Astronomia le stelle

Le stelle sono corpi celesti che brillano di luce propria grazie all’energia generata nel loro nucleo ad opera di fusioni nucleari. Le stelle vengono tradizionalmente catalogate in base al diagramma Hertzsprung-Russell (HR) che mette in relazione la loro temperatura effettiva e luminosità. Queste sono quantità fisiche che dipendono strettamente dalle caratteristiche intrinseche della stella (massa, età e composizione chimica), non sono misurabili direttamente dell'osservatore ma possono essere dedotte attraverso modelli fisici. Il diagramma HR consente di seguire il percorso evolutivo delle stelle altrimenti non osservabile, viste le lunghe scale temporali sulle quali si sviluppa (da milioni a miliardi di anni). Mediante tale catalogo apprendiamo che il Sole, la stella più vicina alla Terra, è una stella medio-piccola, considerando la sua massa, la sua età e la sua composizione chimica. Nonostante questa classificazione non riconosca al Sole nessuna caratteristica significativa, esso costituisce la principale fonte energetica del nostro pianeta e, per questo, ci soffermeremo su questo esempio per comprendere meglio le caratteristiche di una stella.
Il Sole ha un diametro di circa 1,4 milioni di km, dista dalla Terra circa 150 milioni di km (distanza che viene assunta quale unità di misura e chiamata Unità Astronomica) e ha una temperatura che varia da 6000 a 15 milioni di gradi °C. Nel suo nucleo ogni secondo le reazioni nucleari trasformano centinaia di milioni di tonnellate di idrogeno in elio. La pressione e la temperatura sono così elevate che i singoli atomi si fondono uno con l’altro formando elio e producendo energia. Per avere un’idea dell’altissima densità della massa gassosa del Sole si pensi che i fotoni prodotti nel nucleo, pur viaggiando alla velocità della luce (pari a circa 300000 km/s), impiegano migliaia di anni per lasciare il Sole! Se consideriamo le regioni più superficiali del Sole scopriamo che ciò che percepiscono i nostri occhi è solo la fotosfera, la regione di transizione tra l’interno dell’atmosfera solare e lo spazio circostante. Tuttavia la regione più turbolenta della nostra stella è invisibile ai nostri occhi e si chiama cromosfera. E’ in questa zona turbolenta che hanno luogo eventi che influenzano l’atmosfera terrestre e che vengono genericamente classificati come tempeste solari.
Per semplificare fenomeni di difficile comprensione spesso l’uomo ha utilizzato la fantasia, questo è il caso delle costellazioni: raggruppamenti di stelle identificati con metodi del tutto empirici per localizzare le stelle sulla sfera celeste. Il metodo consiste nel considerare appartenenti ad una costellazione quelle stelle che appaiono tra loro “vicine” se osservate dallo stesso luogo sulla Terra. Vengono così considerate appartenenti alla stessa costellazione anche stelle che distano tra loro milioni di anni luce, ossia la distanza che si coprirebbe in milioni di anni viaggiando alla velocità della luce! L’approccio non è ovviamente adottato dalla moderna astronomia, ma nell’antichità assumeva un grosso significato poiché usato come strumento di orientamento durante la navigazione o come indicatore del susseguirsi delle stagioni. Nel 1929 l’International Astronomical Union mise ordine tra le innumerevoli costellazioni, retaggio di diverse culture da quella egizia a quella greca, riconoscendone come ufficiali “solo” 88. Oggi gli astronomi si riferiscono alle costellazioni ufficiali per individuare alcune regioni celesti.
Molto è ancora il percorso conoscitivo da intraprendere sulle stelle, le moderne tecnologie che permettano un’osservazione diretta dei corpi celesti mediante missioni satellitari costituiscono in questo ambito un contributo fondamentale.

 

Le stelle

Una stella è un corpo celeste che brilla di luce propria. È formata principalmente da elementi leggeri, come l'idrogeno e l'elio, e produce energia grazie alle reazioni di fusione nucleare che avvengono nel suo nucleo: a causa dell'elevatissima pressione che sussiste nel nucleo di una stella, due atomi di idrogeno si fondono in un atomo di elio, sprigionando una grande quantità di energia che viene poi irradiata verso l'esterno.

Le stelle possiedono caratteristiche diverse a seconda delle dimensioni e dell'età; una stella  di grandi dimensioni nella fase centrale della sua vita (fase chiamata sequenza principale) mostrerà un colore azzurro, dovuto alla  grande
temperatura superficiale (20.000 Kelvin). Il Sole, una stella di massa relativamente piccola, anch'essa nella sequenza principale, appare di colore giallo (temperatura superficiale=6000 Kelvin); altre stelle di massa ancora inferiore hanno un colore rosso (3000 Kelvin).

Tutte le stelle "invecchiano": la fuoriuscita dalla fase di sequenza principale avviene quando l'idrogeno contenuto nel nucleo delle stelle si esaurisce e la stella inizia a bruciare i prodotti di fusione, a cominciare dall'elio. Una volta persa la stabilità tipica della sequenza principale, la stella cresce in dimensioni, raffreddandosi e assumendo un colore rosso: la stella diventa una gigante rossa. Al termine della sua vita una stella si comporta in maniera diversa a seconda della sua massa: una stella come il Sole, di massa contenuta, semplicemente collassa, espellendo i suoi strati più esterni (che vanno a formare una nebulosa a forma di anello, nota come nebulosa planetaria) e concentrando il nucleo in un corpo più freddo e poco luminoso, una nana bianca.

