La stella più vicina allaTerraè ilSole,sorgente di gran parte dell'energia del nostro pianeta. Le altre stelle, ad eccezione di alcunesupernove,[N 1]sono visibili solamente durante la notte[N 2]come punti luminosi tremolanti, a causa degli effetti distorsivi (seeing) prodotti dall'atmosfera terrestre.[3]
Le stelle sono dotate di unamassacompresa tra 0,08 e 150–200masse solari(M☉). Quelle con massa inferiore a 0,08 M☉sono dettenane brune,oggetti a metà strada tra stelle epianetiche non producono energia tramite la fusione nucleare; non sembrano esistere, per quanto finora osservato, stelle di massa superiore a 200 M☉,confermando illimite di Eddington.[4]Tuttavia, ulteriori studi hanno evidenziato l'esistenza di stelle ancora più massicce, come ad esempioBAT99-98di 226 masse solari,[5]che si stima ne contasse alla nascita 250; e ancheBAT 99-116,con una massa calcolata in 390 masse solari.[5]Vi è però la possibilità che tali stelle molto massicce possano esserestelle binarie.Oltre che la massa, nelle stelle sono variabili anche le dimensioni, comprese tra i pochi chilometri dellestelle degenerie i miliardi di km dellesupergigantieipergiganti.Le luminosità sono comprese tra 10−4e 106- 107luminosità solari(L☉).
Le stelle sono divise in classi dimagnitudineo grandezza apparente, secondo la regola per cui quanto più debole è la luminosità percepita, tanto maggiore è il numero che esprime 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). LaVia Lattea,la nostra galassia, contiene oltre 100 miliardi di stelle di vario tipo: più piccole e meno luminose del Sole, non più grandi della Terra, come lenane bianche,e alcune gigantesche, comeBetelgeuse,il cui diametro è maggiore di quello dell'orbita terrestre.
Nel corso della storia il cielo stellato è stato fonte di ispirazione per numerosi filosofi, poeti, scrittori e musicisti, che in diversi casi si sono interessati direttamente allo studio dell'astronomia.[9]
Parte dellaCintura di Goulde delle stelle di una vicina regione di formazione stellare formano il gruppo di astri conosciuti in tutto il mondo col nome dicostellazione di Orione.
La stella maggiormente visibile dal nostro pianeta, nonché la più vicina in assoluto, è ilSole:esso occupa la parte centrale del nostrosistema solaree si trova a una distanza media di 150 milioni di km dallaTerra;la sua vicinanza fa sì che sul nostro pianeta arrivi una quantità di luce tale che, nell'emisferoin cui esso è visibile, le altre stelle sono oscurate.[10]Se guardato direttamente, peggio se con una lente, un binocolo o un telescopio senza filtro oscurante di protezione, il Sole causa danni permanenti allavista.[11]In generale tuttavia, quando ci si riferisce al termine "stella" si pensa a tutti gli altri corpi celesti che hanno caratteristiche simili al Sole, ma che si trovano più lontane; in particolare, si pensa ai punti luminosi di vari colori che popolano un cielo notturno le cui condizioni atmosferiche sono ottimali, ossia senza nubi né foschia o inquinamento luminoso.
Le stelle non appaiono tutte della stessa brillantezza, infatti mostrano una vastissima gamma di luminosità; ciò è dovuto principalmente a due fattori. Il più importante è la distanza: le stelle infatti sono distribuite nello spazio in modo irregolare, a causa del loromoto proprio,di eventi esterni a esse che ne possono alterare la distribuzione come le esplosioni disupernove,della loro stessa origine all'interno dinubi molecolarie, in grande scala, della morfologia e delle dinamiche galattiche. Il secondo, non meno importante, è laluminosità intrinsecadella stella, che dipende dalla suamassa,dalla suatemperatura superficialee dalla suafase evolutiva:una stella di grande massa può essere anche decine di migliaia di volte più luminosa di una stella di piccola massa.[12]A titolo di esempio, basta pensare che la stella più vicina a noi, il sistema diα Centauri,è solo la terza stella più brillante del cielo notturno, mentreSirio,che sta a oltre il doppio della distanza, è la più brillante;[12]
la seconda stella più luminosa del cielo è inveceCanopo,una stellasupergigante giallacirca settanta volte più distante di α Centauri ma almeno 20 000 volte più luminosa.[13]
Aocchio nudoè possibile scorgere, in una notte con condizioni atmosferiche ottimali, fino a 3000-4000 stelle, a seconda del luogo e del periodo di osservazione; le aree di cielo con la densità maggiore di stelle visibili sono quelle in prossimità della scia luminosa dellaVia Lattea,dove la linea di vista incrocia più stelle. In generale, dall'emisfero borealei cieli più ricchi di stelle sono quelli invernali, mentre quelli estivi, nonostante sia visibile ilcentro della Via Lattea,sono leggermente meno ricchi; inoltre, i cieli più ricchi di stelle in assoluto sono quelli dell'emisfero australe,e in particolare le sue notti estive.[14]Sarebbe logico invece pensare che in direzione del centro galattico siano visibili, anche a occhio nudo, molte più stelle rispetto alla direzione opposta; questo paradosso apparente è dovuto a tre fattori principali: il primo è legato alla morfologia del braccio di spirale in cui ci troviamo, che presenta in direzione opposta al centro galattico e nella direzione dell'emisfero australe una grande struttura ad arco di stelle giovani, chiamataCintura di Gould,composta da centinaia di stelle luminose;[15]il secondo fattore riguarda la nostra posizione, sul bordo interno delBraccio di Orione,pertanto la gran parte del nostro braccio di spirale ospitante è visibile in direzione opposta al centro galattico, mentre il braccio più vicino in direzione interna,quello del Sagittario,dista alcune migliaia di anni luce, per cui la distanza delle sue stelle è notevolmente superiore a quelle del nostro braccio di spirale.[16]Terzo fattore è la presenza, nel tratto di cielo visibile dall'emisfero nord, di enormi banchi dinebulose oscurerelativamente vicini a noi, che occultano legrandi regioni di formazione stellaredel nostro braccio di spirale come ilComplesso di Cefeoedel Cigno.[17][18]
La storia dell'osservazione stellare ha un'estensione vastissima, datata sin dall'origine dell'uomo.Il desiderio di conoscenza ha sempre incentivato gli studi astronomici sia per motivazioni religiose o divinatorie, sia per la previsione degli eventi; agli inizi l'astronomia coincideva con l'astrologia,rappresentando allo stesso tempo uno strumento di conoscenza e potere; solo dopo l'avvento delmetodo scientificosi è giunti a una netta separazione tra queste due discipline.
L'uomo,fin dalle sue origini, ha sentito la necessità di ricercare nellavolta celestedelle possibili correlazioni tra le proprie vicende e ifenomeni cosmici.Da questa ancestrale esigenza e dalla fantasia e creatività tipiche dell'essere umano nacquero lecostellazioni,[19]che rispondevano a una serie di requisiti sia di tipo pratico siareligioso.
Risalgono alPaleoliticotracce di culti religiosi attribuiti a particolariasterismi,come quello della "Grande Orsa".[20]Studi recenti sostengono che già nelPaleolitico superiore(circa 16 000 anni fa) fosse sviluppato un sistema di venticinque costellazioni.[19]
NelNeolitico,per meglio memorizzare gli astri, vennero attribuiti agli asterismi somiglianze e nomi, non sempreantropomorfi,alludenti ad aspetti ed elementi della vitaagricolaepastorale.[19]
Le prime conoscenze astronomiche dell'uomo preistorico, che riteneva le stelle dei puntini immutabili "incastonati" nellasfera celeste,consistevano essenzialmente nella previsione dei moti del Sole, della Luna e deipianetisullo sfondo dellestelle fisse.[21]Un esempio di questa "protoastronomia" è dato dagli orientamenti, secondo un senso astronomico, dei primi monumenti megalitici, come il famoso complesso diStonehenge,a dimostrare l'antico legame dell'uomo col cielo, ma anche la capacità di compiere precise osservazioni.
