Stella

   

Stella   (lat. stella). Corpo celeste dotato di  luce propria, visibile sotto forma di punto luminoso; per estens.  ogni corpo luminoso che appaia nel firmamento, tranne il Sole e  la Luna: D Non volle che potessero innalzar gli occhi  verso le stelle (Tasso). Una notte oscurissima, senza luna nè stelle (Leopardi). Astro, considerato come influenzante il destino umano;  quindi destino, sorte: La stella che presiede alla nascita.  D Se tu segui tua stella / non puoi fallire a gloroso  porto (Dante). Oggetto, figura simile alla  rappresentazione usuale e stilizzata di una stella, in forma quindi  di un poligono per lo più regolare, con angoli rientranti: Una  stella di carta colorata. Una stella di pastafrolla.  Emblema o distintivo di Stati, partiti, ecc., a forma di stella:  La stella d'Italia. La  stella d'Israele o di David. Stella fiammeggiante, simbolo massonico  costituito da una stella a cinque punte, con raggi luminosi  nell'intervallo delle punte e la G al centro. Nome di varie  decorazioni a forma di stella: La stella al merito del lavoro.   Rotellina, fornita di punte, all'estremità dello sperone.  Piccola chiazza d'olio, di grasso, sulla superficie di un  liquido: Un bro-do che ha le stelle. Attrice, in  partic. cinematografica, di grande celebrità: Le stelle di  Hollywood. Con riferimento a persona di buon carattere,  che ispira affetto e simpatia: Quella ragazza è una stella.   Come termine di paragone a indicare straordinaria bellezza:  D Unico figlio dell'eroe troiano / bambin leggiadro come  stella (Monti). Lett. al pl. Occhi molto belli,  luminosi, splendenti: D Ebano i cigli e gli occhi eran due  stelle (Petrarca). Stella filante.

Loc. div. Dormire sotto le  stelle, all'aperto. Sotto le stelle, sulla  faccia della Terra; al mondo, tra gli uomini: D Fu detto  non essere sotto le stelle una simile coppia a quella del marchese e  della sua donna (Boccaccio). Portare, levare alle  stelle, esaltare, magnificare. Salire, giungere alle  stelle, di un suono molto acuto o fragoroso, che si propaga per  vasto tratto: Le sue urla giungevano alle stelle; fig.  elevarsi, aumentare di molto: I prezzi sono saliti alle stelle.  Vedere le stelle, provare un dolore fisico assai  forte. Essere nato sotto buona, sotto cattiva stella , avere fortuna, sfortuna. A stella, a forma di  stella: Un'aiuola a stella.

A llus. lett.  E quindi uscimmo a riveder le stelle, ultimo verso  dell'Inferno di Dante ( XXXIV, 139): i due poeti,  Dante e Virgilio, al termine del loro lungo viaggio attraverso le  regioni infernali, escono finalmente a rivedere il cielo. La frase è  spesso citata a indicare il senso di liberazione che si prova  nell'abbandonare un luogo chiuso o nello sfuggire a una situazione  opprimente.

Arald. Una delle figure che compare più  frequentemente negli stemmi. (Si rappresenta con cinque, sei od otto  raggi, raramente con sedici; il numero dei raggi deve essere sempre  blasonato. La posizione normale della stella sullo scudo è con  la punta rivolta verso il capo. Quando una stella con numero di raggi  dispari ha la punta rivolta verso la punta dello scudo si dice  rovesciata. La stella simboleggia la nobiltà gloriosa, la devozione e  le azioni sublimi.) Stella caudata, stella che  presenta un raggio più lungo degli altri. Stella  forata.

Astron.   Stella a flare, stella variabile di debole  luminosità e di tipo spettrale avanzato la cui caratteristica  principale è rappresentata da rapidi guizzi di splendore (in ingl.  flare), che si verificano a intervalli irregolari di tempo.  (Alcune di esse sono sicuramente stelle giovani ancora in fase di  contrazione gravitazionale; per altre sussiste il dubbio che si  tratti di oggetti più evoluti, ma a causa della loro bassa luminosità  i dati osservativi sono ancora troppo scarsi per poter avanzare  teorie sul processo fisico responsabile di tali guizzi di splendore.)  Stella cadente o filante. Stella Polare.

