Corpo celeste di grandi dimensioni, composto di gas caldo, che emette radiazione elettromagnetica per effetto delle reazioni nucleari che avvengono al suo interno. La stella più vicina al nostro pianeta è il Sole. Con la sola eccezione di quest'ultimo, le stelle sembrano fisse sulla sfera celeste; in realtà esse si muovono molto velocemente, ma le loro distanze sono così grandi che, se non si ricorre a potenti strumenti d'osservazione, i cambiamenti di posizione possono essere rilevati solo dopo tempi dell'ordine dei secoli.
Dalla Terra sono teoricamente visibili a occhio nudo circa 7000 stelle, equamente divise nei due emisferi celesti. Tuttavia, a causa dell'assorbimento atmosferico e della debole luce del fondo cielo, se ne riescono a vedere circa 2000. Gli astronomi hanno calcolato che la Via Lattea contiene circa cento miliardi di stelle, sebbene nel cielo notturno siano visibili solo quelle che giacciono nei pressi del sistema solare.
La nascita delle prime stelle è sicuramente riconducibile a quella dell'intero universo, configurabile nella teoria, attualmente la più accreditata, del Big-Bang.
Le stelle si sono formate, e continuano a formarsi, a partire da materiale interstellare, ricco di polveri e gas, che vaga per lo spazio galattico.
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Spesso esso si addensa in fitte nubi, come quelle che occupano il piano equatoriale della galassia, così che al loro interno la materia inizierà a raggrupparsi, per effetto delle reciproche interazioni gravitazionali fra le particelle, in agglomerati, detti comunemente globuli di Book, dei veri e propri embrioni stellari. Ognuno di questi a sua volta accumulerà sempre più materia, in modo tale da far crescere anche le forze gravitazionali, che di conseguenza contrarranno sempre più gli strati interni facendone aumentare la temperatura e la densità.
Quando la temperatura avrà raggiunto i dieci milioni di gradi, si innescheranno allora le reazioni termonucleari, che provocando una pressione interna capace di controbilanciare la contrazione, creeranno uno stato di equilibrio con l'avvio del processo di nucleosintesi stellare, nel quale l'idrogeno si fonde in elio con conseguente produzione di enormi quantità di energia.
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Tutto questo avviene nell'arco di milioni di anni, in maniera più o meno veloce a seconda della massa iniziale della nube, sino ad arrivare ad un punto, definito sequenza principale, la fase di maggior attività di ogni stella, che durerà per un tempo dipendente dalla quantità di materia. Infatti, tanto più sarà la massa stellare, di altrettanto la stella brillerà di splendore, bruciando però più velocemente le proprie risorse energetiche. Di conseguenza le stelle massiccie avranno una vita inferiore rispetto a quelle di dimensioni minori.
A questo punto inizia inoltre un meccanismo di autoregolazione dell'attività stellare, che permette ad ogni stella di dosare le proprie risorse energetiche. In pratica ad ogni abbassamento di temperatura, corrisponderà una contrazione del corpo stellare, e quindi un riscaldamento, viceversa ad ogni aumento di essa corrisponderà invece una dilatazione, e perciò un raffreddamento.
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Successivamente, quando il combustibile nucleare inizierà ad esaurirsi, ossia quando tutto l'idrogeno si sarà tramutato in elio, il nucleo centrale della stella non riuscirà più a produrre quella quantità di energia necessaria a contrastare le forze gravitazionali, che così torneranno a contrarre l'astro. I conseguenti aumenti di temperatura, riscaldando gli strati adiacenti al nucleo, causeranno l'espansione degli strati gassosi esterni, che liberi ormai da vincoli gravitazionali, si estenderanno per centinaia di milioni di km (gigante rossa).
