Stella
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Normalmente si definisce stella un corpo celeste che brilla di luce propria. Una stella, in termini semplici, è un'enorme sfera di gas caldissimo. In termini più precisi, è una sfera di plasma in equilibrio idrostatico che genera energia nel suo interno attraverso dei processi di fusione nucleare. L'energia che viene prodotta viene irradiata nello spazio sotto forma di onde elettromagnetiche e neutrini.
Il Sole è generalmente preso in considerazione come il prototipo di stella (non perché sia in qualche modo particolare, ma perché si tratta della stella più vicina e quindi più facile da osservare e più studiata), e la maggior parte delle caratteristiche delle altre stelle sono di solito espresse in unità solari. Per esempio, la massa del sole è:
Ms = 1,99 × 1030 kg.
Le masse di tutte le altre stelle sono espresse in Ms, e vanno da 0,07 Ms per le più piccole fino a 40-50 Ms per quelle più grandi, anche se il limite superiore è molto incerto.
Indice |
[modifica] Popolazione stellare dell'Universo
La stella più vicina alla Terra, a parte il Sole, è la Proxima Centauri (parte del sistema di Alpha Centauri), che si trova a 40.000 miliardi di chilometri di distanza. La luce emessa da Proxima Centauri impiega 4,2 anni a raggiungerci (vedi anno luce). Se si intraprendesse un viaggio verso Proxima Centauri a bordo del TGV, il treno francese che detiene il record per la sua categoria di 515 chilometri all'ora, occorrerebbero quasi 9 milioni di anni per arrivare.
Gli astronomi stimano che esistano almeno 70.000 miliardi di miliardi di stelle (7 × 1022) nell'Universo conosciuto. Esse sono raggruppate in galassie, ognuna delle quali contiene da qualche miliardo a qualche centinaio di miliardi di stelle ed è ben separata dalle altre.
Molte stelle sono legate gravitazionalmente ad altre stelle, formando stelle doppie o a volte sistemi più complessi come le stelle triple.
Le stelle hanno dimensioni che vanno dalle microscopiche stelle di neutroni (in realtà un cadavere stellare), di appena qualche decina di chilometri, fino a supergiganti come la Stella Polare e Betelgeuse, la quale ha un diametro 1000 volte superiore a quello del Sole, ovvero circa un miliardo e mezzo di chilometri.
[modifica] Evoluzione stellare
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Per approfondire, vedi la voce evoluzione stellare. |
Le teorie sull'evoluzione stellare descrivono i diversi stadi dell'esistenza di una stella e i parametri che determinano le sue modalità di sviluppo. Le osservazioni hanno mostrato che le stelle possono essere collocate in un grafico teorico, chiamato diagramma Hertzsprung-Russell (dal nome degli astronomi Ejnar Hertzsprung e Henry Norris Russell che per primi lo hanno proposto) che pone a confronto la luminosità e la temperatura. La maggior parte delle stelle si dispone in una banda obliqua nota come sequenza principale, al di fuori della quale si trovano i gruppi delle giganti rosse e delle nane bianche.
Una stella nasce da una nube di gas e polveri relativamente fredda, con densità migliaia di volte maggiore di quella della circostante materia interstellare. La contrazione di questo gas, e il suo conseguente riscaldamento, continua finché la stella si trasforma in una protostella che emette radiazioni elettromagnetiche nella banda dell'infrarosso. La temperatura interna cresce ulteriormente fino a raggiungere un valore di circa 1.000.000 °C, sufficiente perché si inneschino le reazioni nucleari che trasformano l'idrogeno e il deuterio (il cosiddetto idrogeno pesante) in elio, con conseguente emissione di una grande quantità di energia nucleare. In questo stadio la contrazione si arresta e la stella vive una fase di stabilità.
