Stelle

Le stelle sono gigantesche palle di gas incandescente sospese nel vuoto che brillano di luce propria. Questa non è esattamente la definizione che potremmo trovare su un qualsiasi vocabolario di lingua italiana, ma probabilmente ci aiuta a focalizzare la vera natura di questi puntini luminosi che da sempre affascinano gli esseri umani.

In effetti tutte le stelle hanno forma sferica o semisferica a causa dell'attrazione gravitazionale. La materia presente nell'universo genera infatti una forza attrattiva solo per il fatto di avere massa. Se la distribuzione di materia è uniforme, come per esempio all’interno di una nube di gas, intorno al centro di gravità la massa tende ad accumularsi in maniera identica da tutte le direzioni, formando quindi corpi celesti di forma sferica. Poiché però la gravità è una forza debole, ne vediamo gli effetti quando le masse in gioco sono molto grandi. Non a caso tutte le stelle hanno dimensioni notevoli.

Il Sole ha un diametro di 1,4 milioni di km, oltre 100 diametri terrestri. Ma il Sole è una stella media: i diametri stellari variano da qualche centesimo a qualche centinaio quello solare.

Eppure, anche le dimensioni delle stelle, per quanto enormi, sono piccole rispetto alle distanze che le separano. Proxima Centauri, la stella più vicina al nostro Sistema Solare, si trova 250 mila volte più lontana dalla Terra di quanto non lo sia il Sole. La stessa luce di Proxima, pur viaggiando all'incredibile velocità di 300 mila km al secondo, impiega 4 anni per raggiungerci.

Ora sappiamo che le stelle sono enormi sfere disperse nel vuoto degli spazi interstellari. Di cosa sono fatte? Non abbiamo ancora detto nulla sulla loro composizione. Le stelle sono costituite da gas ad alta temperatura. Sebbene esistano numerosi tipi di stelle, l'analisi della luce che emettono ha mostrato che sono composte principalmente da idrogeno (70%) ed elio (poco meno del 30%), gli elementi più semplici e abbondanti dell'universo, oltre a percentuali minime di elementi più complessi come, ad esempio, carbonio, ossigeno, azoto e ferro.

Il gas stellare si trova a temperatura molto elevate. La superficie del Sole si aggira intorno ai 6000 gradi, ma alcune stelle possono essere quasi 10 volte più calde. Ogni corpo circondato da un ambiente più freddo tende a liberarsi della propria energia interna irradiandola sottoforma di luce e calore. Per questo le stelle emettono luce; tanto più sono calde tanto più sono luminose a parità di superficie emittente. La potenza irraggiata dal Sole sottoforma di luce e calore è uguale a quella di diecimila miliardi di bombe atomiche esplose su Nagasaki. E ci sono stelle che sono un milione di volte più luminose del Sole!

Ma c'è di più. Le stelle sono colorate. In una notte invernale, per esempio, osservando la grande costellazione di Orione, si nota che la spalla sinistra del cacciatore è distintamente rossa, mentre il piede destro è decisamente blu. Per un astronomo il colore di una stella fornisce una preziosa indicazione sull'energia a cui viene emessa la maggiore quantità di radiazione. Poiché il modo con cui viene emessa la luce in una stella dipende solo dalla sua temperatura superficiale, ecco che il colore diventa un indicatore di temperatura.

Le stelle più calde, la cui superficie può raggiungere 40.000 gradi, emettono soprattutto luce blu, mentre le più fredde, "solo" 2000-3000 gradi, irradiano principalmente una radiazione rossa.

Il Sole con i suoi 6000 gradi appare di un colore giallo. In base a questa proprietà è possibile procedere a una classificazione delle stelle; abbiamo così i principali gruppi O, B, A, F, G, K, M dalle più calde alle più fredde.

Sfere di gas in equilibrio

Torniamo alla definizione iniziale che abbiamo dato di stella. Soffermiamoci innanzitutto a pensare se abbiamo mai osservato un gas assumere una forma definita, come una sfera, in assenza di un contenitore. La risposta ovviamente è no, perché i gas tendono a espandersi ed occupare tutto il volume possibile. Allora come è possibile che il gas delle stelle si trovi confinato in qualche modo e non si disperda nel vuoto? La spiegazione risiede ancora una volta nel comportamento dei gas: comprimendolo, un gas si scalda; scaldandolo, un gas si espande.

Sfere che brillano di luce propria

Per trovare il meccanismo in grado di scaldare così tanto il gas e per così tanto tempo dobbiamo tuffarci nel mondo microscopico dei nuclei atomici. Gli atomi possiedono una struttura ben precisa: hanno un nucleo, formato da particelle chiamate protoni e neutroni, intorno a cui orbita una nuvola di particelle più piccole, gli elettroni. Siamo nel mondo dell'infinitamente piccolo: prendiamo un millimetro, dividiamolo per un milione di volte e poi ancora per dieci e otterremo le dimensioni di un atomo.

Raggruppamenti stellari

Le costellazioni sono raggruppamenti di stelle che formano in cielo alcuni schemi familiari. Tuttavia, la sfera celeste non è altro che una proiezione bidimensionale dell'universo che ci circonda centrata sul nostro pianeta. Così considerando la terza dimensione, cioè la profondità, stelle appartenenti a una stessa costellazione non sono legate tra loro da alcuna relazione, anzi, si trovano spesso a distanze considerevoli le une dalle altre. La credenza quindi che alcune costellazioni possano avere un'influenza sulla vita delle persone appare quindi del tutto infondata.

