LE STELLE




Una stella puo' essere definita come un'enorme sfera autogravitante di gas caldissimo (principalmente idrogeno ed elio), che produce energia attraverso un processo di fusione nucleare e la riemette sotto forma di radiazione.
Le stelle si trovano a distanze immense dal nostro sistema solare, cosi' ci appaiono come piccoli puntini luminosi nel cielo. Esse costituiscono la componente principale delle galassie, che sono agglomerati di miliardi di stelle grandi e piccole, di nubi di gas e polvere.
Le stelle ci appaiono sulla sfera celeste raggruppate in insiemi, detti costellazioni. A molte stelle gli astronomi hanno attribuito nomi propri, per lo piu' di origine greca, araba o latina. Altre vengono classificate con il nome della costellazione a cui appartengono e una lettera dell'alfabeto greco, che indica la luminosita' relativa a quella delle altre stelle della stessa costellazione. Ad esempio, Alfa Tauri e' la stella piu' brillante della costellazione del Toro, Beta Tauri la seconda, e cosi' via. Altre ancora prendono il nome da particolari cataloghi nei quali sono classificate. I piu' moderni cataloghi, compilati con l'aiuto delle osservazioni di satelliti artificiali, contengono anche milioni di stelle, oltre ad altri oggetti, galattici ed extragalattici.
Una mappa di Orione, una delle piu' famose e delle piu' belle costellazioni dell'emisfero boreale.(SEDS)


La formazione delle stelle


Le stelle si formano per collasso gravitazionale di una nube interstellare di gas (prevalentemente idrogeno, con tracce di altri gas) e polvere. Le nubi di gas interstellare sono molto grandi, con masse di gas fino ad un milione di volte quella del Sole, e hanno temperature molto basse, da circa una decina a poche centinaia di gradi sopra lo zero assoluto (cioe' da -263 oC a pochi gradi centigradi sotto zero). 
Queste nubi si trovano normalmente in equilibrio, nel senso che la forza di gravita' che tenderebbe a farle collassare su se stesse e' controbilanciata dalla pressione creata dal moto delle particelle al suo interno. A volte pero' questa pressione non e' sufficiente, in certi punti la densita' aumenta e la nube si contrae spontaneamente e lentamente sotto l'azione della propria gravita'. E' probabilmente attraverso questo meccanismo che si formano le stelle di piccola massa, all'interno di nubi molto dense e oscure. Le stelle piu' massicce sembra che si formino invece nel collasso di nubi meno dense, causato da fattori esterni. Uno di questi puo' essere la compressione della nube da parte di materiale espulso ad alte velocita' da stelle evolute (nebulose planetarie o supernovae). Oppure, la collisione casuale tra due nubi durante il loro moto all'interno della galassia, e il successivo collasso di una parte di esse. 
In realta', le nubi di gas interstellare sono molto grandi e il loro collasso non da' origine ad una stella sola, ma ad un insieme di stelle (cioe' un ammasso stellare ), dopo aver subito una frammentazione in nubi piu' piccole. A loro volta, i frammenti possono dare origine o ad una stella singola o ad un sistema di piu' stelle che orbitano attorno ad un baricentro comune. Nella nostra galassia, poer esempio, le stelle singole sono all'incirca la meta' del totale. Le restanti sono raggruppate in sistemi doppi (la maggioranza) o anche multipli: sono stati osservati sistemi multipli composti di 6 stelle ! Le stelle doppie prendono anche il nome di sistemi binari. 



Una spettacolare regione di formazione stellare in M16, nella costellazione di Orione. I "pilastri" sono formazioni di idrogeno e polveri nelle quali si stanno formando nuove stelle.
(HST)



Quando la nube si contrae, al suo interno le particelle di gas si muovono piu' rapidamente e il nucleo si riscalda. In questa fase, che prende il nome di protostella, la nube emette energia sotto forma di radiazione, anche se molto piu' debolmente di una stella; cio' avviene a spese della sua energia gravitazionale, che viene convertita in radiazione. Durante questa fase, la protostella ha una temperatura superficiale di 2-3.000 gradi ed e' ancora immersa nella nube di gas e polvere dalla quale si e' originata. Generalmente si forma un disco di gas attorno alla protostella, gas che piano piano cade su di essa. La stella, a sua volta, emette dei getti gassosi dalle regioni polari, lungo l'asse di simmetria del disco. La struttura disco + getti e' molto comune nelle prime fasi della vita di una stella. 
In questa fase la protostella e' oscurata dal materiale circostante e percio' poco luminosa; la polvere della nube circostante assorbe la radiazione emessa dall'oggetto, e la riemette a sua volta a frequenze piu' basse, nella regione infrarossa dello spettro, percio' le protostelle si possono rivelare in questa banda di lunghezze d'onda. 