Il moto apparente del Sole sullo sfondo dellestelle fissee dell'orizzonte fu utilizzato per redigerecalendari,impiegati per regolare le pratiche agricole.[22]
Il sistema delle costellazioni fu perfezionato nelII millennio a.C.dallaciviltàbabilonese,che diede gli attuali nomi (quasi tutti di origine sumerica) allecostellazioni zodiacalie creò un calendario lunare, incentrato sul susseguirsi dei fenomeni celesti che scandivano il ciclo dellestagioni.[23]Nella zona diBabiloniaè stato rinvenuto un elenco con tutte le costellazioni e glioggetti celestivisibili, che allora erano disposti nelfirmamentonon molto diversamente dalla loro attuale posizione. La civiltàmesopotamicaaveva anche un grande interesse per l'astrologia, allora ritenuta una vera e propria scienza.[23]
La civiltàegiziaaveva delle elevate conoscenze astronomiche: testimonianza ne è il ritrovamento aDenderadella più antica e accurata carta stellare, datata al1534 a.C.[24]Anche iFenici,popolo di navigatori, avevano buone conoscenze astronomiche. Essi si riferivano già all'Orsa Minorecome mezzo di orientamento per la navigazione, e si servivano come indicatore delNorddellaStella Polare,che nel 1500 a.C. doveva essere già molto vicina alPolo Nord celeste.[19]
La moderna scienza astronomica deve molto all'astronomia grecae a quellaromana.48 delle 88 costellazioni moderne furono codificate e catalogate già nelII secolo d.C.dall'astronomoClaudio Tolomeo,ma ancora prima di lui astronomi comeEudosso di Cnido(V-IV secolo a.C.) eIpparco di Nicea(II secolo a.C.) stilaronocataloghi stellarisulla base di quelli prodotti dalle civiltà precedenti da essi stessi studiate.
Lo stesso Ipparco, assistendo fortunosamente allo scoppio di unanovanellacostellazione dello Scorpione,giunse a dubitare dell'immutabilità della sfera celeste. Inoltre egli, avendo notato, dopo attente osservazioni, che la posizione delle costellazioni era mutata rispetto a quanto annotato dagli astronomi precedenti, arrivò a scoprire il fenomeno dellaprecessione degli equinozi,vale a dire il lento ma continuo cambiamento dell'orientamento dell'asse terrestre rispetto alla sfera ideale delle stelle fisse.[19]
Proprio al tempo dei Greci, all'iniziale valenza naturalistica degli asterismi venne assommata una prettamente mitologica: si devono infatti allacultura mitologicadellaGrecia classicai miti e le leggende legati a gran parte delle costellazioni. I Greci assegnarono inoltre i nomi delledivinitàdell'Olimpoad alcune "stelle" particolari, da loro definiteπλανῆται(planētai,vagabondi), che sembravano muoversi rispetto allestelle fisse:si trattava deipianetidelSistema solare.Ne riconobbero però solo cinque, daMercuriofino aSaturno:infatti diUrano,che appare come una debole stella ai limiti della visibilità a occhio nudo in un cielo molto scuro, nessuno registrò mai il moto orbitale;Nettuno,invece, risulta completamente invisibile a occhio nudo. A causa della loro scarsa luminosità, dovuta alla grande distanza, i due pianeti più esterni furono scoperti solo in epoca recente: il primo nel1781,il secondo nel1846.[7]
Ancora in etàromana,le stelle prevalentemente erano considerate delle vere e propriedivinità,come attestato daCicerone.[25]
Durante l'epocamedioevalevi fu un generale periodo di stasi nelle ricerche astronomiche dovuto essenzialmente al fatto che gli astronomicristianipreferirono accettare lacosmologia aristotelico-tolemaica,che risultava in sintonia con gli scrittibiblici,rinunciando persino alle osservazioni. Si distinsero però in questo periodo gli astronomiislamici,riscopritori e grandi estimatori dell'Almagestodi Tolomeo, che diedero nomiarabi,gran parte dei quali ancora oggi usati, a un gran numero di stelle; inventarono inoltre numerosi strumenti astronomici in grado di tenere in conto la posizione degli astri. Nell'XI secolol'astronomoAbū Rayhān al-Bīrūnīdescrisse la nostragalassia,laVia Lattea,come una moltitudine di frammenti dalle proprietà tipiche dellestelle nebulose,calcolando anche lalatitudinedi alcune stelle durante un'eclissi lunareavvenuta nel1019.[26]
Anche gli astronomicinesi,come Ipparco prima di loro, erano consapevoli del fatto che la sfera celeste non fosse immutabile e vi potessero apparire delle stelle mai viste prima: essi assistettero infatti all'esplosione di diversesupernovaein epoca storica, sulle quali redassero ampie e dettagliate relazioni.[27]Una delle più importanti fu quella la cui luce, emessa circa 3000 anni prima di Cristo, raggiunse la Terra il 4 luglio1054:si tratta diSN 1054,esplosa nellacostellazione del Toro,il cui resto è la celebreNebulosa del Granchio(catalogata secoli dopo dal franceseCharles MessiercomeMessier 1 – M1 –).[27][28]
I primi astronomieuropeidell'epoca moderna,comeTycho Brahee il suo allievoJohannes Kepler,arrivarono a dubitare dell'immutabilità dei cieli. Essi infatti individuarono nel cielo notturno alcune stelle mai viste in precedenza, che denominaronostellae novae,ritenendo che fossero stelle di nuova formazione;[29]si trattava in realtà disupernovae,ovvero stelle massicce che concludono la propria esistenza con una catastrofica esplosione.
Nel1584Giordano Bruno,nel suoDe l'infinito universo e mondi,ipotizzò che le stelle fossero come altri soli e che attorno a esse potesseroorbitaredeipianeti,probabilmente anche simili alla Terra.[30]L'idea però non era nuova, dato che in precedenza era stata concepita da alcunifilosofidellaGrecia antica,comeDemocritoedEpicuro;[31]pur inizialmente bollata comeeresia,l'ipotesi guadagnò credibilità nei secoli successivi e raggiunse il consenso generale della comunità astronomica.
William Herschel,lo scopritore deisistemi binari,fu il primo astronomo a tentare di misurare la distribuzione delle stelle nello spazio. Nel1785egli eseguì una serie di misure in seicento direzioni diverse, contando le stelle contenute in ciascuna porzione delcampo visivo.Notò poi che la densità stellare aumentava man mano che ci si avvicinava a una determinata zona del cielo, coincidente colcentro della Via Lattea,nella costellazione delSagittario.Suo figlioJohnripeté poi le misurazioni nell'emisfero meridionale, giungendo alle stesse conclusioni del padre.[33]Herschel senior disegnò poi un diagramma sulla forma della Galassia, considerando però erroneamente il Sole nei pressi del suo centro.