Quando l'idrogeno comincia a esaurirsi, il rilascio di energia nucleare cessa, la contrazione dovuta alla gravità riprende e la temperatura aumenta fino a innescare nuove reazioni nucleari, che coinvolgono stavolta l'elio prodotto nella precedente fusione. Si ha quindi una fase di espansione della stella che in base alla massa iniziale diventerà o una Gigante Rossa o una Supergigante Rossa. Se l'espansione supera il punto di equilibrio, sarà ben presto seguita da una nuova contrazione e poi da una nuova espansione, per cui le dimensioni della stella oscilleranno più volte, tanto che la stella sembrerà "pulsare".Via via che l'elio termina si susseguiranno altre reazioni nucleari che porteranno alla creazione di nuclei di ferro, il combustibile della stella è quindi terminato ed essa sarà costretta a comprimersi nuovamente sotto la forza della gravità.
In base alla massa iniziale della stella essa seguirà due diverse "morti"
Se la massa è poco inferiore o uguale a quella del Sole la stella contraendosi espellerà gli strati più esterni dando origine a nubi di gas in espansione (le nebulose planetarie, da questo materiale si formeranno le successive generazioni di stelle). Con la perdita dell'involucro esterno non rimane altro che un nucleo rovente, che si contrae e si riscalda ulteriormente a spese dell'idrgeno residuo. Dopo poche migliaia di anni, la fusione si esaurisce del tutto e la stella inizia a raffreddarsi, rimanendo compatta e "nuda", diventa una nana bianca.
Le stelle con massa migliaia di volte superiore a quella solare evolvono rapidamente, giungendo allo stadio di supernova in pochi milioni di anni e lasciando come resto una stella di neutroni. Esiste un limite per la massa di questi oggetti, oltre il quale essi continuano a contrarsi fino a diventare un buco nero. Stelle medie come il Sole hanno vite di molti miliardi di anni. L'evoluzione finale di una stella di piccola massa non è nota, a parte il fatto che essa smette di emettere luce in maniera apprezzabile. Probabilmente esse diventano nane brune, cioè stelle molto fredde che si estinguono lentamente.
La nascita delle stelle è stata osservata nelle foto scattate con i grandi telescopi. Le moderne tecniche di osservazione dello spazio in ultravioletto e in infrarosso, e la radioastronomia hanno permesso di individuare i luoghi di formazione stellare.
[modifica] Classificazione stellare
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Per approfondire, vedi la voce classificazione stellare. |
La classificazione delle stelle va da quelle del tipo O (più grandi e luminose) a quelle del tipo M, che sono di solito grandi appena da permettere che abbia inizio la fusione dell'idrogeno. Quasi tutti i tipi di stella classificati sono (in ordine decrescente di temperatura): O, B, A, F, G, K, M (in lingua inglese è stata coniata una frase per ricordarsi facilmente questa scala: Oh Be A Fine Girl, Kiss Me). Ogni tipo è ulteriormente suddiviso in dieci sottoclassi, da 0 a 9. Per esempio, il tipo A più caldo è l'A0, che è molto simile al B9. Esisono poi alcuni tipi più rari per stelle particolari, come le stelle al carbonio.
Le stelle più comuni sono quelle piccole e rosse, di tipo M. Stelle grandi e luminose, come le O e B, sono molto rare, ma visibili a grandi distanze.
Il sole è una stella di tipo G2, che statisticamente è molto vicina alla media delle stelle osservate finora. La maggior parte delle stelle cadono nella cosiddetta sequenza principale del diagramma H-R, una descrizione delle stelle basata sulla loro magnitudine assoluta e sul loro tipo spettrale (che dipende dalla temperatura, e da altri parametri).
[modifica] Nomi delle stelle
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Per approfondire, vedi la voce nomenclatura stellare. |
La maggior parte delle stelle sono identificate da numeri di catalogo; solo una piccola parte di esse ha un nome vero e proprio. I nomi possono essere sia nomi tradizionali (la maggior parte dei quali provenienti dall'arabo), oppure essere designati secondo Flamsteed o Bayer. La sola organizzazione riconosciuta dalla comunità scientifica che può dare nomi alle stelle è l'Unione Astronomica Internazionale. Alcune società private permettono di scegliere un nome per una certa stella, ma questo non è riconosciuto dalla comunità scientifica.
[modifica] Voci correlate
- Stella variabile
- Stella binaria
- Lista delle stelle più luminose
- Lista delle stelle più vicine
- Lista delle stelle luminose più vicine
[modifica] Altri progetti
[modifica] Collegamenti esterni