Ferr. Insieme di linee che si dipartono a  raggiera da una stazione. Dispositivo a stella,  dispositivo utilizzato per girare le locomotive, costituito da cinque  lati in curva, con cinque scambi e cinque intersezioni speciali.  (Sostituisce la piattaforma girevole in quanto occupa meno  spazio.)

Giochi. Stelle, nome di un trionfo nel gioco  dei tarocchi.

Ind. chim. Fuoco d'artificio generalmente usato  come guarnizione di fuochi più grandi e costituito da una serie di  raggi confluenti in un unico centro che, accesi, producono una luce  intensissima. (Tipo particolare è la stella detonante)

Ind. tess. Grosso aspo, ad asse  orizzontale, le cui testate sono a raggi collegati fra loro a mezzo  di bastoni, sui quali si avvolge a spirale la pezza da tingere. (E' di  solito utilizzata per la tintura di tessuti delicati, ad es. la seta,  che non tollerano sfregamenti; sotto la stella è posta la  barca con il colorante.)

Mat. Poligono regolare stellato.  Stella di rette, l'insieme di tutte le rette dello  spazio passanti per un medesimo punto. Stella di  piani, l'insieme di tutti i piani dello spazio passanti per un  medesimo punto.

Mil. Insegna di grado dei generali delle forze  armate francesi e americane. (Negli Stati Uniti, nel linguaggio non  ufficiale, si suole designare i vari gradi con la dizione:  Generale a una, due, tre o quattro stelle. Stella mobile, in  artiglieria, strumento di misura di alta precisione impiegato per  controllare il calibro lungo tutta la bocca da fuoco e stabilire, di  conseguenza, lo stato di usura della stessa. (E' formato da un'asta  graduata che porta a una estremità un pistone dalla cui superficie  cilindrica fuoriescono, a stella, delle punte comandate da un  manicotto inserito sull'asta e che porta un indice per la lettura  delle misurazioni.) Forte a stella, opera di  fortificazione con tracciato a salienti e rientranti a forma di  stella. Stella rossa (a cinque punte), distintivo  adottato dall'esercito sovietico dall'aprile del 1918 e portato sul  bavero, come fregio sul copricapo e sulle spalline, come distintivo  di grado dalle alte gerarchie.

Oref. Ciascuna delle faccette  della corona di un diamante che hanno un lato comune con la tavola  superiore. (Le stelle sono triangolari e uguali fra loro sia  nel taglio rotondo sia in quello triangolare, quadrangolare e ovale.)  Taglio a stella, tipo poco usato di taglio del  diamante che consta di un gran numero di faccette (72 nel taglio del  Caire, 156 e una tavola nel taglio a stella propriamente  detto) e al quale si ricorre generalmente per risparmiare materiale  grezzo.

Relig. Stella del mare, denominazione tratta  dall'inno Ave, maris stella, data alla Madonna,  particolarmente dai marinai. Stella dei Re Magi, la  stella che guidò i Magi a Betlemme (Mat., 2, 1-12). [Secondo alcuni  si sarebbe trattato di una cometa, secondo altri di una meteora;  sembra tuttavia che l'evangelista abbia voluto indicare attraverso un  simbolo l'avvenimento miracoloso.]

Sport. Altro nome della  barca a vela da regata   star. Nel  pattinaggio artistico, figura consistente nell'esecuzione di un salto  seguito da un giro del corpo in aria.

