Come nasce una stella

Come gli esseri viventi, anche le stelle nascono , si evolvono e muoiono. Gran parte delle stelle che oggi possiamo osservare sono nate prima dell’umanità, ne deriva che la nascita di una stella, per l’ uomo, è un evento molto raro da poter osservare. Oggi grazie a potenti strumenti tecnologici sono state già osservate alcune stelle neonate e gli stessi sono già puntati verso zone dell’ universo dove si prevede possano nascere nuove stelle.
Le stella nascono da ammassi di gas ad alta densità costituiti essenzialmente da idrogeno (70% circa), da elio (30% circa) e tracce di elementi più pesanti. Questi ammassi vengono definiti come nebulose interstellari o anche nubi molecolari. In esse gli elementi, per effetti gravitazionali, iniziano ad interagire fra loro. Ciò comporta una contrazione con un aumento vertiginoso di densità. L’antagonismo tra le forze gravitazionali interne, che tendono a far contrarre l’ammasso di gas, e l’elevatissima pressione termica che ne deriva e che tende a farlo espandere, determina il destino dell’ astro nascente. Superata una certa massa critica (massa di Jeans), i materiali collassano generando così una protostella. Essa si trova al centro della nube e la sua forza gravitazionale le permette di attrarre nuova materia interstellare, crescendo di massa e densità, e contemporaneamente di raggiungere temperature elevatissime per effetto del conseguente aumento della pressione termica che si sviluppa al suo interno. In questa fase, non vi è alcun tipo di reazione nucleare in grado di liberare energia e quindi la protostella continua a ridurre le proprie dimensioni. Il destino della protostella dipende dalla massa che la compone.
Una stella massiccia (di grande massa) in formazione permane in questa fase per qualche centinaio di migliaia di anni mentre per una stella di massa medio-piccola dura un periodo di circa 10–15 milioni di anni. Se la protostella possiede una massa inferiore a 0,08 masse solari (massa del sole pari a circa due quintilioni di chilogrammi) la temperatura raggiunta al suo interno non è in grado di contrastare la forza di gravità della materia che la circonda e pian piano questa collassa trasformandosi in una fredda e poco brillante nana bruna.
Nelle protostelle con massa maggiore di 0,08 masse solari il nucleo , ad un certo punto, raggiunge la temperatura di circa 10 milioni di gradi kelvin. Superata questa soglia la protostella diventa una stella. Nel nucleo della stella (nocciolo) la temperatura e la pressione sono talmente alte da trasformare la materia in uno stato detto plasma. Sempre nel nucleo avvengono le reazioni di fusione nucleare che trasformano gli atomi di idrogeno in atomi di elio, liberando energia principalmente sottoforma di raggi gamma e fotoni. Grazie all’energia liberatasi, la neonata stella è in grado di contrastare la forza gravitazionale esercitata dagli strati più esterni, evitandone il collasso verso il nucleo.
Come vedremo, in questa fase si trovano la maggior parte delle stelle osservabili e viene definita come sequenza principale del diagramma HR e può durare milioni o miliardi di anni durante i quali, la stella subirà variazioni, anche sensibili, di luminosità, raggio e temperatura. In ogni caso ogni stella trascorrerà circa il 90% della sua esistenza in queste condizioni. Il permanere in questa situazione di equilibrio, ancora una volta , dipende principalmente dalla quantità di massa che la compone. Indicando con massa solare (simbolo= M_☉) la massa del nostro Sole, avremo la seguente casistica:

• Stelle con masse tra 0,08 e 0,8 M_☉

Definite come nane rosse, si riscaldano mano a mano che l 'idrogeno viene consumato al loro interno, accelerando la velocità delle reazioni nucleari e divenendo per breve tempo delle stelle azzurre; quando tutto l' idrogeno negli strati interni è stato convertito in elio, esse si contraggono gradualmente, diminuendo di luminosità ed evolvendo in nane bianche costituite prevalentemente da elio.

• Stelle con masse tra 0,8 ed 8 M_☉

Queste stelle attraversano una fase di notevole instabilità alla fine della sequenza principale: il nucleo (core) subisce diversi collassi gravitazionali, aumentando la propria temperatura. Di consequenza gli strati più esterni si espandono e si raffreddano, assumendo una colorazione via via sempre più tendente al rosso. Ad un certo punto l'energia sprigionata dal collasso gravitazionale permette allo strato di idrogeno immediatamente circostante il nucleo di raggiungere la temperatura di ignizione della fusione nucleare. A questo punto la stella, dopo esser passata per la fase altamente instabile di subgigante , si trasforma in una fredda ma brillante gigante rossa con un nucleo inerte di elio e un guscio in cui prosegue la fusione dell'idrogeno e permane in questa fase per circa un miliardo di anni.