Astronomia stellare nell'Ottocento e nel Novecento
La prima misurazione diretta della distanza di una stella da terra fu operata nel1838dal tedescoFriedrich Bessel;egli, servendosi del metodo dellaparallasse,quantificò la distanza del sistema binario61 Cygni,ottenendo come risultato un valore di 11,4anni luce,tuttora accettato, seppur con maggiori affinazioni. Le misurazioni effettuate con tale metodo dimostrarono la grande distanza che intercorre tra una stella e l'altra.[30]
Leosservazionidei sistemi binari crebbero di importanza durante ilXIX secolo.Il già citato Bessel osservò nel1834delle irregolarità e delle deviazioni nel moto proprio della stella Sirio, che imputò a una compagna invisibile individuata tempo dopo nellanana biancaSirio B.Edward Pickeringscoprì la primabinaria spettroscopicanel1899,quando osservò che le linee spettrali della stellaMizar(ζ Ursae Majoris) mostravano degli spostamenti regolari in un periodo di 104 giorni. Contemporaneamente le osservazioni dettagliate, condotte su molte stelle binarie da astronomi qualiWilhelm von StruveeSherburne Wesley Burnham,permisero di determinare le masse delle stelle a partire dai loroparametri orbitali.La prima soluzione al problema di ricavare l'orbita di unastella binariasulla base delle osservazioni altelescopiofu trovata da Felix Savary nel1827.[36]
Un importante lavoro dal punto di vista concettuale sullebasi fisichedelle stelle venne svolto nei primi decenni del secolo scorso, grazie anche all'invenzione nel1913,da parte diEjnar Hertzsprunge, indipendentemente,Henry Norris Russell,deldiagramma H-R.In seguito furono sviluppati dei modelli per spiegare le dinamiche interne e l'evoluzionedelle stelle, mentre i progressi conseguiti dallafisica quantisticaconsentirono di spiegare con successo le particolarità degli spettri stellari; ciò ha permesso di conoscere e determinare con una certa accuratezza la composizionechimicadelleatmosfere stellari.[38]
I progressi tecnologici dell'osservazione astronomicahanno consentito agli astronomi di osservare le singole stelle anche in altre galassie delGruppo Locale,l'ammassocui appartiene la nostra Via Lattea.[39][40]Recentemente è stato possibile osservare alcune stelle distinte, per lo piùvariabili Cefeidi,[41]anche inM100,una galassia che fa parte dell'Ammasso della Vergine,posta a circa 100 milioni di anni luce dalla Terra.[42]Al momento non è stato possibile osservare néammassi stellariné tanto meno singole stelle oltre ilSuperammasso della Vergine;l'unica eccezione è stata la debole immagine di un vastosuperammasso 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.[43]
La maggior parte delle stelle è identificata da un numero dicatalogo;solo una piccola parte di esse, in genere lepiù luminose,ha un nome vero e proprio che deriva spesso dalla denominazioneoriginale arabao latina dell'astro. Molti di questi nomi sono dovuti ai miti loro associati,[46]alla loro posizione nella costellazione (comeDeneb- α Cygni -, che significala codapoiché corrisponde alla coda delCigno celeste), oppure al particolare periodo o alla particolare posizione in cui esse compaiono nella sfera celeste nel corso dell'anno; un esempio in questo senso è Sirio, il cui nome deriva dalgrecoσείριος(séirios), che significaardente,scottatore.Infatti gli antichi greci associavano la stella al periodo di maggior caldo durante l'estate,lacanicola,poiché dal 24 luglio al 26 agosto l'astro sorge e tramonta con il Sole (levata eliaca).[47]
A partire dalXVII secolosi iniziò a dare alle stelle, in certe regioni del cielo, i nomi delle costellazioni cui appartenevano. L'astronomo tedescoJohann Bayercreò una serie di mappe stellari (raccolte nell'atlanteUranometria) in cui si servì, per denominare le stelle di ciascuna costellazione, delle lettere dell'alfabeto greco(assegnando la letteraαalla più luminosa) seguite dalgenitivodel nome della costellazione inlatino;[7]questo sistema è noto comenomenclatura di Bayer.Tuttavia, poiché le lettere greche sono molto limitate, capita che in talune costellazioni, che contengono un elevato numero di stelle, si rivelino insufficienti; Bayer pensò allora di ricorrere alle lettere minuscole dell'alfabeto latinouna volta esaurite quelle greche.[7]In seguito l'astronomo ingleseJohn Flamsteedinventò un nuovo sistema di nomenclature, denominato in seguitonomenclatura 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 conascensione retta(unacoordinata astronomicaanaloga allalongitudineterrestre) più bassa.[7]A seguito della scoperta delle stelle variabili, si è deciso di assegnare loro unanomenclatura 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 esempioS Doradus,RR Lyraeecc.).[7]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 letteraV(che sta pervariable) seguita da un numero identificativo e dal genitivo latino della costellazione (ad esempioV838 Monocerotis).
In seguito, con il progredire dell'astronomia osservativae 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.[48]
Gran parte dei parametri stellari sono espressi convenzionalmente secondo leunità di misuradelSistema Internazionale,anche se non di rado vengono utilizzate le unità delsistema CGS(ad esempio, la luminosità viene talvolta espressa inergal secondo). Massa, luminosità eraggiosono spesso dati in unità solari, un sistema che tiene conto delle caratteristiche delSole:
Le grandezze maggiori, come il raggio di unastella supergiganteoipergiganteo ilsemiasse maggioredi un sistema binario, sono spesso espresse in termini diunità astronomiche(U.A.), una misura equivalente alla distanza media tra la Terra e il Sole (circa 150 milioni di km).
Schema della classificazione spettrale Morgan-Keenan-Kellman
Laclassificazione stellareè generalmente basata sullatemperatura superficialedelle stelle, che può essere stimata mediante lalegge di Wiena partire dalla loro emissione luminosa. La temperatura superficiale è all'origine del colore dell'astro[51]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; inlingua ingleseè stata coniata una frase per ricordare facilmente questa scala: OhBeA FineGirl,KissMe.Lestelle di tipo O,di colore blu-azzurro, sono le più massicce e luminose, visibili da grandissime distanze, ma anche le più rare; quelle ditipo 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 lenane brune;di grande importanza sono anche i tipi C, R e N, utilizzati per lestelle al carbonio,e W, utilizzato per le caldissime ed evolutestelle 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.[52]Tale classificazione è dettaclassificazione spettrale di Morgan-Keenan-Kellman.
Caratteristiche delle differenti classi spettrali nella sequenza principale[53]
Le stelle possono essere anche suddivise in gruppi in base agli effetti, strettamente dipendenti dalle dimensioni spaziali dell'astro e dalla suagravitàsuperficiale, che la luminosità sortisce sulle linee spettrali. Identificate danumeri romani,le classi di luminosità sono comprese tra la 0 (ipergiganti) e la VII (nane bianche), passando per la III (giganti) e la V (lasequenza principale,che comprende la maggior parte delle stelle, tra cui il Sole); tale classificazione è dettaclassificazione spettrale di Yerkes.[52]
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 dimetallie "var"indica una variabilità nel tipo spettrale.[52]
Le nane bianche godono di una classificazione a parte. Indicate genericamente con la lettera D (che sta per l'inglesedwarf,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.[54]
Il percorso evolutivo di diverse stelle lungo ilDiagramma H-R
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 modellifisico-matematiciche permettano di riprodurre in via teorica le proprietà osservate. Un valido aiuto in questo senso è dato dal diagramma H-R, che pone a confronto laluminositàe latemperatura.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.
Rappresentazione grafica della protostella scoperta nella nube oscuraLDN 1014;ben visibili sono il disco di accrescimento e i getti che si dipartono dai poli della protostella.
