Le stelle
Ricerca di geografia astronomica di Fabrizio CARLONI
3 Gennaio 1999
5G del L.S.S. "M. Malpighi" - Roma

Le stelle

Definizione e descrizione

Una stella è un oggetto luminoso di forma globulare, costituito da gas (prevalentemente idrogeno), condensatosi per effetto gravitazionale da nubi di materia interstellare e che emette radiazioni elettromagnetiche più o meno intense su tutte le lunghezze d’onda a causa di reazioni nucleari che si producono entro la massa (trasformazioni di materia in energia).

Data la comune origine delle stelle, la composizione chimica e le masse sono relativamente uniformi, mentre molto diverse possono essere le dimensioni e le temperature superficiali. Le stelle si raggruppano in decine di miliardi di oggetti, formando le galassie; gruppi caratteristici, con un numero minore di stelle, formano gli ammassi.

Le stelle visibili a occhio nudo sono circa 6000 e appartengono tutte alla nostra Via Lattea. In generale i dati che si possono raccogliere sulle stelle sono forniti dall'intensità e dalla distribuzione spettrale della luce e delle radiazioni che inviano; soltanto per le stelle doppie si possono ricavare informazioni relative alla massa.

Classificazione

L'intensità della luce determina la diversa grandezza stellare (cioè la diversa luminosità), mentre la distribuzione spettrale nella regione otticamente osservabile determina il calore della stella, che può variare dal bianco-azzurro al rosso cupo. Il colore di una stella è un indice della sua temperatura superficiale (come aveva intuito l'astronomo italiano A. Secchi, che aveva iniziato la classificazione delle stelle secondo il calore), che può variare fra circa 50.000 e meno di 2000 gradi.

La classificazione oggi più usata si riferisce al tipo spettrale delle stelle indicato con le lettere O,B,A,F,G,K,M,; ogni classe viene divisa in dieci sottoclassi, caratterizzate dagli indici da zero a nove. Le caratteristiche spettrali di ciascun gruppo sono state stabilite all'inizio del secolo da un gruppo di ricercatori di Harvard e sono le seguenti:

CLASSE CARATTIERI SPETTRALI
O, forti righe dell'elio e deboli dell'idrogeno;
B, affievolimento dell'elio e più forti righe dell'idrogeno;
A, predominano le righe dell'idrogeno e compaiono le righe del calcio ionizzato;
F, scompaiono le righe dell'idrogeno e aumentano quelle metalliche;
G, righe metalliche intense, comparsa di bande molecolari;
K, sempre più evidenti righe e bande molecolari nel violetto;
M, predominano le bande dell'ossido di titanio.

In queste classi è compreso il 99% delle stelle, dalle più calde (classe O) alle più fredde (classe M). Le rimanenti sono distribuite in quattro classi: le stelle di Wolf-Rayet (molto calde, con righe dell'ossigeno 2 o 3 volte ionizzato e del carbonio e azoto ionizzati) e le stelle di classe R,N, e S (molto fredde, con bande del cianogeno, dell'ossido di carbonio e dell'ossido di zirconio). Il Sole è una stella di tipo spettrale G2; la sua temperatura superficiale è di circa 6000 gradi assoluti.

Oltre alla temperatura, anche la densità elettronica ha la sua influenza sul tipo spettrale delle stelle. Tale densità altera la forma delle righe per effetto Stark; inoltre, a parità di temperatura, se gli elettroni sono molti è più facile per gli ioni recuperare gli elettroni mancanti, e le stelle ad alta densità elettronica saranno perciò più povere di righe relative a elementi molto ionizzati rispetto a quelle a bassa densità.
Le stelle ad alta densità e di grandezza stellare minore sono caratterizzate da un indice d (dwarf = nana); quelle a bassa densità e grandezza maggiore dall'indice g (giant = gigante); il Sole è una stella d.

Il diagramma H-R

Uno dei mezzi più efficaci per lo studio e la classificazione delle stelle è costituito dal diagramma di Hertzsprung-Russel, nel quale si riportano in ascissa i tipi spettrali (indici della temperatura) e in ordinate le grandezze assolute delle stelle.
Per le stelle vicine al Sole (che appartengono alla popolazione stellare I) si ottiene una distribuzione caratteristica (diversa da quella relativa a stelle di popolazione II) con un ramo quasi orizzontale superiore detto delle giganti e un ramo obliquo inferiore detto delle nane o, più spesso, sequenza principale; un gruppo poco numeroso di stelle si raggruppa in basso a sinistra nel diagramma e viene detto delle nane bianche.
La grandezza stellare è legata alla luminosità: conoscendo luminosità e temperatura (o grandezza e tipo spettrale) di una stella si può valutare il suo raggio.
Una stella azzurra di tipo spettrale B e grandezza assoluta 6 ha luminosità pari a 10.000 volte quella del Sole, il suo raggio è 11 volte maggiore di quello solare e la stella prende il nome di gigante blu.
Una stella rossa di classe M e grandezza 2 ha una luminosità 1000 maggiore di quella del Sole e un raggio 100 volte più grande, perciò è una gigante rossa.
Viceversa una stella di classe F e grandezza +12 avrà raggio pari a 1/100 di quello solare e quindi non molto diverso da quello della Terra: sarà una nana bianca.