Durante la fase di protostella, detta anche di pre-sequenza principale, la stella attraversa delle fasi di instabilita', accompagnate da variazioni di luminosita' sporadiche. Si hanno quindi le cosiddette variabili T Tauri, dal nome di una stella di questo tipo nella costellazione del Toro. Il gas e la polvere che circondano la stella vengono gradualmente spazzati via dai getti di gas e dal vento che essa emette.




Il disco di polvere che circonda la stella Beta Pictoris possiede un diametro di 350 miliardi di chilometri. E' stato osservato per la prima volta dal Telescopio Spaziale Hubble nelle sue regioni interne, dove e' leggermente deformato, forse a causa della presenza di un pianeta. In alto, un'immagine del disco in luce visibile, nella quale si puo' distinguere una zona centrale chiara, quella che si pensa contenga uno o piu' pianeti. In basso, i dettagli sono stati accentuati in falsi colori per evidenziare l'inclinazione delle regioni interne del disco. L'inclinazione si spiega con la presenza di un grosso pianeta nel disco, invisibile a causa della vicinanza della stella. (HST)



Illustrazione del disco di gas e polvere e dei getti tipici delle stelle in formazione. (HST)


I getti di gas emessi da tre stelle nascenti. Questi getti sono frequenti nella dinamica della formazione stellare, vengono emessi da un disco di gas e polvere che cade su una protostella. (HST)


Due spettacolari getti di gas emessi dal disco di gas e polvere che circonda una stella giovane, nella costellazione di Orione, a 1500 anniluce da noi. Da un'estremita' all'altra misurano circa un anno luce. La stella centrale e' nascosta da una nube oscura di polvere. In basso a sinistra, in una regione vicino alla stella si distinguono degli agglomerati di gas brillante, emessi dalla stella stessa; anche'essi sono molto comuni nelle stelle giovani e vengono detti oggetti di Herbig-Haro (H-H). In basso a destra, una tipica struttura prodotta da un'onda d'urto. Essa si produce quando il gas dei getti, ad alta velocita', incontra il gas interstellare, che ha bassa velocita'. (HST)



La vita delle stelle


La contrazione della protostella continua finche' al suo interno non vengono raggiunte temperature abbastanza alte da poter dare inizio alla fusione nucleare, che sara' il suo mezzo di sostentamento per milioni o miliardi di anni; la protostella e' diventata una stella. A questo punto, l'energia che essa emette non e' piu' prodotta a spese della propria energia gravitazionale, ma a spese della propria massa: le reazioni termonucleari consistono infatti nella fusione di piu' nuclei atomici in un nucleo solo, di massa leggermente minore rispetto alla somma delle masse dei nuclei di partenza. La massa che viene persa nel processo e' quella che si trasforma in energia secondo la legge

E = m c2



Le moderne teorie dell'evoluzione stellare, unite alle osservazioni di come le stelle si distribuiscono nei vari intervalli di massa, hanno fissato questo limite inferiore a circa 0.08 volte la massa del Sole. Analogamente, esiste un limite superiore per la massa di una stella, al di sopra del quale essa subisce delle instabilita' e non puo' esistere in equilibrio. Questo limite e' probabilmente compreso tra 100 e 120 volte la massa del Sole.

Immagini in falsi colori dell'oggetto meno luminoso osservato attorno ad una stella. Si tratta della prima nana marrone identificata con sicurezza, detta GL229B. Essa orbita intorno ad una stella nana rossa, a circa 18 anni luce da noi, e la sua massa e' di appena 20-50 volte quella di Giove. (HST)


Il numero di stelle di una data massa rispetto al totale delle stelle che si formano dipende dai meccanismi con i quali le nubi protostellari si frammentano prima del collasso; la probabilita' che una stella di una certa massa si formi e' inversamente proporzionale alla massa, cioe' si formano piu' stelle piccole e meno stelle grandi. 


Una stella si puo' pensare come una struttura stratificata, come una sorta di "cipolla", in cui ogni strato e' possiede un dato valore di temperatura, di densita' e di pressione. Questi valori aumentano andando dalla superficie della stella verso il centro. Questa struttura di gas si trova in equilibrio tra due forze opposte: quella gravitazionale diretta verso l'interno, cioe' il "peso" degli strati esterni su quelli piu' interni, e la pressione della radiazione prodotta nel nucleo della stella, che e' diretta verso l'esterno. Durante tutta la vita della stella, che puo' durare anche decine di miliardi di anni, questo equilibrio viene sempre mantenuto, attraverso dei meccanismi di autoregolazione. 