Stelle con massa superiore a 8 masse solari vanno incontro ad una fine più spettacolare: una volta superato a causa delle reazioni nucleari un certo limite di massa (noto come limite d i Chandrasekhar) il nucleo non è più in grado di sostenere la sua stessa massa, che crolla su se  stessa dando inizio ad un collasso violento. L'onda d'urto si propaga agli strati esterni, che vengono letteralmente sparati nello spazio, sprigionando una grande energia e una quantità tale di luce che la stella generatrice per alcune settimane diventa luminosa come l'intera galassia che la ospita: la stella è esplosa come supernova. Mentre gli strati esterni si disperdono nello spazio come tenui filamenti gassosi, il nucleo collassato assume proprietà esotiche, diventando una stella di neutroni (se la massa del nucleo è inferiore a circa 3,8 masse solari) o un buco nero se possiede massa superiore.

Un buco nero è un oggetto dalla densità talmente elevata e dalla gravità talmente forte che nemmeno la luce riesce a contrastarla, ripiombando all'interno del buco nero.

La luminosità delle stelle

La luminosità di un corpo, sia esso una stella o anche una candela, è detta magnitudine. Esistono due tipi di misurazioni per la magnitudine di un corpo: la magnitudine ap parente, ossia la luminosità con cui un corpo appare all'osservatore, a prescindere dalla sua distanza, e la magnitudine as soluta, ossia la luminosità che un corpo ha alla distanza fissa di 10 parsec di

distanza (1 parsec = 3,26 anni luce; 1 anno luce = circa 90 mila miliardi di km). Ai fini dell'osservazione amatoriale interessa di più conoscere la magnitudine apparente.

La scala della magnitudine è decrescente: questo significa che più il valore è basso, più il corpo è luminoso. Di seguito sono riportati alcuni esempi di magnitudini apparenti, allo scopo di fornire un riferimento.

• magnitudine -26: è la luminosità del Sole visto da Terra;
• magnitudine -13: è la luminosità della Luna piena;
• magnitudine -1,46: è la luminosità di Sirio, la stella più brillante del cielo notturno;
• magnitudine 0: è la luminosità di Vega, la quinta stella più brillante del cielo;
• magnitudine 2: è la luminosità della Stella Polare: in alcune grandi città è anche il limite di visibilità delle stelle;
• magnitudine 3: è la magnitudine limite in un centro abitato di medie dimensioni in buone condizioni meteorologiche;
• magnitudine 4: è la magnitudine limite in un cielo non inquinato di una notte molto umida;
• magnitudine 5: è la magnitudine limite in un buon cielo fuori dai centri abitati;
• magnitudine 6: indica una visibilità perfetta.

 

Storia
Come già visto, le costellazioni sono un'invenzione antica, e sono state create allo scopo di orientarsi con facilità nel cielo notturno. Le costellazioni attualmente riconosciute dall'Unione Astronomica Internazionale sono 88, suddivise in 18 boreali, 34 (a cavallo tra i due emisferi) e 36 australi; questa disparità è dovuta al fatto che nell'emisfero boreale le costellazioni sono di grandi dimensioni, mentre quelle australi, spesso di recente invenzione, sono molto più piccole.

l'Ottante, il Telescopio e il Microscopio, il Pallone aerostatico e così via, gran parte delle quali posizionate nell'emisfero australe. Molte di queste sono state in seguito abbandonate ed assorbite da altre costellazioni, altre hanno semplicemente cambiato nome, altre ancora sono sopravvissute ai nostri giorni, sebbene poco note e anche poco luminose. Tra i più grandi studiosi e inventori di nuove costellazioni vi fu Nicolas Louis de Lacaille, il quale, durante il suo soggiorno in Sudafrica del 1751-1752, inventò 14 nuove costellazioni e smembrò la vastissima Nave Argo in tre parti minori, oggi note come Poppa, Vele e Carena.

Oltre alle costellazioni, anche le stelle furono oggetto di classificazione; il sistema tutt'ora utilizzato per catalogare le stelle di una costellazione in base alla loro luminosità è quello adottato da Johann Bayer, il quale inventò una classificazione secondo l'alfabeto greco: la stella più brillante di una costellazione aveva la lettera α (alfa), la seconda la β (beta) e cì ovsia. Questo sistema ha spesso     degli errori, perché in alcune costellazioni la stella più luminosa non è la stellαa,  ma la β o altre.
Una volta esaurite le lettere greche, veniva utilizzato l'alfabeto latino, dapprima in lettere  minuscole, poi in maiuscole. Un altro sistema, utilizzato però solo nelle costellazioni boreali e in poche australi, è quello della numerazione di Flamsteed, che considera le stelle per costellazione in base alle loro coordinate di ascensione retta crescente, ossia da ovest ad est.

Nel 1930 l'Unione Astronomica Internazionale, per porre rimedio alla confusione creatasi riguardo al numero delle costellazioni e al loro nome, si riunì per stabilire quali costellazioni adottare come permanenti e quali "confini" dovessero avere; molte piccole costellazioni australi vennero così accorpate ad altre, e si stabilì il numero definitivo di 88 costellazioni.