Le stelle si formano all'interno dellenubi molecolari,delleregionidi gas ad "alta" densità[N 3]presenti nelmezzo interstellare,costituite essenzialmente da idrogeno, con una quantità di elio del 23–28% e tracce di elementi più pesanti.[55]Le stelle più massicce che si formano al loro interno le illuminano e leionizzano,creando le cosiddetteregioni H II.[56]
La formazione di una stella ha inizio quando una nube molecolare inizia a manifestare fenomeni di instabilità gravitazionale, spesso innescati dalleonde d'urtodi unasupernovao dellacollisione tra due galassie.Non appena si raggiunge una densità dellamateriatale da soddisfare i criteri dell'instabilità di Jeans,la regione inizia acollassaresotto la sua stessa gravità.
Il graduale collasso della nube porta alla formazione di densiagglomerati di gas e polveri oscureal cui interno si forma laprotostella,circondata da undiscoche 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 unanana bruna;[57]se possiede una massa fino a otto masse solari, si forma unastella pre-sequenza principale,spesso circondata da undisco protoplanetario;se la massa è superiore a 8 M☉,la stella raggiunge direttamente la sequenza principale senza passare per questa fase.[58]
Vega(α Lyrae, qui confrontata con ilSole) 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.[59]
In questa fase ogni stella genera unventodiparticellecaricheche provoca una continua fuoriuscita di materia nello spazio, che per gran parte delle stelle risulta irrisoria. Il Sole, ad esempio, perde, nelvento solare,10−14masse solari di materia all'anno,[60]ma le stelle più massicce arrivano a perderne decisamente di più, sino a 10−7– 10−5masse solari all'anno; tale perdita può riflettersi in maniera sostanziale sulla successiva evoluzione dell'astro.[61]
La durata della sequenza principale dipende dalla massa iniziale e dalla luminosità della stella.[59]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).[59]
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.[62]
Schema che rappresenta le dimensioni del Sole nella sequenza principale e nella fase di gigante rossa
Le stelle più piccole, lenane rosse(tra 0,08 e 0,4 masse solari), si riscaldano, divenendo per breve tempo dellestelle azzurre,per poi contrarsi gradualmente innane bianche.[63]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.[64]
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 alsurplusenergetico proveniente dal nucleo e gradualmente si raffreddano, assumendo di conseguenza una colorazione rossastra. La stella, dopo esser passata per la fase instabile disubgigante,si trasforma in una fredda ma brillantegigante rossa.[62][65]Durante questo stadio la stellafondel'elioincarbonioeossigenoe, qualora la massa sia sufficiente (~7-8 M☉), una parte di quest'ultimo in magnesio.[66]Parallela a quella di gigante rossa è lafase di gigante blu,che intercorre come meccanismo di compensazione qualora la velocità delle reazioni nucleari subisca un rallentamento.[6]
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 suoraggiosi estenderà sino quasi a coprire l'attuale distanza che separa la stella dallaTerra(1 UA).[67]
Anche lestelle massicce(con massa superiore a 8 M☉), al termine della sequenza principale, subiscono numerose instabilità, che le portano a espandersi allo stadio disupergigante 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,silicioezolfo,per terminare con ilnichel-56, chedecadeinferro-56. In tali stelle può svolgersi in contemporanea la nucleosintesi di più elementi all'interno di un nucleo pluristratificato.[68]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 dallapressione di radiazionedello strato sottostante, dove le reazioni procedono a un regime più intenso.[64][69]
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 disupergigante blu;l'astro tuttavia, prima di raggiungere questo stadio, passa per la fase disupergigante gialla,caratterizzata da una temperatura e da dimensioni intermedie rispetto alle due fasi.[68]
Le stelle supermassicce (>30 M☉), dopo aver attraversato la fase instabile divariabile blu luminosa,man mano che procedono lungo il loro percorso post-sequenza principale accumulano al loro centro un grande nucleo di ferro inerte; divengono cosìstelle di Wolf-Rayet,oggetti caratterizzati da venti forti e polverosi che provocano una consistente perdita di massa.[70]
Quando una stella è prossima alla fine della propria esistenza, lapressione di radiazionedel nucleo non è più in grado di contrastare lagravitàdeglistrati più esternidell'astro. Di conseguenza il nucleo va incontro a uncollasso,mentre gli strati più esterni vengono espulsi in maniera più o meno violenta; ciò che resta è un oggetto estremamente denso: unastella compatta,costituita damateriain uno stato altamentedegenere.[71]La tipologia di stella compatta che si viene a formare differisce in relazione alla massa iniziale della stella.
Se la stella possedeva originariamente una massa tra 0,08 e 8 M☉si forma unanana bianca,un oggetto dalle dimensioni piuttosto piccole (paragonabili all'incirca a quelle della Terra) con una massa minore o uguale allimite di Chandrasekhar(1,44 M☉).[72]Una nana bianca possiede una temperatura superficiale molto elevata,[63][72]che col tempo tende a diminuire in funzione degliscambi termicicon lospaziocircostante fino a raggiungere, in un lunghissimo lasso di tempo, l'equilibrio termicoe trasformarsi in unanana 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.[72]
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 spettacolarenebulosa planetaria.[63]
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'urtoche si genera provoca la catastrofica esplosione della stella in una brillantissimasupernova di tipo IIo ditipo 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.[73]
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 dettonucleosintesi delle supernovae.[73]L'esplosione della supernova diffonde nello spazio la gran parte dellamateriache costituiva la stella; tale materia forma il cosiddettoresto di supernova,[73]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 unastella di neutroni(che talvolta si manifesta comepulsar); 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),[74]nessuna forza è in grado di contrastare il collasso gravitazionale e il nucleo si contrae fino a raggiungere dimensioni inferiori alraggio di Schwarzschild:si origina unbuco nero stellare.[75]
L'interno di una stella di sequenza principale si trova in una condizione di equilibrio in cui le due forze predominanti, lagravità(orientata in direzione delcentrodella stella) e l'energia termicadellamassadelplasma(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 107K; la combinazione di valori elevati di temperatura e pressione favorisce il processo di fusione dei nuclei di idrogeno in nuclei elio, che sprigiona un'energiasufficiente a contrastare ilcollassocui la stella andrebbe naturalmente incontro.[76]Tale energia è emessa sotto forma dineutriniefotonigamma,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 siaidrostaticosiatermicoed 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. Lazona radiativaè quella regione all'interno della stella in cui il trasferimento dell'energia perirraggiamentoè 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 tipoconvettivo,la regione assume le caratteristiche dizona 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'opacitàalla radiazione superiore allo strato più esterno.[76]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 voltequella solarela 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 ilSole,le due zone sono invertite, ovvero la zona radiativa è adiacente al nucleo.[77]Lenane rossecon una massa inferiore a 0,4 masse solari presentano solamente una zona convettiva che previene l'accumulo di un nucleo di elio.[78]In gran parte delle stelle la zona convettiva tende a variare nel corso del tempo man mano che la stella procede nella suaevoluzionee la sua composizione interna subisce dei cambiamenti.[76]
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 dettafotosferae costituisce la superficie dell'astro. In questa zona il plasma stellare diviene trasparente ai fotoniluminosie permette la propagazione delleradiazioninellospazio.Sulla fotosfera compaiono delle zone più scure causate dall'attività magneticadell'astro: si tratta dellemacchie stellari,che appaiono scure poiché hanno una temperatura inferiore a quella del resto della fotosfera.[77]
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, dettacromosfera,è una debole regione, di colore rosaceo, in cui hanno luogo vari fenomeni come lespiculeo iflare,circondata da una zona di transizione, dall'ampiezza di 100 km, in cui la temperatura cresce enormemente. Al di sopra si trova lacorona,un volume di plasma poco denso a elevatissima temperatura (oltre il milione di kelvin) che si estende nello spazio per diversi milioni di km.[79]L'esistenza della corona sembra dipendere dalla presenza della zona convettiva in prossimità degli strati superficiali della stella.[77]A dispetto dell'altissima temperatura, la corona emette una quantità relativamente piccola di luce e risulta visibile, nel caso del Sole, solo durante leeclissi.