Zoot. Macchia bianca più  o meno grande che alcuni cavalli e bovini a mantello scuro portano in  fronte. Stella dentaria, sottile striscia bruno-  giallastra che compare sulla tavola dentaria degli incisivi del  cavallo verso gli otto anni di età.

  u Astronomia

Le  stelle sono globi di materia gassosa incandescente  simili al Sole, la stella meglio conosciuta, che viene spesso usato  come prototipo nello studio di quelle caratteristiche che non sono  osservabili sulle altre stelle a causa della loro maggiore  distanza.

  v Immagini stellari

L'immagine  di una stella è sempre puntiforme, qualunque siano le  dimensioni del telescopio impiegato, e non è quindi possibile  scorgere alcun dettaglio della superficie. Solo mediante delicate  misure interferometriche si sono ricavate indicazioni relative al  diametro di alcune stelle più brillanti. Ciò nonostante osservando la  fotografia di un campo stellare si nota che le stelle più brillanti  danno un'immagine estesa, e ciò a causa di un fenomeno di  irradiazione che si registra nell'emulsione (il tempo di posa è  regolato in modo da far apparire le stelle più deboli). Inoltre le  stelle più brillanti presentano raggi in forma di croce o un alone  dovuti a fenomeni di riflessione all'interno del telescopio o sulla  faccia posteriore della lastra fotografica.

  v Splendori stellari. Magnitudini apparenti

Le  stelle sono classificate in ordine decrescente di splendore  apparente secondo una scala scelta arbitrariamente, che tiene però  conto della classificazione introdotta da Ipparco  nell'antichità. Le stelle si trovano così raggruppate,  per ragioni storiche, secondo i termini di una progressione  geometrica di ragione k = 2,512 (log k = 0,4). Si stabilisce così una  scala detta di magnitudini apparenti in cui  le stelle più brillanti visibili ad occhio nudo hanno magnitudine 0 o  leggermente negativa e quelle al limite di visibilità (sempre a  occhio nudo) hanno magnitudine 6. Secondo il procedimento utilizzato  si distinguono le magnitudini visuali, fotografiche, fotovisuali,  ecc., diverse in genere tra loro proprio perch corrispondenti a una  diversa sensibilità dei recettori per varie lunghezze d'onda. In  particolare prende il nome di indice di colore  la differenza tra la magnitudine fotografica (per cui  si misura il massimo di intensità nella regione blu dello spettro) e  le magnitudini visuali (con massimo nel giallo). Per convenzione  hanno indice di colore zero le stelle bianche (di tipo spettrale A0).  Quando si usi un recettore ugualmente sensibile a tutte le lunghezze  d'onda si ricava la magnitudine bolometrica, la cui scala arbitraria  è fissata in modo che per il Sole siano uguali la magnitudine visuale  e bolometrica. Poichè la magnitudine apparente di una stella tiene  conto sia dello splendore intrinseco sia della sua distanza, si è  introdotta la magnitudine assoluta M che corrisponde al valore che  avrebbe la magnitudine apparente della stella se venisse portata alla  distanza standard di 10 parsec (1 parsec = 3,0856 10 km). In tal  modo dal confronto delle magnitudini assolute è possibile conoscere  lo splendore assoluto o luminosità delle stelle.
 

v Cataloghi stellari e carte celesti

La  posizione di una stella è definita dalle sue coordinate  (ascensione retta e declinazione) e ciò ha reso possibile ordinare le  stelle in raccolte, dette cataloghi, nei quali sono definiti anche le  magnitudini, i tipi spettrali, ecc. Il primo elenco sistematico di  stelle fu compilato da Ipparco (130 a.C.), i cui lavori sono stati  conservati da Tolomeo nell'Almagesto.