• Stelle con masse superiori ad 8 M_☉

Quando termina il processo di fusione dell'idrogeno in elio ed inizia la conversione di quest'ultimo in carbonio, le stelle massicce (con massa superiore ad 8 M_☉) si espandono raggiungendo lo stadio di supergigante rossa. Non appena si esaurisce anche la fusione dell'elio, i processi nucleari non si arrestano ma, complice una serie di successivi collassi del nucleo ed aumenti di temperatura e pressione, proseguono con la sintesi di altri elementi più pesanti: ossigeno, neon, silicio e zolfo. La supergigante rossa può anche attraversare uno stadio alternativo, che prende il nome di supergigante blu. Durante questa fase la fusione nucleare avviene in maniera più lenta; per via di tale rallentamento, l'astro si contrae e, poiché una grande quantità di energia viene emessa da una superficie fotosferica più piccola, la temperatura superficiale aumenta, donde il colore blu; l'astro tuttavia, prima di raggiungere questo stadio, passa per la fase di supergigante gialla, caratterizzata da una temperatura e dimensioni intermedie rispetto alle due fasi. Una supergigante rossa può in qualsiasi momento, al rallentamento delle reazioni nucleari, trasformarsi in una supergigante blu.
Alcune stelle particolarmente rare ma anche particolarmente massicce vengono definite "ipergiganti". Sono molto luminose (classe luminosita "0"), la loro massa può arrivare fino ad alcune centinaia di masse solari e la loro temperatura superficiale è compresa fra i 3.500 K e i 35.000 K.
Ad oggi le conoscenze scientifiche sulle "ipergiganti" sono scarse, essendo molto rare. Possono avere differenti colori: il "blu" indica solitamente che la stella è relativamente calda, mentre il "rosso" indica che è relativamente fredda. Vi sono poi le ipergigante "gialle" con temperature medie che sono ancor più rare delle altre ipergiganti.
Appena nate, le stelle si posizionano lungo la Sequenza Principale del diagramma HR, in base alla loro massa: quelle di massa maggiore (anche fino a 100 volte la massa del Sole) si troveranno nella parte in alto a sinistra della fascia, infatti sono stelle molto massicce con un'altissima temperatura sulla superficie e molto luminose, di colore blu; poi via via scendendo lungo la fascia principale si incontrano stelle di massa, temperatura e luminosità sempre minore, fino ad arrivare a quelle con la massa minima possibile per una stella, di circa 0.08 volte la massa del Sole. Queste ultime sono stelle più "fredde", piccole e di colore rosso.

Come muore una stella

Anche l' evoluzione dell' ultima fase di vita di una stella dipende dalla sua massa. Stelle con masse diverse avranno diversi destini; vediamoli:

• nel caso di una stella più piccola di 8 masse solari, il nucleo diventa una nana bianca, dopo aver espulso gli strati più esterni che costituiranno una nebulosa planetaria.


• se la stella è più grande di 8 masse solari, essa esploderà in maniera spettacolare formando una supernova. Il nocciolo può diventare una stella a neutroni, una pulsar o un buco nero. In particolare le stelle "ipergiganti" hanno una evoluzione rapida, stimata in circa due milioni di anni, al termine dei quali esplodono in brillantissime "supernovae" o addirittura "ipernovae". Si ipotizza che una ipergigante, dopo l'esplosione, si trasformi in un buco nero estremamente denso e massiccio