Eta Carinae, una delle piu' stelle massicce conosciute, e la spettacolare nebulosa che la circonda. La stella ha una massa pari a 100 volte quella del Sole, ed ha subito una consistente emissione di gas circa 150 anni fa, la quale ha dato origine alla neblosa che si osserva. Questa possiede due lobi e un disco largo e sottile. I lobi contengono anche grandi quantita' di polvere, che assorbe la luce blu e la riemette nel rosso.
(HST)



Nelle condizioni di altissime temperature e pressioni che si trovano all'interno delle stelle, tutto il gas e' ionizzato. I nuclei del gas sono molto vicini tra loro e si urtano ad alte velocita'. La fusione di due o piu' nuclei avviene quando la pressione e la temperatura sono abbastanza alte perche' essi possano vincere la loro mutua repulsione elettromagnetica (dovuta al fatto che hanno una carica elettrica dello stesso segno). Le reazioni di fusione nucleare richiedono quindi due condizioni: una sufficiente abbondanza dell'elemento combustibile e una temperatura abbastanza alta per vincere la repulsione di nuclei. 
Ogni elemento chimico richiede una temperatura diversa per la fusione: tanto piu' pesante e' l'elemento, tanto maggiore e' la temperatura richiesta. 
La piu' semplice reazione nucleare che avviene all'interno di una stella e' la fusione dell'idrogeno: quattro nuclei di idrogeno vengono fusi in un nucleo di elio, e la lieve differenza di massa viene convertita in energia. Q uesta reazione puo' avvenire solo a temperature di almeno dieci milioni di gradi, e sostenta la stella per la maggior parte della sua vita. 
La stella mantiene il suo equilibrio di pressione attraverso un meccanismo termostatico: quando la produzione di energia nel centro diminuisce, essa si contrae, la temperatura interna cresce e le reazioni di fusione, che dipendono dalla temperatura del gas, accelerano. Durante questa fase la stella diventa piu' calda e quindi emette radiazione di lunghezza d'onda inferiore rispetto a prima. 
Viceversa, quando l'energia prodotta e' eccessiva, la stella si espande per aumentare la superficie dalla quale puo' dissiparla. L'espansione fa si' che al centro della stella la pressione e la temperatura descrescano, e quindi le reazioni di fusione rallentino. Durante questa fase, la stella diventa piu' luminosa perche' aumenta la superficie emittente, ma gli strati esterni sono piu' freddi e quindi emettono radiazione a maggior lunghezza d'onda. 

Quando l'idrogeno, che e' il costituente principale della stella, comincia ad esaurirsi nel suo centro, la produzione di energia per fusione nucleare cala; la stella e' costretta ad aumentare la sua temperatura interna per accendere la fusione di un combustibile piu' pesante e potersi sostentare. Diversamente, essa verrebbe schiacciata sotto il peso degli strati esterni e collasserebbe. 
Dopo l'idrogeno, la stella innesca la fusione dell'elio. Tre nuclei di elio si uniscono per formare un nucleo di carbonio, rilasciando energia. Dopo l'elio, il carbonio si fonde per formare elementi piu' pesanti e cosi' via. Si formano cosi' via via l'ossigeno, il neon, il magnesio, il silicio, lo zolfo, l'argon, eccetera. 
Le stelle sono dunque delle importantissime sorgenti di evoluzione chimica: a partire dall'idrogeno, che e' l'elemento piu' abbondante nell'universo, nelle stelle vengono sintetizzati gli elementi piu' pesanti. Durante la sua evoluzione, una stella restituisce parte di questo materiale allo spazio interstellare, o attraverso processi lenti e continui come il vento stellare, o nel corso di fenomeni esplosivi (nebulose planetarie, supernovae); da questo gas si formeranno poi delle nubi, delle nuove stelle ed eventualmente dei pianeti. Le stelle che si formano da questo gas hanno una composizione chimica diversa da quelle che si formano da gas non arricchito. Sulla base di questa differenza, gli astronomi classificano le stelle in due gruppi: le stelle "di prima generazione" prendono il nome di stelle di popolazione II, mentre quelle che si sono formate successivamente da gas arricchito in elementi pesanti, sono le stelle di popolazione I. 


L'energia delle stelle 


Durante una reazione di fusione termonucleare, come abbiamo visto, i nuclei atomici si uniscono in un nucleo piu' complesso, e la differenza tra la massa finale e la somma delle masse di partenza viene convertita in neutrini e in radiazione. I neutrini sono particelle sub-atomiche prive di carica elettrica, che non interagiscono con la materia e percio' sfuggono facilmente dalla stella, disperdendosi nello spazio. Essi vengono prodotti in grandissime quantita': si pensi che ogni secondo, la Terra e' investita da un flusso di 107 neutrini solari per cm2 e per secondo.

