi.

Il Sole, la nostra Stella

La stella più vicina alla Terra è il Sole, sorgente di gran parte dell’energia del nostro pianeta. Le altre stelle, ad eccezione di alcune supernove, sono visibili solamente durante la notte come dei puntini luminosi, che appaiono tremolanti a causa degli effetti distorsivi (seeing) operati dall’atmosfera terrestre.

Nane bianche, nane brune, giganti

Le stelle sono oggetti dotati di una massa considerevole, compresa tra 0,08 e 150–200 masse solari (M_☉). Gli oggetti con una massa inferiore a 0,08 M_☉ sono detti nane brune, corpi a metà strada tra stelle e pianeti che non producono energia tramite la fusione nucleare, mentre non sembrano esistere, almeno apparentemente, stelle di massa superiore a 200 M_☉, per via del limite di Eddington. Sono variabili anche le dimensioni, comprese tra i pochi km delle stelle degeneri e i miliardi di km delle supergiganti e ipergiganti, e le luminosità, comprese tra 10⁻⁴ e 10⁶ – 10⁷ luminosità solari (L_☉).

Le stelle si presentano, oltre che singolarmente, anche in sistemi costituiti da due (stelle binarie) o più componenti (sistemi multipli), legate dalla forza di gravità. Un buon numero di stelle convive in associazioni o ammassi stellari (suddivisi in aperti e globulari), a loro volta raggruppati, insieme a stelle singole e nubi di gas e polveri, in addensamenti ancora più estesi, che prendono il nome di galassie. Numerose stelle possiedono inoltre uno stuolo più o meno ampio di pianeti.

La regola dice ” quanto più debole è la stella, tanto maggiore è il numero esprimente la grandezza”, così le stelle di terza grandezza sono più deboli di quelle di seconda grandezza e le stelle di prima grandezza sono cento volte più luminose di quelle più deboli visibili senza telescopio (sesta grandezza). Il sistema solare o galassia contiene oltre 100 miliardi di stelle. Alcune più piccole e meno luminose del Sole, altre, come le nane bianche, non più grandi della Terra; ma ve ne sono alcune di gigantesche, come Betelguese, il cui diametro è maggiore di quello dell’orbita della Terra intorno al Sole.

Astronomia della Stella

La prima misurazione diretta della distanza di una stella da terra risale all 1838 per opera del tedesco Friedrich Bessel; egli, servendosi del metodo della parallasse, quantificò la distanza del sistema binario 61 Cygni, ottenendo come risultato un valore di 11,4 anni luce. Le misurazioni effettuate con tale metodo dimostrarono la grande distanza che intercorre tra una stella e l’altra.

Joseph von Fraunhofer e Angelo Secchi furono i pionieri della spettroscopia stellare. I due astronomi, confrontando gli spettri di alcune stelle (tra cui Sirio) con quello del Sole, notarono delle differenze nello spessore e nel numero delle loro linee di assorbimento.

Nel corso del Novecento da Annie J. Cannon sviluppò lo schema classificativo attualmente utilizzato.

Le osservazioni dei sistemi binari crebbero di importanza durante il XIX secolo. Bessel osservò nel 1834 delle irregolarità e delle deviazioni nel moto proprio della stella Sirio, che imputò a una compagna invisibile individuata tempo dopo nella nana bianca Sirio B. Edward Pickering scoprì la prima binaria spettroscopica nel 1899, quando osservò che le linee spettrali della stella Mizar (ζ Ursae Majoris) mostravano degli spostamenti regolari in un periodo di 104 giorni. Contemporaneamente le osservazioni dettagliate, condotte su molte stelle binarie da astronomi quali Wilhelm von Struve e Sherburne Wesley Burnham, permisero di determinare le masse delle stelle a partire dai loro parametri orbitali.

I progressi del XX secolo

Il XX secolo vide grandi progressi nello studio scientifico delle stelle. Karl Schwarzschild diede un valido aiuto grazie alla fotografia. Egli scoprì che il colore di una stella (e dunque la sua temperatura effettiva) potevano essere determinati confrontando la magnitudine rilevata dall’osservazione e quella dalla fotografia. Lo sviluppo della fotometria fotoelettrica consentì delle misurazioni molto precise della magnitudine in molteplici lunghezze d’onda. Nel 1921 Albert A. Michelson eseguì la prima misurazione di un diametro stellare tramite l’utilizzo di un interferometro montato sul telescopio Hooker dell’osservatorio di Monte Wilson.

Diagramma Hertzsprung-Russell

Un importante lavoro dal punto di vista concettuale sulle basi fisiche delle stelle venne svolto nei primi decenni del secolo scorso, grazie anche all’invenzione nel 1913, da parte di Ejnar Hertzsprung e, indipendentemente, Henry Norris Russell, del diagramma H-R. In seguito furono sviluppati dei modelli per spiegare le dinamiche interne e l’evoluzione delle stelle. Intanto i progressi conseguiti dalla fisica quantistica consentirono di spiegare con successo le particolarità degli spettri stellari; ciò ha permesso di conoscere e determinare con una certa accuratezza la composizione chimica delle atmosfere stellari.

I progressi hanno consentito agli astronomi di osservare le singole stelle anche in altre galassie del Gruppo Locale, l’ammasso cui appartiene la nostra Via Lattea.

Recentemente è stato possibile osservare alcune stelle distinte, per lo più variabili Cefeidi, anche in M100, una galassia che fa parte dell’Ammasso della Vergine, posta a circa 100 milioni di anni luce dalla Terra.

Al momento non è stato possibile osservare né ammassi stellari né tanto meno singole stelle oltre il Superammasso Locale.

L’unica eccezione è stata la debole immagine di un vasto superammasso stellare, contenente centinaia di migliaia di stelle, posto in una galassia distante un miliardo di anni luce dalla Terra.

Dieci volte la distanza dell’ammasso stellare più lontano sino a ora osservato.

Scoperte recenti

A partire dai primi anni novanta sono stati scoperti, in orbita attorno a un cospicuo numero di stelle, numerosi pianeti extrasolari; il primo sistema planetario extrasolare fu scoperto nel 1992 in orbita alla pulsar PSR B1257+12 e consta di tre pianeti, più una probabile cometa. In seguito si sono registrate numerose altre scoperte che hanno portato a più di 3200 il numero dei pianeti extrasolari attualmente confermati.

Unità di misura di una Stella

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 × 1030 kg
Luminosità solare:	L☉ = 3,827 × 1026 W
Raggio solare:	R☉ = 6,960 × 108 m

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