Grandezza delle stelle

Le stelle vengono classificate principalmente in base ad analisi di tipo fotometrica e spettroscopica (vedi sezione “classificazione delle stelle”). Dallo “spettro” di una stella si ricavano informazioni sulla sua composizione chimica ma soprattutto informazioni circa l’ indice di colore, temperatura e luminosità intrinseca (tra indice di colore e temperatura esiste una relazione di proporzionalità). Dalla luminosità di una stella si ricava anche la sua massa , la sua densità e la sua superficie di conseguenza il suo raggio e quindi le sue dimensioni reali.
SI è visto che le dimensioni reali delle stelle sono estremamente variabili: le più piccole (es. le stelle di neutroni) hanno dimensioni comprese tra 20 e 40 km, mentre le più grandi (es. supergiganti ed ipergiganti) hanno raggi nell'ordine di alcune UA (Unità Astronomicha=149.600 Km).
Le dimensioni delle stelle solitamente non dipendono dalla loro massa e/o dalla loro luminosità assoluta. Vi sono stelle di minor massa che hanno dimensioni più grandi di stelle di massa maggiore; oltremodo vi sono stelle meno luminose ma più grandi di altre più luminose. Altresì ogni stella varia le sue caratteristiche e le sue dimensioni a seconda del periodo in cui si trova nel suo percorso evolutivo che si compie in tempi astronomici di milioni o miliardi di anni.
Potendo osservare il cielo, dallo stesso punto di osservazione, tra qualche miliardo di anni , lo troveremmo completamente mutato ed irriconoscibile. Oltre a trovare mutata la posizione di tutte le stelle a noi note, alcune di esse le troveremmo profondamente trasformate in dimensioni e luminosità, alcune spente (non più visibili), altre esplose (novae e supernovae) ed altre ancora completamente nuove (“nate” nel frattempo). Quindi la configurazione della volta celeste varia con il variare dell’ “epoca” in cui viene osservata.

Ciclo di vita delle stelle

Particolari indicazioni circa l’ evoluzione delle stelle, vengono fornite dal diagramma HR (prende il nome dagli astronomi Hertzsprung-Russell che l’ hanno ideato nel 1910 ) che mostra la relazione tra la luminosità e temperatura superficiale delle stelle.
Questi due parametri fisici sono fondamentali per ricavarne massa, età e composizione chimica.
Il “diagramma HR” permette di capire quali cambiamenti fisici una stella subirà durante la sua esistenza, parimenti di risalire alla sua età.
Appena nate, le stelle si posizionano lungo la Sequenza Principale del diagramma HR, in base alla loro massa: quelle di massa maggiore (anche fino a 100 volte la massa del Sole) si troveranno nella parte in alto a sinistra della fascia, infatti sono stelle molto massicce con un'altissima temperatura sulla superficie e molto luminose, di colore blu; poi via via scendendo lungo la fascia principale si incontrano stelle di massa, temperatura e luminosità sempre minore, fino ad arrivare a quelle con la massa minima possibile per una stella, di circa 0.08 volte la massa del Sole. Queste ultime sono stelle più "fredde", piccole e di colore rosso.
Le stelle trascorrono la maggior parte della loro vita, mentre cioè bruciano il loro "carburante" in condizioni di stabilità, nella Sequenza Principale
Si è visto che la maggior parte della popolazione stellare (circa il 90%) è composta da stelle nane con debole luminosità e diametri che vanno da 1/10 a 10 volte quello del Sole. Tra esse prevalgono numericamente le “nane rosse” che hanno una luminosità da 100 a 10.000 volte inferiore a quella del nostro Sole.
Le stelle giganti rappresentano circa l’ 1 % della popolazione stellare ed ancor più rare risultano essere le supergiganti e le ipergiganti. Tuttavia essendo molto più splendenti, quest’ ultime appaiono più numerose in quanto più visibili nel cielo notturno mentre le nane, specie quelle rosse, spesso restano invisibili alla nostra vista almeno che si trovino a distanze relativamente piccole ( inferiore a 5 anni luce).

NB. E’ bene ricordare che con i termini “nana”, “gigante” o “supergigante” non si identificano univocamente le dimensioni delle stelle poiché esse dipendono, a parità di luminosità, dal tipo spettrale. Le“supergiganti azzurre”, ad esempio, hanno un diametro massimo di 50 volte quello del Sole mentre le “supergiganti rosse” anno diametri fino a 1.000 volte quello del Sole.

