L ’ a s t r o n o m i a c o s t i t u i s c e a l t e m p o s t e s s o l a s c i e n z a p i ù a n t i c a e l a p i ù m o d e r n a . L o s t u d i o d e l l a v o l t a c e l e s t e h a i n f a t t i a t t r a t t o l ’ u o m o f i n d a g l i a l b o r i d e l l a c i v i l t à e c o n t i n u a a c o s t i t u i r e u n a d e l l e s c i e n z e p i ù a ff a s c i -n a n t i .

Le proprietà caratteristiche di una stella sono la mas-sa, le dimensioni, la temperatura superficiale (che de-termina il “colore” della stella) e la luminosità, che viene descritta da una grandezza chiamata magnitudine.

La MASSA di una stella può variare da circa un decimo a circa 100 volte la massa del Sole, cioè da 2x1029 a 2x1032 Kg.

Le DIMENSIONI variano invece in un intervallo più ampio; il diametro di una stella è sempre piuttosto difficile da determinare, e può essere misurato solo per stelle vici-ne. Esso può variare da pochi Km per una nana bianca a cento milioni di Km per una supergigante rossa.

Il COLORE, la LUMINOSITÀ e la TEMPERATURA delle stelle vengono studiate dalla spettroscopia e dalla fotometria astronomica. A parità di temperatura superficiale e quindi di colo-re, le stelle possono avere una diversa luminosità. Gli astronomi hanno quindi introdotto anche alcune clas-si di luminosità. Per esempio, due stelle che abbiano la stessa temperatura superficiale ma diversa luminosità, devono avere una diversa superficie irradiante e quindi un diverso volume.

La luminosità è infatti l’energia emessa in un secondo dall’intera superficie della stella.

Le proprietà delle stelle

Le stelle si dividono in supergiganti, giganti e nane. Esse differiscono non soltanto per le loro dimensioni, ma anche per la densità: le stelle giganti e supergiganti sono molto rarefatte ed “espanse”, mentre le nane sono più dense, piccole e compatte. Le nane bianche costitui-scono in un certo senso un prolungamento di questa scala, essendo più piccole e compatte delle stelle di sequenza principale.

Bisogna sottolineare che non c’è necessariamente una re-lazione tra le dimensioni e la massa di una stella: An-tares, che ha un diametro di 480 volte quello del Sole, ha una massa soltanto 20 vol-te più grande, mentre esisto-no nane bianche con massa pari a quella del Sole ma diametro pari a 1/200 di quello solare.

Ogni stella possiede una tem-peratura, una luminosità ed un colore ben definiti; ad essi corrisponde una posizione sul diagramma H-R, dal nome dei due astronomi, il danese Her-tzpung e l’americano Russel, che lo hanno elaborato in-dipendentemente l’uno dall’altro.

O

Azzurra

A

Bianca

F

Bianca Gialla

G

Gialla

K

Arancione

M

Rossa

B

Azzurra Bianca

50.000-29.000 29.000-11.000 11.000-7.500 7.500-6.200 6.200-5.400 5.400-3.800 3.800-2.700

Le stelleUna stella può essere definita come un’enorme sfera auto-gravitante di gas caldissimo (principalmente idro-geno ed elio), che produce energia attraverso un proces-so di fusione nucleare e la riemette sotto forma di radiazione. Le stelle si trovano a distanze immense dal nostro sistema solare, così ci appaiono come piccoli puntini luminosi nel cielo. Esse costituiscono la componente principale delle galassie, che sono agglomerati di mi-liardi 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 pro-pri, per lo più di origine greca, araba o latina. Altre vengono classifi-cate con il nome della costellazione a cui appartengono e una lettera dell’alfabeto greco, che indica la luminosità relativa a quella delle altre stelle della stessa costellazione. Ad esempio, Alfa Tauri è la stella più brillante della costellazione del Toro, Beta Tauri la seconda, e così via.

Altre ancora prendono il nome da particolari cataloghi nei quali sono classificate. I più moderni cataloghi, compilati con l’aiuto delle osser-vazioni di satelliti artificiali, contengono anche milioni di stelle, oltre ad altri oggetti, galattici ed extragalattici.

La formazione delle stelleLe stelle si formano per collasso gravitazionale di una nube interstella-re 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.

Le stelle di piccola massa si formano per collasso gravitazionale di nubi molto dense e oscure.

Le stelle più massicce sembra che si formino invece nel collasso di nubi meno dense, causato da fattori esterni. Uno di questi può essere la com-pressione della nube da parte di materiale espulso ad alte velocità 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 realtà, le nubi di gas interstellare sono molto grandi e il loro collasso non dà origine ad una stella sola, ma ad un insieme di stelle (cioè un ammasso stellare ), dopo aver su-bito una frammentazione in nubi più piccole.

A loro volta, i frammenti possono dare origine o ad una stella singola o ad un sistema di più stelle che orbitano attorno a un baricentro comune. Nella no-stra galassia, per esempio, le stelle singole sono all’incirca la metà del totale. Le restanti sono rag-gruppate in sistemi doppi (la maggioranza, detti si-stemi binari) o anche multipli: sono stati osservati sistemi multipli composti di 6 stelle.