Questo catalogo, che  comprende 1.022 stelle, è servito di base a quelli posteriori di  Ulugh beg, Hevelius, J. Bayer (1603, che ne aggiunse 500 e introdusse  importanti modifiche alla pratica dell'astronomia siderale), Halley e  Flamsteed, La Caille, Le Monnier, Bode, J. Herschel, J. B. Gould,  Lalande. Più recente è il catalogo di F. W. A. Argelander, più noto  come Bonner Durchmusterung, che reca anche le relative carte  celesti in cui le posizioni delle stelle sono calcolate per l'anno  1855 e comprende l'emisfero boreale a nord di 23 di declinazione.  Fra i contemporanei vi sono il grande catalogo di Henry Draper (sigla  delle stelle: HD), dell'università Harvard, contenente 225.000 stelle  col relativo tipo spettrale e completato dall'Henry Draper Extension  (HDE), e il General catalogue di B. Boss che comprende 33.342  stelle. Oltre a questi cataloghi di posizione esistono cataloghi  speciali come i cataloghi di parallassi, di velocità radiali, di  stelle variabili, doppie, ecc. Tra le carte del cielo le più recenti  e importanti sono quelle pubblicate dall'osservatorio di Monte  Palomar in base alle lastre prese al grande telescopio Schmidt di 120  cm.

  v Costellazioni

Le  stelle classificate nel cielo sono  divise per costellazioni, i cui nomi  risalgono all'antichità (soprattutto per il cielo boreale), ma che  hanno ora rigorose delimitazioni scientifiche (Delporte, 1930).

  v Moti stellari: velocità radiali e moti propri

Per  moto di una stella si intende il moto riferito al Sole, cioè  corretto dagli effetti di aberrazione, precessione, nutazione dovuti  al moto della Terra entro il sistema solare. Non è direttamente  osservabile il moto vero di una stella, ma solo le sue componenti  radiali e trasversali rispetto al Sole. Il moto radiale, cioè in direzione della visuale, si  ricava dallo spostamento delle righe dello spettro stellare per  effetto Doppler. Dalla formula  generale, n = n 0 (1+v/c),  introducendo le lunghezze d'onda al posto delle frequenze e  ricordando che n = c/l, si ricava

 

dove c è la velocità della luce. Per convenzione  si considera positiva una velocità di recessione e negativa quella di  avvicinamento; le misure effettuate devono sempre essere corrette per  la componente radiale del moto di rotazione e rivoluzione terrestri.  Il moto trasversale si ricava dalla misura del moto proprio  della stella, cioè da quei piccoli spostamenti sistematici rilevabili  mediante misure ripetute a intervalli di tempo abbastanza lunghi. Fu  Halley per primo a osservare (1718) che le coordinate di Arturo e  Sirio erano variate rispettivamente di un grado e mezzo grado dai  tempi di Tolomeo. Lo studio generale di questi moti particolari ha  permesso di mettere in evidenza una rotazione di insieme della  Galassia. Questa rotazione è di natura kepleriana, per le stelle più  lontane del Sole dal centro galattico, e quasi di corpo rigido per il  nucleo galattico.

  v Parallassi stellari

Nella  misura dei moti propri stellari emerge una parte  sistematica con periodo esattamente uguale a un anno dovuta allo  spostamento dell'osservatore terrestre sulla sua orbita intorno al  Sole, che è di quasi 300 milioni di km di diametro. La ampiezza del  moto così determinato dà direttamente la distanza della stella,  misurata in parsec, che è per definizione l'inverso della parallasse.  Le parallassi descritte sono dette parallassi trigonometriche e si  possono ottenere solo per le stelle pi vicine in quanto i valori  ricavabili sono assai piccoli (sempre inferiori al secondo di arco) e  l'errore medio probabile è dell'ordine di 0,005. Sono perciò note  con sufficiente precisione le parallassi trigonometriche di circa  6.000 stelle per le quali i valori sono superiori a 0,01. Esistono  però altri metodi indiretti per ricavare le parallassi delle stelle  più lontane, il più usato dei quali è il metodo delle parallassi  spettroscopiche. Introdotto nel 1914 da Adams e Kohlschtter, questo  si basa sulla possibilità di ricavare dalla conoscenza del tipo  spettrale di una stella la sua magnitudine assoluta, dalla quale è poi facile risalire alle  distanze medie mediante la relazione M = m+5+5 log p, dove p è la  parallasse espressa in secondi di arco.