Il problema delle distanze

Uno dei principali problemi in astronomia è la misura delle distanze stellari. Abbiamo già osservato tutti gli oggetti vengono "schiacciati" su una proiezione sferica, detta appunto sfera celeste, che ha la Terra come centro. La mancanza della profondità porta inevitabilmente a considerazioni errate di luminosità e distanze tra gli oggetti. Il Sole, per esempio, è un oggetto di medie dimensioni, ma poiché è anche la stella più vicina a noi, ci sembra più grande e luminosa di tante altre stelle che, pur emettendo molta più luce, appaiono piccole e deboli a causa della lontananza.

Le stelle nascono, vivono e muoiono come gli esseri viventi; solo che lo fanno su scale di tempo così lunghe da sembrarci eterne e immutabili. Così, volendone studiare il ciclo vitale non resta che ipotizzare un'evoluzione simile per tutte le stelle e prendere un vasto campione di oggetti a diversi stadi. Un po' come osservare un neonato, un adulto e una persona anziana per studiare il ciclo dell'uomo.

Perché le stelle evolvono? Per tutta la sua vita una stella deve fare i conti con lo scontro titanico tra le due forze principali che la governano. Se si modificano alcune condizioni e una riesce a prevalere sull'altra l'equilibrio si rompe, generando reazioni a catena che modificano la struttura stellare e che portano a una nuova condizione di equilibrio. In questo modo, l'evoluzione di un astro è costellata da lunghe fasi di stabilità alternate a brevi intervalli di instabilità in cui avvengono i principali cambiamenti evolutivi. Il fattore chiave da cui dipende lo sviluppo di una stella è la sua massa. Maggiore è la quantità di materia, maggiore è la pressione necessaria a contrastare il collasso e quindi maggiore è la quantità di combustibile bruciato. Di conseguenza le stelle più grandi sono più luminose di quelle di piccola massa, ma vivono anche molto meno.

Nascita e maturità

Da dove nascono le stelle? Lo spazio interstellare non è vuoto, ma è riempito dal cosiddetto mezzo interstellare, una miscela di gas e polveri distribuiti su larga scala in maniera pressoché uniforme. Andando però a osservare su scala ridotta notiamo che la materia tende ad addensarsi e formare nubi di gas, prevalentemente idrogeno, e polveri. Queste nubi sono in equilibrio dinamico e termico alla rigida temperatura di -270°C. Per cause esterne alle nubi stesse, a volte può succedere che il materiale di cui sono composte cominci a comprimersi in un volume minore e a risentire dell'effetto della mutua attrazione gravitazionale.

Vecchiaia

Cosa succede quando il carburante principale si sta esaurendo? La stella ha bruciato quasi tutto l'idrogeno disponibile per la fusione nucleare, che rappresenta circa un 10% del totale e il nucleo è composto quasi esclusivamente da elio inerte. La produzione di energia che prima bilanciava il collasso gravitazionale è ora insufficiente a contrastarlo e si rompe l'equilibrio. Anche se in un primo momento all'esterno della stella non si nota niente, il nucleo stellare comincia a contrarsi a causa della sua stessa massa, aumentando progressivamente densità e temperatura. Come prima conseguenza, le reazioni di fusione si propagano fuori dal nucleo ormai spento e coinvolgono un guscio sottile di idrogeno circostante.

Morte

E dopo? Tutto dipende dalla massa della stella. Astri di massa inferiore a quella solare diventano instabili. Non riuscendo più a gestire l'intera massa, la stella espelle in uno sbuffo di gas gli strati superficiali, dando vita a una nebulosa planetaria. Si può dire che non esiste una nebulosa planetaria uguale all'altra: il gas espulso si colora di tante sfumature e prende le forme più varie, dando vita a uno degli spettacoli più affascinanti del cielo. Al centro della nebulosa rimane il cuore pulsante della vecchia stella non più grande della Terra, ma caldissima: una nana bianca.

Gli oggetti compatti

Nel paragrafo sull'evoluzione stellare abbiamo detto che sia nelle nane bianche sia nelle stelle di neutroni il collasso gravitazionale è arrestato da una pressione che non dipende più dalla temperatura a cui si trova il gas, ma dalla sua densità. In astrofisica corpi di questo tipo sono chiamati oggetti compatti e la materia di cui sono composti prende il nome di materia degenere. Per spiegarne il comportamento dobbiamo passare dalla sfera dell'estremamente grande a quella dell'infinitamente piccolo: è la moderna meccanica quantistica che ci viene in soccorso. Non bisogna però stupirsi del salto da una disciplina scientifica all'altra.

Reazioni nucleari

Le reazioni che coinvolgono il nucleo dell'atomo sono due: la fusione e la fissione. La prima parte da elementi semplici per costruirne di più complessi; la seconda agisce in senso contrario spaccando nuclei di elementi pesanti in nuclei di elementi più leggeri. In entrambi i casi si ha un'elevata produzione di energia. Prendiamo per esempio la fusione: la massa dei nuclei atomici che si fondono è maggiore di quella del nuovo nucleo che si forma. Poiché sappiamo che massa ed energia si equivalgono dalla nota formula di Einstein E = mc2, la differenza di massa è proprio quella che si trasforma in energia emessa.