Dalla corona si diparte unvento stellare,costituito da plasma estremamente rarefatto e particelle cariche, che si propaga nello spazio sino a quando non viene a interagire colmezzo interstellare,dando origine, soprattutto nel caso delle stelle massicce, a delle cavità del mezzo interstellare dette "bolle".[80]
Il Sole fotografato dalla sondaSTEREO(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 alcomputersull'evoluzione stellaree lanucleocosmocronologia.[81]
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.
Gran parte delle stelle ha un'età compresa tra 1 e 10 miliardi di anni. Vi sono stelle che però hanno età prossime aquella 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.[84]Studi in banda submillimetrica effettuati con il radiotelescopioALMAhanno evidenziato[85]che le prime stelle si sarebbero formate quando l'universo aveva circa il 2% dell'età attuale.[86]
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 ilnucleodi una stella massiccia sono nettamente superiori a quelle presenti nelle stelle meno massicce; di conseguenza l'idrogeno viene fuso in maniera più "efficiente" tramite ilciclo CNO(anziché secondo lacatena 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 lenanearancionierosse) bruciano il proprio combustibile nucleare molto lentamente arrivando a vivere per decine o centinaia di miliardi di anni.[87][88]
Rappresentazione grafica diHE 1523-0901,la stella più antica conosciuta; la sua metallicità, tra le più basse conosciute ([Fe/H]=-2,95),[84]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, dettimetalli;tra di essi vi sono però alcuni elementi, come l'ossigeno e il carbonio, che dal punto di vistachimiconon sono realmente deimetalli.La quantità di tali elementi nell'atmosfera stellare è dettametallicità([M/H] o, più spesso, [Fe/H]) ed è definita come illogaritmodecimale 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%;[89]tuttavia il margine d'errore della misura rimane relativamente alto.
Le stelle più antiche (dettedi 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 (dettedi 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.[90]
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 suelinee di assorbimentosono piuttosto facili da identificare. La quantità degli elementi pesanti è anche indice della probabile presenza di unsistema planetarioin orbita attorno alla stella.[91]
La stella col minor contenuto di ferro mai misurato è la gigante rossaSMSS J160540.18-144323.1,con appena1/1500000del contenuto ferroso del Sole.[92]Al contrario, la stellaμ Leonisè ricchissima in "metalli", con una metallicità circa il doppio di quella del Sole, mentre14 Herculis,attorno alla quale orbita unpianeta(14 Herculis b), ha una metallicità tre volte superiore.[93]Alcune stelle, dettestelle peculiari,mostrano nel propriospettroun'insolita abbondanza di metalli, specialmentecromoelantanidi(le cosiddetteterre rare).[94]
La metallicità influenza inoltre la durata della sequenza principale, l'intensità delcampo magnetico[95]e del vento stellare.[96]Le vecchie stelle dipopolazione IIhanno 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]
A causa della grande distanza dallaTerra,tutte le stelle, eccetto il Sole, appaiono all'occhio umano come dei minuscoli punti brillanti nel cielo notturno,scintillantia 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 algiorno.
Schema in cui sono messe a confronto le dimensioni del Sole e diVY Canis Majoris,una delle stelle più grandi conosciute.
Oltre al Sole, la stella con la maggiore grandezza apparente èR Doradus,con un diametro angolare di soli 0,057secondi d'arco.[97]
Ledimensioni angolaridel disco di gran parte delle stelle sono troppo piccole per permettere l'osservazione delle strutture superficiali attive (come lemacchie) con gli attualitelescopi otticidi terra; pertanto l'unico modo per riprodurre immagini di tali caratteristiche è l'utilizzo di telescopiinterferometrici.È possibile misurare le dimensioni angolari delle stelle anche durante leoccultazioni,valutando il calo di luminosità di una stella mentre essa è occultata dallaLunao l'aumento di luminosità della stessa al termine dell'occultazione.[98]
Le dimensioni reali delle stelle sono estremamente variabili: le più piccole, le stelle di neutroni, hanno dimensioni comprese tra 20 e 40km,mentre le più grandi, ipergiganti e supergiganti, hannoraggivastissimi, con dimensioni dell'ordinedelle Unità Astronomiche: ad esempio quello diBetelgeuse(αOrionis) è 630 volte quello del Sole, circa un miliardo di km (quasi 6,7 UA);[37]tali stelle possiedono tuttaviadensitàdecisamente inferiori a quella del nostro Sole, tanto che la loro atmosfera è assimilabile a unvuoto spinto.[99]Lastella più grande conosciutaèVY Canis Majoris,il cui diametro è quasi 2000 volte quello del Sole: se si trovasse al centro delSistema solare,la sua atmosfera si estenderebbe sino all'orbita diSaturno.[100]
Le stelle sono oggetti dotati di unamassaconsiderevole, compresa tra 1,5913× 1029[57]e 3,9782 × 1032kg;[101]in unità solari, da 0,08 a 150–200masse solari(M☉).
Una dellestelle più massicce conosciuteè l'ipergiganteLBVEta Carinae,[102]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][102]Uno studio condotto sulle stelle dell'ammasso Archessuggeriva 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 allimite 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,R136a1nellaGrande Nube di Magellano(con una massa ipotizzata in circa 265 M☉),[103]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 ilBig Bang,dovevano possedere delle masse ancora maggiori (forse oltre 300 M☉[104]) per via della totale assenza al proprio interno di elementi più pesanti dellitio.Questa primitiva generazione di stelle supermassicce (dettedi 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 diGiove,la nana rossaAB DoradusC, membro delsistema stellaredi AB Doradus, è invece lastella meno massiccia conosciutaa essere alimentata dalle reazioni nucleari.[105]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 75masse gioviane.[106][107]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).[107][108]Una particolare tipologia dioggetti,che prende il nome dinane brune,costituisce l'anello di congiunzione tra le stelle nane e ipianetigiganti gassosi:la loro massa non è sufficiente a innescare le reazioni nucleari, ma è comunque nettamente superiore a quella di un gigante gassoso.
La combinazione di raggio e massa determina lagravità superficialedella 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 dellestelle 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.[38]
Spostamento della Stella di Barnard negli anni compresi tra il 1985 e il 2005
Imotidi 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 lavelocità radiale(che può essere in avvicinamento o allontanamento dal Sole) e ilmoto proprio(il movimento angolare trasversale).