  v Spettri stellari

Gli  spettri stellari consistono di un fondo continuo solcato da  un numero più o meno grande di righe spettrali talvolta in emissione,  ma più spesso in assorbimento. La distribuzione di energia nello  spettro continuo dipende dalla temperatura efficace delle singole  stelle (cioè dalla temperatura che avrebbe il corpo nero per  irradiare la stessa quantità di energia per unità di tempo e di  superficie) e la curva corrispondente presenta un massimo che si  sposta verso le lunghezze d'onda inferiori, al crescere della  temperatura delle stelle. L'analisi spettrale ha permesso di  conoscere la composizione chimica delle stelle: ogni riga è  caratteristica di un elemento in un particolare stato di ionizzazione  e di eccitazione; ne segue che dallo studio dell'intensità delle  righe spettrali si può risalire alla composizione chimica di  un'atmosfera stellare: tale composizione chimica risulta all'incirca  la stessa per tutte le stelle; al variare dei parametri fisici  (temperatura, pressione, gravit superficiali) cambia, però,  l'aspetto di uno spettro stellare. Cosi, ad es., pur essendo una  stella composta per il 75% di idrogeno, le righe di questo elemento  hanno un'intensità molto variabile perchè sono normalmente  osservabili le righe della serie di Balmer, cioè quelle  corrispondenti all'idrogeno neutro nel secondo livello di  eccitazione: queste sono deboli nelle stelle molto calde in cui  l'idrogeno è quasi completamente ionizzato o nelle stelle fredde in  cui l'idrogeno si trova quasi tutto nello stato fondamentale.

  v Classificazioni spettrali

Padre  Angelo Secchi diede una prima classificazione spettrale di  carattere puramente empirico poichè si basava sul colore delle stelle  e ciò, sebbene non fosse ancora nota la legge di Planck, fu  attribuito a una differenza di temperatura superficiale. Il grande  lavoro di sistematica classificazione di oltre 250.000 stelle fu  iniziato nel 1885 da E. C. Pickering all'osservatorio dell'università  Harvard e completato nel 1924 da Annie J. Cannon. I tipi spettrali  oggi in uso sono, in ordine di temperatura decrescente,

 

In particolare si ha: tipo O: predominano le  righe in assorbimento dell'elio sia neutro sia ionizzato, mentre sono  deboli le righe dell'idrogeno della serie di Balmer;

tipo B: sono  più intense le righe dell'idrogeno, mentre si indeboliscono fino a  sparire le righe dell'elio;

tipo A: predominano le righe della  serie di Balmer che raggiungono la massima intensità nel tipo A0,  cominciano ad apparire le righe metalliche e le righe H e K (nella  nomenclatura di Fraunhofer) del calcio ionizzato;

tipo F: si  indeboliscono le righe dell'idrogeno e aumenta l'intensità delle  righe del calcio ionizzato;

tipo G: le righe H e K diventano pi  intense di quelle dell'idrogeno, comincia ad apparire la prima banda  molecolare;

tipo K: le righe H e K sono le più intense dello  spettro, le righe metalliche sono sempre più numerose e intense;

 tipo M: predominano le bande molecolari dell'ossido di titanio.

A  questa sequenza spettrale che raggruppa circa il 99 % delle stelle  vanno aggiunti alcuni gruppi comprendenti un numero limitato di  oggetti celesti. All'inizio della sequenza le stelle più calde che si  conoscono e cioè le stelle di Wolf-Rayet distinte nei due sottogruppi  WN, se ricche di righe dell'azoto, e WC se presentano notevoli righe  del carbonio: entrambe sono caratterizzate da larghe righe di  emissione. All'altro estremo della sequenza si trovano le stelle R, N  e S. Le stelle R e N presentano bande del cianogeno e dell'ossido di  carbonio che le distinguono dalle stelle K e M con temperatura  simile; si preferisce indicare questi oggetti col nome di stelle al  carbonio o stelle C. Le stelle S si differenziano dalle stelle M per  la presenza di bande dell'ossido di zirconio. Per ciascun tipo viene  introdotta una suddivisione decimale (es. da B0 a B9). E' stato però chiarito che stelle dello stesso tipo spettrale presentano righe  dall'aspetto diverso e che tale differenza si può mettere in  relazione con la magnitudine assoluta (almeno per quelle stelle di  cui è nota la distanza, ricavata dalla parallasse  trigonometrica).