Per le fasi successive gli studiosi pensano che il nucleo stellare continui a contrarsi dando fondo a tutte le risorse energetiche. Gli ultimi elementi fonderanno allora in altri sempre più pesanti (idrogeno, elio, carbonio, ecc...), sino a raggiungere uno stato di squilibrio dove, a seconda delle dimensioni della stella, essa evolve in differenti maniere. Facendo infatti riferimento ad una massa pari a quella del Sole, abbiamo che le stelle concludono la loro vita in:
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- Nana bianca, lo stadio finale di quelle con massa fino ad 1,4 masse solari. In essa praticamente, dopo l'espulsione degli strati esterni, rimarrà un involucro gassoso in espansione che creerà una nebulosa planetaria, al centro della quale vi sarà il nucleo stellare che, essendo composto da materia degenerata per le intense forze gravitazionali, non irradierà più energia, raffreddandosi quindi in maniera molto lenta sino a diventare una nana nera.
- Stella di neutroni, se la massa è compresa fra 1,4 masse solari fino ad un valore di 2-3 volte tanto. In questo caso il corpo stellare, passando per una fase di supernova, espanderà gli strati esterni espellendo più o meno violentemente la materia che creerà poi un involucro gassoso in rapida espansione. Il nucleo invece, diminuendo le proprie dimensioni, aumenterà allo stesso tempo la densità, così da risultare alla fine una sfera estremamente compatta (con un diametro di una decina di km), che per effetto delle grandi forze risultanti e dell'intenso campo magnetico, inizierà a girare vorticosamente attorno al proprio asse emettendo particolari impulsi sotto forma di onde radio (pulsar). La composizione della materia subirà inoltre cambiamenti radicali mutando tutti i propri elettroni e protoni in neutroni.
- Buco nero, quando la massa ammonta ad oltre 3 volte quella del Sole. In questo caso la stella inizia a contrarsi per effetto delle grandi forze gravitazionali, ed in maniera molto più massiccia, che non nelle stelle di dimensioni minori. La densità crescerà allora all'infinito dando inizio ad una fase di contrazione, che nemmeno la degenerazione della materia riuscirà ad arrestare, mentre di pari passo aumenteranno le sue capacità attrattive, sino ad impedire persino alla luce di sfuggire.
Analizzando la luce stellare si può vedere come questa attraversando un prisma venga rifratta nello spettro, ossia nell'insieme delle componenti della luce di diversa lunghezza d'onda, le quali forniscono praticamente delle informazioni riguardo alla struttura ed alla composizione delle stelle.
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[align=center]CLASSIFICAZIONE SPETTRALE[/align]
Come criterio di classificazione si usano allora le caratteristiche spettrali, e quindi la temperatura ed il colore, che portarono alla prima suddivisione delle stelle, ad opera di A. Secchi, in 4 gruppi fondamentali. Successivamente agli inizi del '900 fù introdotto invece un nuovo sistema con la creazione di 6 gruppi principali (tipi o classi spettrali), indicati da lettere dell'alfabeto. Esistendo tuttavia delle stelle che presentano delle caratteristiche che ne impediscono la piena classificazione nelle classi precedenti, sono state create delle ulteriori 10 sottoclassi che vengono indicate con i numeri da 0 a 9.
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- Classe 0: Comprende stelle il cui spettro contiene essenzialmente le righe dell'elio, dell'ossigeno e dell'azoto (oltre che dell'idrogeno). Tali stelle, le più calde in assoluto, appaiono di colore blu e vantano temperature superficiali di 20.000-40.000 K.
- Classe B: In questo gruppo le righe dell'elio raggiungono la massima intensità nel tipo B2 e si indeboliscono progressivamente nei tipi successivi. L'intensità delle righe dell'idrogeno aumenta progressivamente con il procedere dei tipi. Appartengono a questa classe stelle di colore bianco-azzurro e di temperatura superficiale pari a circa 15.000 K.
- Classe A: Comprende le cosiddette stelle a idrogeno, il cui spettro è dominato dalle righe di assorbimento di questo elemento. Tali stelle appaiono di colore bianco e hanno temperature di circa 9000 K.
-Classe F: Comprende stelle nelle quali sono particolarmente intense le righe H e K del calcio e le linee caratteristiche dell'idrogeno. Il loro colore è bianco-giallo e la temperatura superficiale circa 7000 K.