Come abbiamo detto, anche le stelle delle dimensioni del Sole appartenenti alla sequenza principale vengono indicate col nome di nane. Un'ulteriore informazione sulle stelle è data dalla loro massa, che però è valutabile solo per le stelle doppie. Quelle che appartengono alla sequenza principale hanno una luminosità assoluta circa proporzionale al cubo della massa e, ammettendo che ciò sia vero per tutte, si vede che le stelle giganti hanno una massa solo 20 volte superiore a quella del Sole; viceversa le nane bianche hanno una massa compresa fra 1/3 e 1/5 di quella solare.
Poiché le masse non variano sensibilmente, le giganti devono avere una densità molto bassa, le nane bianche molto alta; in queste ultime la materia assume caratteristiche particolari e le nane bianche vengono considerate lo stadio finale dell'evoluzione di una stella che inizialmente aveva una massa all'incirca pari a quella del Sole.

Quando una stella si forma, inizia la sua esistenza come stella rossa fredda; si contrae per effetto della gravità, riscaldandosi, e raggiunge l'equilibrio fra energia radioattiva ed energia gravitazionale sulla sequenza principale. Qui la stella brucia l'idrogeno di cui è composta trasformandolo in elio e, terminato il combustibile, il suo nucleo si contrae e la stella si sposta verso il gruppo delle giganti rosse perché la temperatura interna diviene sufficientemente alta per bruciare l'elio. La stella passa poi attraverso varie fasi evolutive, trasformando gli elementi di cui dispone in altri elementi via via più pesanti ed emettendo energia (in questo periodo della sua esistenza la stella diventa variabile), finchè arriva a innescare trasformazioni endoenergetiche (dal ferro in poi) che richiedono energia dall'esterno per prodursi. Poiché l'unica energia esterna disponibile è quella gravitazionale, la stella subirà un collasso (una contrazione del volume) che sarà tanto maggiore quanto maggiore è la sua massa. Una stella come il Sole diventerà una nana bianca (diametro 20.000 chilometri circa); una stella di massa pari a circa 3 volte quella del Sole diventerà una stella di neutroni (diametro 20 chilometri circa); una stella di massa ancora maggiore si ridurrà a buco nero (diametro teoricamente nullo). Questa si ritiene essere la sequenza evolutiva più probabile; la permanenza di una stella nei vari punti del diagramma H-R dipende principalmente dalla sua massa; il Sole dovrebbe restare sulla sequenza principale per 10 miliardi di anni (metà di questo tempo sarebbe già trascorso) prima di spostarsi verso le giganti rosse; dopo di che la sua evoluzione dovrebbe essere molto più rapida. Lo studio statistico delle stelle vicine al Sole mostra che in gran parte si tratta di nane della sequenza principale; questo accade perché sotto tale forma le stelle passano la maggior parte della loro esistenza. Le ipotesi evolutive precedenti riguardano le stelle giovani (che si sono formate 5 miliardi di anni fa o meno); l'analisi degli ammassi globulari fornisce informazioni sulla popolazione anziana (cioè sulle stelle di popolazione II).

Stelle doppie (o sistemi binari)

Sistemi di due stelle rotanti intorno al comune baricentro. Oltre alle doppie ottiche (casuali allineamenti che fanno apparire vicine sulla sfera celeste due stelle, in realtà senza alcun legame reciproco) si conoscono tre tipi di effettive stelle doppie: le visuali, le fotometriche e le spettroscopiche.
Le doppie visuali sono abbastanza vicine a noi e abbastanza lontane tra loro da risultare osservabili come separate al telescopio; ciò accade per distanze tra le due stelle comprese fra 100 e 10.000 unità astronomiche (sopra quest'ultimo valore le due stelle sono troppo poco legate dalla gravitazione e bastano piccole perturbazioni per distruggere il sistema).
La possibilità di osservare il sistema e calcolare l'orbita relativa di una stella rispetto all'altra permette di ricavare informazioni sulle dimensioni e sulle masse delle componenti. Si conoscono alcune decine di migliaia di stelle doppie visuali.