Le stelle con massa compresa tra 0,08 M☉ e ~70 M☉ (M☉ = massa solare), hanno una ciclo di vita molto lento (alcuni miliardi di anni) dovuto ad una certa stabilità fisica derivante dall’ equilibrio idrostatico tra le forze di contrazione gravitazionali e quelle opposte di espansione dovute all’ energia irradiata dalla fusione nucleare (al disotto di 0,08 masse solari non avviene la fusione nucleare).
Sono le stelle che si trovano nella sequenza principale del “diagramma HR”.
La maggior parte di esse è rappresentata da stelle nane (il Sole che è una nana-gialla) che permangono pressappoco stabili per un periodo di alcuni miliardi di anni.
Al crescere della massa si accorcia il periodo di stabilità sino ad arrivare alle più massicce stelle blu con massa fino a ~70 masse solari e luminosità fino a 1000 volte quella del Sole che permangono stabili solo per pochi milioni di anni (vedi figura a lato).
Il periodo di stabilità finisce quando il processo di fusione nucleare ha consumato tutto l’ idrogeno a disposizione ; a questo punto inizia la fusione di elementi sempre più pesanti (elio e carbonio, azoto, ossigeno) contenuti al suo interno e ciò avviene in diverse fasi ed in tempi relativamente brevi. Ne consegue che la relazione tra temperatura e luminosità di queste stelle cambia e di conseguenza cambia le loro posizione nel “diagramma HR” (Vedi figura a lato).
In particolare le stelle con massa minore (meno di 5 M☉) abbandonando la "sequenza principale" si spostano verso la zona delle “giganti” e quelle con massa maggiore verso quella delle “supergiganti”.
Dopo un periodo di tempo limitato, si compie il destino finale di tali stelle: quelle “giganti” collassano in “nane bianche” e quelle supergiganti esplodono in spettacolari supernovae, lasciando al loro posto stelle di neutroni , pulsar o buchi neri (vedi sezione "Stelle degeneri).

Ciclo di vita del Sole

Il nostro Sole è una “nana gialla” che avendo una età di circa 4,5 miliardi di anni, si trova pressappoco alla metà del suo percorso evolutivo stabile (sequenza principale del diagramma HR).
Questa fase durerà altri 5,5 miliardi di anni durante i quali esso consumerà completamente l’ idrogeno a sua disposizione. A quel punto, dopo brevi periodi di instabilità contrassegnati da piccole contrazioni ed espansioni, si trasformerà in “gigante rossa” conservando la sua massa ma avendo una densità molto inferiore a prima ed una atmosfera molto rarefatta ed estesa.
Il suo raggio sarà circa 100 volte maggiore (circa 0,5 AU) e la luminosità circa 1000 volte maggiore. Mercurio e Venere saranno completamente assorbiti dal nuovo Sole mentre la Terra diventerà un pianeta rovente, in parte vaporizzato, che vi orbiterà attorno.
Dopo circa due miliardi di anni passati nella fase di gigante rossa, il Sole espellerà gli strati più esterni che diventeranno una nebulosa planetaria e il suo nucleo probabilmente diventerà una nana bianca cioè un oggetto degenere estremamente denso, in rapida rotazione attorno al proprio asse, con bassa luminosità, con una dimensione paragonabile a quella della Terra ma una massa paragonabile a quella del Sole.

Stelle da record

La stella più massiccia

Grazie all’utilizzo del “Very Large Telescope” (VLT) dell’ ESO, un gruppo di astronomi hanno scoperto una stella denominata R136a1.
Si tratta di una “ipergigante-blu” che si trova nella “nebulosa Tarantola” all’ interno della galassia “Grande Nube di Magellano”, a 165.000 anni luce da noi.
Possiederebbe una massa di circa 265 M☉ ed una luminosità pari a 8 - 10 milioni di volte quella solare (magnitudine assoluta =- 8,09). Risulta essere anche la stella più luminosa e la sua temperatura superficiale supera i 100.000 gradi F

La stella più grande

In termini di dimensioni fisiche , la stella UY Scuti è considerata la più grande stella conosciuta.
E’ una ”ipergigante rossa” situata nella “Via Lattea” nella costellazione “Scudo” a circa 9.500 anni luce di distanza da noi. La sua massa è di “solo” 30 M☉ ma il suo raggio è di oltre 1.700 volte maggiore del raggio del nostro Sole (circa 8 volte la distanza terra-sole).
Ha un volume di circa 5 miliardi di volte quello del Sole e una magnitudine assoluta bolometrica di -9,1 che la rende una delle stelle più luminose della nostra galassia.

La stella più piccola

Scoperta grazie ai dati raccolti dal cacciatore di esopianeti Wasp (gestito dalle università di Kelee, Warwick, Leicester e St Andrews) la stella più piccola Eblm J0555-57Ab che fa parte di un sistema binario.
Distante 600 anni luce da noi, nella costellazione del “Camaleonte”, rasenta il limite minimo di massa (0,08 M☉) sotto il quale non si può più generare una stella in quanto non si realizzano le fusioni nucleari.
Le sue dimensioni sono paragonabili a quelle di Saturno ma ha una massa molto maggiore di circa 0,081 M☉ e la sua luminosità è 2.000 - 3.000 volte minore di quella del nostro Sole .