La radiazione si muove verso l'esterno in "pacchetti" di energia detti fotoni, i quali vengono assorbiti e riemessi in continuazione dagli atomi di gas. Prima di giungere alla superficie della stella ed essere liberati nello spazio, i fotoni devono compiere un percorso a zig-zag tra un atomo e l'altro, che dura alcuni milioni di anni !
Ad un certo punto, muovendosi verso la superficie, il cammino dei fotoni diventa cosi' lento che l'energia deve trovare un altro mezzo per fluire all'esterno: si sviluppano cosi' dei moti convettivi nel gas, cioe' delle bolle di gas caldo che si muovono verso l'esterno raffreddandosi e facendo da veicolo per l'energia. Se questa restasse intrappolata all'interno della stella, l'equilibrio verrebbe meno. 

Una volta arrivata alla superficie, la radiazione viene emessa in tutte le direzioni dello spazio. Poiche' fino a quel momento essa e' stata in equilibrio con il gas della stella, le sue caratteristiche dipendono da quelle del gas. Ovvero, la radiazione emessa ha una frequenza tanto maggiore quanto piu' alta e' la temperatura del gas negli strati superficiali della stella. In realta', la stella emette luce di tutte le lunghezze d'onda, ma con intensita' diversa; la lunghezza d'onda che possiede la massima intensita' caratterizza il "colore" della stella, ed e' tanto piu' piccola quanto piu' caldo e' l'astro. 
Questo fatto e' espresso dalla legge di Wien, la quale stabilisce che il rapporto tra la temperatura superficiale di una stella e la frequenza alla quale l'intensita' della radiazione e' massima, e' costante. 


Le proprieta' delle stelle 


Le proprieta' caratteristiche di una stella sono la massa, le dimensioni, temperatura superficiale (che determina il "colore" della stella) e la luminosita', che viene descritta da una grandezza chiamata magnitudine. 

La massa di una stella, come abbiamo visto, puo' variare da circa un decimo a circa 100 volte la massa del Sole, cioe' da 2 1029 a 2 10 32 Kg. Le dimensioni variano invece in un intervallo piu' ampio; il diametro di una stella e' sempre piuttosto difficile da determinare, e puo' essere misurato solo per stelle vicine. Esso puo' variare da pochi Km per una nana bianca a cento milioni di Km per una supergigante rossa. 

Il colore, la luminosita' e la temperatura delle stelle vengono studiate dalla spettroscopia e dalla fotometria astronomica. L'analisi di un gran numero di stelle ha permesso di individuare delle caratteristiche comuni e di suddividerle in classi, dette tipi spettrali e in classi di luminosita' . 

Alcune stelle mostrano delle variazioni di luminosita' nel tempo: alcune hanno variazioni regolari, periodiche e di entita' relativamente piccola, e vengono chiamate stelle variabili, altre hanno variazioni enormi ed improvvise di brillantezza, dovute a fenomeni di tipo esplosivo che modificano la loro struttura: le novae e le supernovae. 


I moti stellari 


Anticamente si pensava che le stelle fossero fisse sulla volta celeste, mentre in realta' esse si spostano relativamente a noi, in conseguenza sia del loro moto di rotazione attorno al centro della nostra galassia, sia del moto stesso del Sole (e quindi del Sistema Solare). Il moto delle stelle, pur essendo relativamente rapido, ci appare lentissimo a causa delle enormi distanze coinvolte. La stella piu' vicina a noi oltre al Sole, chiamata Proxima Centauri, dista infatti ben 4.2 anni luce (pari a circa 38mila miliardi di chilometri !). I movimenti delle stelle sulla volta celeste, detti "moti propri" sono dunque quasi impercettibili se osservati su tempi scala molto piu' brevi della vita di una stella, come quello della vita umana. Esse percorrono nel cielo distanze angolari raramente superiori ai 5 secondi d'arco all'anno. 



stella
distanza
(anni luce)
Proxima Centauri
4.2
Alpha
Centauri
4.3
Stella di
Barnard
5.9
Wolf 359
7.6
Sirio
8.6
Epsilon
Eridani
10.7
Procione
11.4
Tau Ceti
11.9
Le distanze di alcune
stelle vicine al Sole


Un anno luce e' pari a circa 9460 miliardi di Km. 
Entro una sfera centrata sul Sole e con raggio di 300 anni luce, si stima che ci siano 500mila stelle . 



ANIMAZIONI

La stella Beta Pictoris con il disco, contenente
forse un pianeta, MPEG, 534 Kb. (STcI)
I dischi protoplanetari nella nebulosa di Orione,
MPEG, 650 Kb (STScI)