La velocità radiale si basa sulloshift(lo spostamento secondo l'effetto Doppler) dellelinee spettralied è misurata inkm/s.Il moto proprio è determinato da precise misureastrometriche(dell'ordine deimilliarcosecondi- mas - all'anno), e può essere convertito in unità di misura della velocità attraverso la misura dellaparallasse.Le stelle che presentano dei grandi valori di moto proprio sono i più vicini alSistema solaree pertanto si prestano in maniera ottimale alla rilevazione della parallasse.[109]
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 alcentro della Via Latteasecondo traiettorieellittiche,inclinate verso ilpiano galattico.[110]La comparazione dei moti di stelle vicine ha anche portato all'identificazione delleassociazioni stellari,gruppi di stelle che condividono un medesimo punto di origine in unanube molecolare gigante.[111]
La stella col più alto valore conosciuto di moto proprio è laStella di Barnard,una nana rossa della costellazione dell'Ofiuco.[112]
Ilcampo magneticodi una stella è generato all'interno della suazona convettiva,nella quale il plasma, messo in movimento daimoti convettivi,si comporta come unadinamo.L'intensità del campo varia in relazione alla massa e alla composizione della stella, mentre l'attività magnetica dipende dalla sua velocità dirotazione.Un risultato dell'attività magnetica sono le caratteristichemacchie fotosferiche,regioni a temperatura inferiore rispetto al testo dellafotosferain cui il campo magnetico si presenta particolarmente intenso. Altri fenomeni strettamente dipendenti dal campo magnetico sono glianelli coronalie iflare.[113]
Le giovani stelle, che tendono ad avere una velocità di rotazione molto alta, hanno un'attività magnetica molto intensa. I campi magnetici possono influire suiventi stellariarrivando ad agire come dei "freni" che rallentano progressivamente larotazionedella 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;[114]un esempio fu ilminimo di Maunder,durante il quale il Sole andò incontro a un settantennio di attività minima, in cui il numero dellemacchiefu esiguo, se non quasi assente per diversi anni.[115]
L'aspetto schiacciato diAchernar(αEridani) è causato dalla rapida rotazione sul proprio asse
La rotazione stellare è ilmovimento angolaredi una stella sul proprioasse di rotazione,la cui durata può essere misurata in base al suo spettro o in maniera più accurata monitorando ilperiodo di rotazionedelle strutture attive superficiali (macchie stellari).
Le giovani stelle hanno una rapidavelocità di rotazione,superiore spesso a 100 km/s all'equatore; ad esempioAchernar(αEridani), una stella di classe spettrale B, ha una velocità di rotazione all'equatoredi circa 225 km/s o superiore,[116]il che conferisce all'astro un aspetto schiacciato, con il diametro equatoriale più largo del 50% rispetto al diametro polare.[116]Tale velocità di rotazione è di poco inferiore alla velocità critica di 300 km/s, raggiunta la quale la stella arriverebbe a frantumarsi;[117][118]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.[119]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.
Lestelle degenerihanno una massa elevata ed estremamente densa; ciò comporta una velocità di rotazione elevata, ma non sufficiente a raggiungere la velocità in grado di favorire laconservazione 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 delmomento angolareda parte della stella è il risultato della perdita di massa attraverso il vento stellare.[120]Fanno eccezione le stelle di neutroni, che, manifestandosi comesorgenti radio pulsanti(pulsar), possono avere delle velocità di rotazione elevatissime; lapulsar del Granchio(posta all'interno dellaNebulosa del Granchio), ad esempio, ruota 30 volte al secondo.[121]La velocità di rotazione di una pulsar è però destinata a diminuire nel corso del tempo, a causa della continua emissione diradiazioni.[121]
Diagramma H-R 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,[122]che è normalmente associato allatemperatura effettiva,vale a dire la temperatura di uncorpo neroideale 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 ungradiente di temperaturache diminuisce all'aumentare della distanza dal nucleo,[123]la cui temperatura raggiunge valori di decine di milioni (talvolta persino miliardi) dikelvin(K).[124]
La temperatura della stella determina l'entità dellaionizzazionedei differenti elementi che la compongono, ed è pertanto misurata a partire dalle caratteristiche linee di assorbimento dello spettro stellare. Temperatura superficiale emagnitudine assolutasono utilizzate nellaclassificazione stellare.[38]
Le stelle più massicce hanno temperature superficiali molto elevate, che possono arrivare fino a 50 000K,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'areaestremamente vasta.[125]
Schema della catena protone-protoneSchema 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 comenucleosintesi stellare.Durante la sequenza principale le reazioni prevalenti sono quelle di fusione dell'idrogeno, in cui quattronuclei di idrogeno(ciascuno costituito da un soloprotone) si fondono per formare un nucleo di elio (due protoni e dueneutroni). 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 legamenucleare produce un rilascio di energia quantificabile per mezzo dell'equazione massa-energia diAlbert Einstein,E=mc².[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).[124]
Nel Sole, il cui nucleo raggiunge i 10-15 milioni di K, l'idrogeno è fuso secondo un ciclo di reazioni noto comecatena protone-protone:[126]
Le precedenti reazioni possono essere riassunte nella formula:
41H →4He + 2 e++ 2 νe+ 2 γ (26,7 MeV)
dove e+è unpositrone,γ è unfotonenellafrequenzadei raggi gamma, νeè unneutrino elettronico,H e He sono rispettivamente gliisotopidell'idrogeno e dell'elio. L'energia rilasciata da queste reazioni è espressa in milioni dielettronvolt,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.[126]
Nelle stelle più massicce, la fusione non è effettuata tramite la catena protone-protone, ma tramite ilciclo 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.[126]Le singole reazioni che costituiscono il ciclo sono le seguenti:
12C +1H →13N + γ + 1,95 MeV
13N →13C + e++ νe+ 1,37 MeV
13C +1H →14N + γ + 7,54 MeV
14N +1H →15O + γ + 7,35 MeV
15O →15N + e++ νe+ 1,86 MeV
15N +1H →12C +4He + 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 delprocesso tre alfa,un processo nucleare che si serve come elemento intermediario delberillio:[126]
4He +4He + 92 keV →8*Be
4He +8*Be + 67 keV →12*C
12*C →12C + γ + 7,4 MeV
La reazione complessiva è:
34He →12C + 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 neonel'ossigeno.La fase finale della nucleosintesi di una stella massiccia è lafusione del silicio,che comporta la sintesi dell'isotopo stabile ferro-56; la fusione del ferro è unprocesso endotermico,che non può più andare avanti se non acquisendo energia: di conseguenza, le reazioni nucleari si arrestano e ilcollasso gravitazionalenon è più contrastato dallapressione di radiazione;[126]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 voltequello del Solee una luminosità 62 000 voltequella della nostra stella.[127]
L'energia prodotta tramite le reazioni nucleari viene irradiata nellospaziosotto forma dionde elettromagneticheeparticelle;queste ultime vanno a costituire il vento stellare,[128]costituito da particelle sia provenienti dagli strati esterni della stella, come protoni liberi,particelle alfa,betae 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 diradiazione elettromagnetica,tra cui laluce visibile.
Nota la distanza esatta di una stella dal Sistema solare, ad esempio tramite il metodo della parallasse, è possibile ricavare la luminosità della stella.
LaStella Pistola(in quest'immagine di HST con laNebulosa 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[129]
In astronomia la luminosità è definita come la quantità dilucee di altre forme dienergia radianteemessa da una stella per unità di tempo; essa dipende strettamente dal raggio e dalla temperatura superficiale della stella. Approssimando la stella a uncorpo neroideale, la luminosità () èdirettamente proporzionaleal raggio () e alla temperatura effettiva (); tali parametri, messi inrelazionetra loro, danno l'equazione:
Sono molte, tuttavia, le stelle che non emanano unflussoenergetico (vale a dire la quantità di energia irradiata per unità di superficie) uniforme attraverso la propria superficie; ad esempioVega,che ruota molto velocemente sul proprio asse, emette un flusso maggiore aipoliche non all'equatore.[130]
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[131]e mostrano un importanteoscuramento al bordo,vale a dire la luminosità diminuisce man mano che si procede verso il bordo del disco stellare;[132]le stelle più piccole invece, le nane come il Sole, hanno in genere poche macchie, tutte di piccole dimensioni; fanno eccezione lenane rossea brillamentodel tipoUV Ceti,che possiedono delle macchie molto vaste.[133]
La luminosità di una stella è misurata tramite la magnitudine, distinta inapparenteeassoluta.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 ointrinsecaè la magnitudine apparente che la stella avrebbe se si trovasse alla distanza di 10 parsec (32,6anni luce) dalla Terra, ed è strettamente correlata alla luminosità reale della stella.