Quando la nube si contrae, al suo interno le parti-celle di gas si muovono più 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 più debolmente di una

stella. Durante questa fase, la protostella ha una temperatura superfi-ciale di 2-3.000 gradi ed è ancora immersa nella nube di gas e polvere dalla quale si è 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 sim-metria del disco. La struttura «disco più getti» è molto comune nelle prime fasi della vita di una stella.In questa fase la protostella è oscurata dal materiale circostante e per-ciò poco luminosa; la polvere della nube circostante assorbe la radiazio-ne emessa dall’oggetto, e la riemette a sua volta a frequenze più basse.

Immagine della stella binaria Si-rio ripresa dal te-lescopio spaziale Hubble, in cui Sirio B è chiaramente visibile (in basso a sinistra)

La vita delle stelleLa contrazione della protostella continua finché al suo interno non vengono raggiunte temperature abbastanza alte da poter dare ini-zio alla fusione nucleare, che sarà il suo mezzo di sostentamen-to per milioni o miliardi di anni: la protostella è diventata una stella.

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 li-mite superiore per la massa di una stella, al di sopra del quale essa subisce delle in-stabilità e non può esistere in equilibrio. Questo limite è probabilmente compreso tra 100/120 volte la massa del Sole.

Una stella si può pensare come una struttura stra-tificata, come una sorta di “cipolla”, in cui ogni stra-to possiede un dato valore di temperatura, di densità e di pressione. Questi valori aumentano andando dalla superficie della stel-la verso il centro. Questa struttura di gas si trova in equilibrio tra due forze opposte: quella gravitazionale diretta verso l’interno, cioè il “peso” degli strati esterni su quelli più interni, e la pressione della radiazio-

ne prodotta nel nucleo della stella, che è diretta verso l’esterno. Durante tutta la vita della stella, che può durare anche decine di miliardi di anni, questo equilibrio vie-ne sempre mantenuto, attraverso dei meccani-smi di autoregolazione.

Le colonne di polvere note come Pilastri del-la Creazione (visti nel visibile dal telescopio Hubble - HST -) nella Nebulosa Aquila, dove sono attivi diversi pro-cessi di formazione stellare.

Oltre 200 stelle di nuova formazione sono presenti all’interno della nube nota come NGC 604, nella Galassia del Triangolo. Que-ste stelle irradiano i gas con un’energetica luce ultravioletta, ionizzando gli atomi e cre-ando delle vaste cavità all’interno della nube.

Nelle condizioni di altissime temperature e pressio-ni che si trovano all’interno delle stelle, tutto il gas è ionizzato. I nuclei del gas sono molto vicini tra loro e si urtano ad alte velocità. La fusione di due o più nuclei avviene quando la pressione e la temperatura sono abbastanza alte perché essi possano vincere la loro mutua repul-sione 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 dei nuclei.

Le stelle sono delle importantissime sorgenti di evoluzione chimica: a partire dall’idrogeno, che è l’elemento più abbondante nell’universo, nelle stelle vengono sintetizzati gli elementi più pesanti. Durante la sua evoluzione, una stella restituisce parte di questo materiale allo spazio interstellare, o attraverso processi lenti e continui come il vento stella-re, o nel corso di fenomeni esplosivi (nebulose planetarie, supernovae); da questo gas si formeranno poi delle nubi, delle nuove stelle ed even-tualmente 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 successi-vamente da gas arricchito in elementi pesanti, sono le stelle di popola-zione I.

Spaccato della struttura interna del Sole, la stella madre del sistema solare attorno alla quale orbita la Terra.

Le costellazioni L'Unione Astronomica Internazionale (UAI) divide il cielo in 88 costellazioni ufficiali con confini precisi, di modo che ogni punto della sfera celeste appartenga ad una e una sola costellazione. Queste sono basate principalmente sulle co-stellazioni della tradizione dell'antica Grecia, tramandate attraverso il Medioevo.

Le 88 costellazioni si dividono, secondo un criterio storico e di importanza, in tre gruppi: • le 12 costellazioni dello Zodiaco, che si trovano lungo

l'eclittica, e vengono quindi percorse dal Sole nel suo moto apparente sulla volta celeste durante l'anno;

• le altre 38 costellazioni elencate da Tolomeo nel suo Almagesto;

• le rimanenti 38 co-stellazioni, defini-te in epoca moder-na (a partire dal 1600 circa) negli spazi vuoti tra le costellazio-ni tolemaiche e nell’emisfero me-ridionale. Queste nuove costellazio-ni sono generalmen-te composte da stelle poco brillanti, e pos-sono essere difficili da osservare dalle città.

Inoltre si dividono anche in base alla loro posizione nel cie-lo: 18 costellazioni boreali (settentrionali); 34 costella-zioni equatoriali; 36 costellazioni australi (meridionali).