Le doppie fotometriche (dette anche variabili a eclisse) sono stelle il cui piano orbitale passa per la Terra e che perciò si eclissano a vicenda periodicamente. Il potere risolutivo dei telescopi non è sufficiente per vederle separate, ma la luminosità complessiva del sistema presenta un minimo quando una delle due componenti passa davanti all'altra. La forma della curva di luce, la durata e la rapidità dei minimi danno informazioni sulle dimensioni relative delle due stelle che compongono il sistema, sulla forma dell'orbita e su eventuali fenomeni di marea alla loro superficie.
Esempio tipico di doppia fotometrica è Algol, che varia di luminosità, quasi scomparendo, ogni 68 ore; l'eclisse è visibile a occhio nudo ed era stata osservata certamente anche dagli arabi.

Le doppie spettroscopiche si rivelano attraverso l'osservazione del loro spettro: le righe risultano spostate (per effetto Doppler) verso il blu per una stella che si avvicini, verso il rosso per una che si allontani; se l'orbita del sistema giace in un piano che contiene la Terra, ciascuna delle due stelle si avvicina e si allontana alternativamente da noi e le righe spettrali oscillano con una periodicità ben definibile.

Lo studio delle stelle doppie costituisce l'unica via per conoscere un notevole numero di masse stellari, altrimenti non misurabili (se si esclude il Sole). Fortunatamente i sistemi doppi sono molto frequenti: in vicinanza del Sole, entro un raggio di 100 anni luce, più del 60% delle stelle è un sistema doppio e sono molto numerosi anche i sistemi multipli, di tre o più stelle (tipico il caso di Castore visibile come stella singola, a occhio nudo, che è in realtà un sistema di sei stelle).

In molti casi si deduce la presenza di un compagno non visibile di una stella per via puramente teorica, studiando le perturbazioni del suo moto; in questo modo è stato scoperto il Compagno di Sirio e si è dimostrata l'esistenza di corpi invisibili la cui massa sarebbe 5 o 10 volte maggiore di quella di Giove.
Forse con osservazioni molto precise, effettuabili con il telescopio spaziale, si arriverà anche a provare l'esistenza di altri sistemi planetari oltre il nostro. Il numero elevato di sistemi doppi e multipli permette di pensare che queste stelle si siano formate da una stessa nube di materia, con un processo simile a quello che avrebbe dato origine al sistema solare.

Stelle variabili.

Astri che presentano variazioni di luminosità periodiche o irregolari. Le stelle variabili si possono suddividere in diverse classi; escludendo le variabili a eclisse, che sono in realtà stelle doppie, le variabili intrinseche possono essere regolari, semi regolari e irregolari.
Al primo gruppo appartengono le cefeidi, le RR Lyrae e le variabili a lungo periodo. Cefeidi e RR Lyrae sono fra le stelle più luminose del cielo e risultano osservabili anche in galassie vicine alla nostra; il loro periodo di variazione della luminosità dipende dalla grandezza assoluta e servono perciò come campioni di misura delle distanze astronomiche (la relazione fra grandezza assoluta e grandezza apparente dipende dalla distanza e viene espressa da una semplice formula); sono stelle pulsanti il cui raggio aumenta e diminuisce periodicamente, in poche ore o in un dato numero di giorni.
Rappresentante tipico delle variabili a lungo periodo è la stella Mira Ceti, la prima variabile scoperta (da Fabricius nel 1596); è una gigante rossa, che varia in media dalla terza alla nona grandezza in circa 330 giorni, ma presenta anche variazioni irregolari minori, probabilmente dovute alle bande di assorbimento dell'ossido di titanio (la cui abbondanza cambia sensibilmente anche per minime variazioni della temperatura).
Le variabili semi regolari presentano diversi periodi di oscillazione sovrapposti e con diverse ampiezze; l'analisi della curva di luce si effettua col metodo di Fourier; una delle stelle più note di questo gruppo (che comprende numerose giganti e supergiganti ) è Betelgeuse, che ha un periodo di 6 anni con irregolarità sovrapposte.
Infine le variabilità irregolari manifestano luminosità che variano in modo non periodico; possono diminuire rapidamente di intensità come R Coronae Borealis che passa dalla sesta alla dodicesima grandezza (forse per espulsione dalla stella di gas ricchi di carbonio, che ne offuscano lo splendore), oppure aumentare rapidamente di luminosità, come se esplodessero.

Si possono far rientrare in questo gruppo le stelle del tipo nova e supernova, e le stelle nane del tipo U Geminorum (che presentano righe di emissione dell'idrogeno e dell'elio); comportamento per certi aspetti analogo presentano le stelle a brillamento, o flare stars, che rivelano fenomeni simili ai brillamenti solari, ma molto più intensi (tipico il caso di UV Ceti, che aumenta di sei grandezze in meno di un minuto).