La stella più veloce

La stelle “normali”, come il nostro Sole, orbitando attorno al centro galattico con velocità moderata, dell’ordine di max 100 chilometri al secondo.
Alcune cosiddette stelle iperveloci sfuggono a questo legame, viaggiando a velocità 10 volte superiori.
Utilizzando il telescopi Keck e Pan-Starrs, nelle Hawaii, un gruppo internazionale di astronomi, guidati da Stephan Geier dell’ESO (European Southern Observatory) hanno trovato una stella iperveloce che viaggia a circa 1200 chilometri al secondo, battendo ogni precedente record di velocità intergalattica. Si tratta di una “nana bianca” chiamata US 708 nella costellazione dell’ “Orsa Maggiore” che appartiene ad piccolo gruppo di stelle definite esuli, in quanto possiedono una velocità tale da potere sfuggire alla forza gravitazionale della Via Lattea.
La sua velocità sarebbe dovuta alla esplosione in supernova della stella con la quale formava un sistema binario.
La stella ha una magnitudine apparente 18,8 e dista 61.970 anni luce da noi. Appartiene alla classe spettrale “sdOHe” con una temperatura superficiale di circa 44.000 K.

La stella con periodo di rotazione più rapido

Le stelle che hanno un periodo di rotazione molto rapido, si sa, sono le PULSAR (pulsating radio source).
Sono stelle di neutroni nate a seguito di violente esplosioni di supernovae che emettono segnali radio periodici.
La prima pulsar, che ruotava 641 volte al secondo (PSR B1937+21), fu scoperta dall’ astronomo Backer nel 1982. Nel 2007 fu scoperta una stella di neutroni (XTE J1739-285) che ruota con un periodo di 1122 giri al secondo.
Nel 2012, è stata scoperta, Telescopio spaziale Fermi, la pulsar millisecondo PSR J1311-3430. Con un periodo di rotazione stimato a 2,5 millesimi di secondo, oggi è la pulsar con una rotazione più veloce tra quelle conosciute.

La stella più lontana

Nell’ aprile 2018 i telescopi spaziali Hubble e Spitzer hanno individuato, in direzione della costellazione del Leone, la stella più lontana da noi chiamata Icarus ( nome ufficiale MACS J1149+2223 Lensed Star 1). Il suo avvistamento si è reso possibile solo grazie al “lensing gravitazionale” generato dall’ ammasso di galassie MACS J1149.6+2223 posto alla distanza di 5,3 miliardi di anni luce dalla Terra. L’ ammasso agisce come lente gravitazionale , curvando e amplificando la luce proveniente dalla stella posta dietro di esso.
Icarus è molto più grande del nostro Sole e centinaia di migliaia di volte più luminosa. Si tratta di una “supergigante blu” che dista circa 9 miliardi anni luce da noi; appartiene alla “classe spettrale B “ ed ha una” magnitudine apparente di +28,4.

La stella più vicina

Proxima Centauri è una stella “nana rossa” di classe spettrale M5.5 Ve , posta a circa 4,2 anni luce da noi (270 000 volte la distanza fra la Terra e il Sole ) in direzione della costellazione del Centauro .
E’ la stella a noi più vicina ed é parte di un sistema triplo noto come “α Centauri AB”.
Il sistema è composto da “α Centauri A” e “α Centauri B” , due stelle nane (una gialla e l’ altra arancione) che orbitano molto vicine tra loro (circa 39,5 UA ) attorno ad un centro comune di massa.
Attorno alle due stelle, ad una distanza maggiore ( circa 13 000 UA), orbita “Proxima Centauri” con un periodo di circa 550 000 anni ed elevata eccentricità orbitale (e=0,5).
Grazie alla sua vicinanza da noi è stato possibile misurare direttamente il suo diametro e si è visto che, rispetto al Sole, il suo raggio è circa un settimo, la sua massa circa un ottavo mentre la densità è quaranta volte superiore.
Le due componenti principali del sistema, “α Centauri A” e “α Centauri B”, sono troppo vicine fra di loro per poter essere distinte ad occhio nudo ed appaiono quindi come una unica stella di magnitudine -0,2 quindi molto luminosa ( la a tersa più luminosa dopo Sirio e Canapo) visibile dall’ intero emisfero sud e alle basse latitudini settentrionali.
In realtà “α Centauri A ha una magnitudine apparente di – 0,27; α Centauri B di +1,27 ; Proxima Centauri di +11,05 ( quest’ ultima resta quindi invisibile ad occhio nudo).

Non vi sono stelle di particolare interesse.

Non vi sono oggetti MESSIER nella costellazione

Stelle più luminose ( Mag. < 4 )

Stelle variabili.

Stelle doppie ( Mag. app. < 4 ).