- Classe G: Comprende stelle con righe H e K del calcio molto evidenti e linee dell'idrogeno meno intense; sono presenti nello spettro anche le righe di alcuni metalli, e in particolare del ferro. Per queste stelle la temperatura superficiale si aggira intorno ai 5500 K e il colore è giallo. Poiché il Sole appartiene a questo gruppo, le stelle di classe G sono spesso dette stelle di tipo solare.
- Classe K: Comprende stelle con intense righe del calcio e di altri metalli e luce violetta meno intensa che nelle classi precedenti. La temperatura superficiale tipica di questa classe è di circa 4000 K, il colore è giallo-arancione.
- Classe M: Gli spettri di questa classe sono dominati da bande dovute alla presenza di molecole di ossidi di metalli, in particolare dell'ossido di titanio. L'estremo violetto dello spettro è meno intenso di quello delle stelle K. Appartengono a questa classe stelle di colore rosso e temperatura superficiale relativamente bassa, pari a circa 3000 K.
Le caratteristiche stellari sono state sintetizzate inoltre in un grafico da due scienziati, che da loro prende il nome di diagramma di Hertzsprung-Russel. In esso, inserendo sull'asse delle ordinate i dati relativi alla magnitudine assoluta, e su quello delle ascisse quelli relativi alla temperatura, si notano cinque gruppi che contraddistinguono le varie tappe dell'evoluzione stellare: supergiganti, giganti, nane bianche, nane rosse ed infine la sequenza principale, che comprende il numero più alto di corpi stellari, compreso il Sole.
[align=center]STELLE DOPPIE (BINARIE)[/align]
Anche le stelle, come i pianeti e tutti gli altri corpi celesti, sono soggette alla legge di gravitazione universale, e perciò due (o più nei casi di sistemi stellari multipli) di esse possono attrarsi e muoversi, secondo orbite ellittiche, attorno ad un comune centro di massa. Generalmente sono di tre tipi:
- ad Eclissi, quando a seconda dell'inclinazione del loro piano orbitale rispetto alla linea di visuale dalla Terra, danno vita a periodici fenomeni di occultazione che si riflettono sulla luminosità complessiva del sistema;
- spettroscopiche, se a causa della distanza che li separa dalla Terra non sono nettamente distinguibili, ed in tal caso saranno rivelate dallo spostamento delle loro righe spettrali dovute all'effetto doppler;
- visuali, quando le due componenti sono risolvibili mediante uno strumento ottico;
- prospettiche, stelle che sono viste vicino solo per un effetto di proiezione, mentre che in realtà si trovano a distanze diverse.
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[align=center]STELLE VARIABILI[/align]
Sono considerate tali, quelle stelle che variano la loro luminosità periodicamente, in maniera più o meno regolare, a causa di variazioni delle caratteristiche geometriche del sistema orbitante (fenomeni di eclissi) o delle proprietà fisiche del corpo stellare (contrazioni e decontrazioni). Delle prime abbiamo già detto, mentre generalmente possiamo notare che le stelle variabili si distinguono in:
- regolari, quando seguono un periodo ben definito secondo il quale variano la propria luminosità (fanno parte di questo gruppo le cefeidi);
- irregolari, se invece, espandendosi e comprimendosi, pulsano in maniera casuale.
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Fra le variabili irregolari vi sono anche quelle stelle che espellono materia causando così un improvviso e breve aumento della loro luminosità. Sono le novae e le supernovae.
Le prime sono quasi sempre doppie strette, ossia stelle orbitanti a breve distanza, che a causa delle reciproche interazioni gravitazionali provocano un flusso continuo di materia da una stella verso l'altra. Il risultato è che ad un certo punto una di esse espellerà tutta la materia acquisita, provocando quindi un temporaneo aumento della luminosità.
Nelle supernovae invece l'evento, ancora più devastante, essendo caratteristico dei corpi stellari di grandi dimensioni, segna la loro stessa fine per autodistruzione. Il nucleo infatti, dopo aver esaurito ormai tutto il combustile, crolla su se stesso per effetto delle immense forze gravitazionali, reagendo con una immane esplosione che causa effetti disastrosi nelle stesse vicinanze della stella. Vengono emesse infatti grandi quantità di radiazioni che provocano un aumento di luminosità di oltre un milione di volte i valori normali.
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