Entrambe le scale di magnitudine hanno un andamentologaritmico:una variazione di magnitudine di 1 unità equivale a una variazione di luminosità di 2,5 volte,[135][136]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 (mf) 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;[136]ad esempio Sirio, lastella 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 voltequella 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.
Lastella con la magnitudine assoluta più bassa rilevataèLBV 1806-20,con un valore di −14,2; la stella sembra essere almeno 5 000 000 di volte più luminosa del Sole.[137]Le stelle meno luminose conosciute si trovano nell'ammasso globulareNGC 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.[138]
Alcune stelle mostrano delle variazioni periodiche o improvvise nella luminosità, causate da fattori intrinseci o estrinseci. Le cosiddettevariabili intrinsechepossono essere suddivise in tre categorie principali:[139]
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 leCefeidi,usate comecandele standardper misurare le distanze intergalattiche,[140]e altre variabili simili a breve periodo (RR Lyraeecc.), come anche le variabili a lungo periodo, come quelle deltipo Mira.[139]
Variabili eruttive.Questa classe di variabili è costituita da stelle che manifestano improvvisi aumenti nella luminosità causati daflareo altri fenomeni eruttivi o esplosivi di lieve entità causati dal campo magnetico, come le espulsioni di massa e via dicendo.[139]A questa categoria appartengono le protostelle, le stelle di Wolf-Rayet e le stelle a brillamento, alcune giganti e supergiganti rosse e blu.
Variabili cataclismicheoesplosive.Le variabili cataclismiche, come dice il nome stesso, sono soggette a degli eventi cataclismatici che ne sconvolgono le proprietà originarie; questa classe comprende lenovaee le supernovae. Un sistema binario che sia costituito da unagigante rossae da unanana bianca,posta molto vicino alla primaria, può dar luogo ad alcuni di questi eventi tanto spettacolari quanto distruttivi, come lenovaee lesupernovae di tipo Ia.[6]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 cataclismicaA questo punto la nana inizia a collassare in una stella di neutroni o in un buco nero, mentre l'energia potenziale gravitazionaledel collasso e la condizione di alta densità derivante dallostato degeneredella materia della stella innescano una rapida fusione nucleare degli atomi di carbonio e ossigeno rimanenti in un processo afeed-backpositivo, regolato principalmente dalla temperatura del plasma coinvolto.[141]L'improvviso rilascio di energia produce una potentissima onda d'urto che accelera i prodotti di fusione oltre lavelocità di fugadella stella, la quale viene così fatta a pezzi.[141]Le supernovae di tipo Ia hanno tutte una luminosità simile; perciò gli astronomi le utilizzano come candele standard per determinare le distanze extragalattiche.[141]Il meccanismo di formazione di una nova è piuttosto simile, ma l'esplosione avviene prima che la nana raggiunga la massa di Chandrasekhar.[142]La fusione produce quindi abbastanza energia per aumentare drasticamente la luminosità della stella, ma questa sopravvive all'evento. Alcune novae sonoricorrenti,cioè vanno incontro a periodiche esplosioni di moderata intensità.[139]
Le stelle possono anche variare la propria luminosità per fattori estrinseci; in questo caso prendono il nome divariabili estrinseche.Appartengono a questa classe lebinarie a eclissee le stelle che, ruotando, mostrano periodicamente delle macchie che ricoprono una vasta area della loro superficie.[139]Un esempio lampante di binaria a eclisse èAlgol,che varia regolarmente la propria magnitudine da 2,3 a oltre 3,5 in 2,87 giorni.
Le stelle si presentano, oltre che singolarmente, anche insistemicostituiti da due (stelle binarie,il tipo più comune) o più componenti (sistemi multipli) legate tra loro davincoli gravitazionali.Per motivi connessi alla stabilità orbitale, i sistemi multipli sono spesso organizzati in gruppi gerarchici di binarie coorbitanti.[143]Esistono anche insiemi più vasti, dettiammassi stellari,che vanno dalle poche decine o centinaia di stelle delle piccoleassociazioni,fino alle migliaia di astri dei più imponentiammassi apertieglobulari;questi ultimi arrivano a contenere persino decine di milioni di stelle, come nel caso diOmega Centauri.[144]
È attualmente accertato che la gran parte delle stelle della nostra galassia, prevalentementenane 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.[145]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 nellestelle massiccedi classe O e B, che vanno a costituire le cosiddetteassociazioni OB.
Le stelle non sono distribuite uniformemente nell'Universo, ma sono normalmente raggruppate in galassie assieme a una certa quantità digas e polveri interstellari.Recentemente sono state scoperte daltelescopio spaziale Hubblealcune stelle nellospazio intergalattico:si tratta delle cosiddettestelle iperveloci,la cui velocità orbitale è così elevata da consentire loro di vincere l'attrazione gravitazionale della galassia e fuggire nello spazio intergalattico.[146]
Una galassia di medie dimensioni contiene centinaia di miliardi di stelle; tenendo conto che esistono più di 100 miliardi di galassie nell'Universo osservabile,[147]gli astronomi ritengono che le stelle dell'Universo sarebbero nel complesso almeno 70 000 miliardi di miliardi (7×1022),[148]un numero 230 miliardi di volte superiore a quello delle stelle contenute nella Via Lattea (stimato in circa 300 miliardi).
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,[150]ha origine un particolare tipo di stelle, denominatovagabonda 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).[151]
La presenza di pianeti esistemi organizzatiin orbita attorno a stelle è un'evenienza piuttosto frequente nell'universo.[8]Il Sole stesso possiede un articolato sistema di pianeti, ilsistema solare,costituito dalla varietà di oggetti mantenuti in orbita dalla gravità della stella, tra cui gli otto pianeti e i cinquepianeti nani,i rispettivisatellitie miliardi dicorpi minori.[10]
La presenza dipianeti al di fuori del sistema solareè stata per lungo tempo oggetto di congetture, fino al 1992, quando furono scoperti duepianeti rocciosiintorno alla pulsarPSR B1257+12;[152]si trattava dei primi pianeti extrasolari a essere scopertiintorno a una pulsar,[153]il che suscitò un grande interesse nellacomunità scientificain 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;[154]Negli anni successivi le scoperte si sono moltiplicate; a ottobre 2011 si contano quasi 700 pianeti scoperti al di fuori del sistema solare,[8]la maggior parte dei quali hanno masse pari o superiori aquella di Giove.[155]Il motivo di questa apparente difformità nella distribuzione di masse osservata è dato da un classicoeffetto 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.
Il termine "stella" è stato oggetto di numeroseetimologiee interpretazioni da parte deilinguisti.Sino agli inizi delXX secolodue erano le etimologie prevalenti:[156]la prima, proposta daltedescoAdalbert Kuhn,sosteneva che "stella" derivasse dallatinostella(originariamentesterla), formasincopatadisterula,che a sua volta deriverebbe dall'ittitashittare dalsanscritoसितारा(sitara), la cui radicesit-è comune col verbo che significaspargere;secondo quest'etimologia "stella" significherebbesparsa(per il firmamento).[156]Altri studiosi a lui contemporanei ritenevano che il termine derivasse invece da un arcaicoastella,a sua volta derivato dalgrecoἀστήρ(astér,in latinoastrum), che mantiene laradiceindoeuropeaas-,di accezionebalistica;secondo questa seconda etimologia "stella" significherebbeche scaglia(raggi di luce).[156]
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 significherebbeardere,bruciare;in alternativa, il termine deriverebbe da una parolasumeraobabilonese,riconoscibile anche nel nome della deaIštar,con cui si indicava il pianetaVenere.[157]
Nell'avvicendarsi delle epoche storiche furono molti ifilosofi,ipoeti,gliscrittorie persino imusicistia ispirarsi al cielo stellato; in diversi casi, essi stessi si sono interessati in prima persona allo studio dell'astronomia, con riscontri nelle loro opere.[9]
Durante l'epoca medioevale si classificava l'astronomia come una dellearti del quadrivio,assieme all'aritmetica,allageometriae allamusica.[9]Dante Alighieri,nellaDivina 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 delParadiso,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.[159]
Altri importanti letterati, qualiGiacomo Leopardi,si occuparono nelle loro opere di argomenti inerenti ad aspetti astronomici; il poeta diRecanatiè autore nei suoi componimenti di un gran numero di riferimenti astronomici, come ad esempio inCanto notturno di un pastore errante dell'Asiao inLe ricordanze;inoltre scrisse, durante la sua gioventù, un poco noto trattato intitolatoStoria dell'astronomia.[160]Celebre l'aforismadiEmerson:"Aggancia il tuo carro a una stella".[161]Riferimenti astronomici sono presenti anche in diverse liriche delPascoli(come inGelsomino notturno), inGiuseppe Ungaretti(che compose una poesia intitolataStella) e nel romanzoIl piccolo principediAntoine de Saint-Exupéry.
Nell'epoca romanticala 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 cosiddettiNotturni,i più importanti dei quali furono composti dalpolaccoFryderyk Chopin(che ne scrisse 21). Diversi altri riferimenti astronomici sono presenti nelle opere perpianofortee nella sesta sinfonia diBeethoven.Il genere delNotturnonon si esaurì con il Romanticismo, ma proseguì nell'età postromantica; il riferimento importante è dato dai dueNotturninella settima sinfonia diGustav Mahlere nelle atmosfere notturne ricorrenti nei poemi diRichard Strauss,in particolare nellaSinfonia delle Alpi.[162]
Nel campo delle arti figurative è sufficiente pensare aLeonardo da Vinciper 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.[9]Altri artisti, qualiAlbrecht 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 dellateoria della relativitàdi Einstein.[9]Altri ancora, comeGiotto,Vincent van GogheJoan 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.[9]
Da tempo immemore le stelle trovano spazio nellacultura popolare.[163]Sebbene le conoscenze popolari del cielo fossero piuttosto ridotte e commiste con numerose leggende, sia risalenti all'epoca precristiana, ma ancora più spesso legate allareligione 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.[163]
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 denominatostella bovaraperché il suo apparire coincideva con l'inizio della giornata lavorativa dei pastori;Marte(o forseAntares,nella costellazione dello Scorpione) era invece dettola rossae segnava il termine dellamietitura,mentre Sirio era lastella delle messipoiché ricordava, in base al momento e alla posizione in cui appariva, il tempo dellaseminaautunnaleoprimaverile.[163]
La scia di stelle dellaVia Lattea.In quest'immagine si distingue l'asterismodelTriangolo Estivo;ben visibile è inoltre laFenditura del Cigno,una lunga fascia scura che divide la scia chiara della Via Lattea in senso longitudinale. Si notano in basso alcunePerseidi.
Durante lastagione invernaleera possibile scorgere con sicurezza, in direzione sud,i Tre Re,Alnilam,AlnitakeMintaka,ovvero le tre stelle che formano laCintura di Orione.Altrettanto familiari erano gliasterismidelPiccoloeGrande Carro,i cui corrispettivi termini dialettali sono le traduzioni dall'italiano. La Via Lattea era definita in certi luoghila Via diSan Giacomo,poiché indicava con una certa approssimazione la direzione del santuario diSantiago di Compostela.[163]Assai familiari erano anche lePleiadi,che, considerate a lungo una costellazione a sé stante, erano chiamatele Sette sorelle,per via del numero delle stelle visibili a occhio nudo, oppure erano associate alla figura dellachiocciacon i suoi pulcini, ragion per cui sono popolarmente note anche comeGallinelle.[158][163]
L'apparizione dellecomete,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.[163]Nella tradizione popolare cristiana, invece, esse hanno assunto una valenza positiva: basti pensare allaStella di Betlemme,tradizionalmente considerata una cometa, che si ritiene abbia guidato ire magisino aBetlemme,dove sarebbe natoGesù.Anche lemeteore,popolarmente dettestelle cadenti,rivestivano un ruolo particolare nella cultura popolare: erano infatti considerate un buon auspicio, in particolar modo quelle che comparivano nella notte diSan Lorenzo,ovvero lePerseidi.[163]
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 crescenteinquinamento luminoso.Nonostante diverse amministrazioni regionali stiano prendendo provvedimenti per cercare di arginare questa forma di inquinamento, oggi è molto difficile osservare le stelle daicentri 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.[164]
La nascita e lo sviluppo delgenere letterariodellafantascienza,a partire dai primi anni delXX secolo,ha ridestato nel pubblico l'interesse per le stelle. Alcune delle tematiche principali della narrazione fantascientifica sono infatti l'esplorazione dello spazio,la suacolonizzazionee la realizzazione diviaggi interstellarialla ricerca di mondi abitabili orbitanti intorno a stelle differenti dal Sole.[165]Gli autori iniziarono allora a immaginare delle tecnologie che consentissero di intraprendere viaggi interstellari avelocità superluminali(superiori cioè aquella della luce) e ambientarono le loro storie su immaginari sistemi extrasolari; questa tendenza divenne predominante quando l'esplorazionedel sistema solare mostrò l'improbabilità che nel nostro sistema planetario vi fossero delle forme evolute divita extraterrestre.[165]
Una delle saghe fantascientifiche più note, ambientata nel futuro tra le stelle della nostra Galassia, èStar 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 chiamatoFederazione dei Pianeti Uniti.[166]
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 lepiù brillantidel cielo notturno sia tra lepiù vicineal sistema solare.[165][167]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 gliastrobiologiritengono insufficiente per consentire lo sviluppo di forme di vita complesse.[168]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,[168]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.[167]
^Alcune supernovae registrate in epoca storica furono visibili anche durante il dì; basti pensare alla supernovaSN 1054che, nell'anno 1054, raggiunse la magnitudine apparente −6 e fu visibile per 23 giorni consecutivi durante il dì.
^La notte è il periodo della giornata in cui la forte luminosità del Sole non ostacola l'osservazionedelle stelle.
^La densità di una nube molecolare è pari (se non inferiore) a quella di una stanza in cui è stato creato ilvuotoper mezzo di unapompa.
^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 dinucleosintesi,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 nellospazio.
^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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^«Le stelle poi occupano la zonaeterea.E poiché questa è la più sottile di tutte ed è sempre in movimento e sempre mantiene la sua forza vitale, è necessario che quell'essere vivente che vi nasca sia di prontissima sensibilità e di prontissimo movimento. Per la qual cosa, dal momento che sono gliastria nascere nell'etere, è logico che in essi siano insite sensibilità e intelligenza. Dal che risulta che gli astri devono essere ritenuti nel numero delle divinità» (Cicerone,De natura deorum,II, 42).
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