  v Diagramma HR

Le  ricerche intraprese in questo senso da Hertzsprung (1905) e  Russell (1913) condussero a quello che è oggi noto come diagramma di  Hertzsprung-Russell o diagramma HR, che costituisce uno dei più  importanti mezzi per studiare il problema dell'evoluzione stellare. Nella sua forma originale il diagramma riportava in ascissa il tipo spettrale e in ordinata la magnitudine delle stelle. Oggi i risultati osservativi sono in genere organizzati in un diagramma HR (o diagramma CM = colore-magnitudine) che riporta in ascisse, anzichè i tipi spettrali, gli indici di colore delle stelle. Le previsioni teoriche sono infine riportate in un diagramma HR teorico con in ascisse il logaritmo della temperatura efficace  Te (ricavabile dalla relazione di corpo nero L= 4pR2sTe4 ) delle stelle e in ordinata il logaritmo della luminosità espressa in luminosità solari. La maggior parte delle stelle cade entro una  stretta fascia che attraversa diagonalmente il diagramma, dalle  stelle blu di grande luminosità e alta temperatura a quelle rosse  fredde e deboli: è questa la sequenza principale che comprende le  cosiddette stelle nane tra cui il nostro Sole.

A partire dal tipo  spettrale F0 si stacca una fascia pressochè orizzontale, quella delle  giganti al di sopra delle quali si trovano, con una magnitudine  assoluta ancora superiore, le stelle supergiganti. In basso a  sinistra si nota il gruppo delle nane bianche.

Ora, tenendo conto  che la magnitudine assoluta di una stella è funzione della sua  luminosità e che quest'ultima dipende dalla temperatura e dal raggio  della stella, si deduce che le stelle di pari temperatura devono  differire per le loro dimensioni e che effettivamente le stelle  giganti devono avere raggio superiore alle nane e queste superiore  alle nane bianche. Infatti indicando con M, L, T e R rispettivamente  magnitudine assoluta, luminosità, temperatura e raggio di una stella  valgono le relazioni:

da cui si deduce la  proporzionalità tra magnitudine assoluta e raggio stellari.

  v Masse stellari e relazione massa-luminosità

I  dati contenuti nel diagramma HR si riferiscono alle due  caratteristiche stellari luminosità e raggio, la cui importanza è  legata alla possibilità di determinarle per un gran numero di  oggetti: sono però caratteristiche temporanee di una stella nel corso  della sua evoluzione; i parametri fondamentali sono piuttosto la  massa e la composizione chimica. Le masse stellari sono determinabili  solo nel caso di stelle doppie per le quali cioè, noto il  semiasse maggiore e il periodo di rotazione di una componente  rispetto all'altra, la massa si determina applicando la terza  legge di Keplero. L'unica stella singola per  la quale si conosce il valore della massa è il Sole: il suo valore,  noto con grande precisione, p/ = 1,985 10 è usato come  unità di misura. Empiricamente si è trovato che le stelle di cui sono  note massa e luminosità obbediscono a una relazione del tipo L  Rpa dove a è compreso fra 3 e  5: cioè, le stelle più luminose sono anche quelle di massa maggiore.  Il Sole cade esattamente sulla curva media, e ciò indica che la  relazione è valida anche per le stelle singole. Dalle due relazioni  HR e massa-luminosità si osserva che mentre le luminosità variano da  1 / 100000 a 100.000 volte la luminosità solare, le masse  variano in un intervallo molto più ristretto, cioè tra 1/20 e 50  p/. Di conseguenza anche i volumi variano tra un decimo e  qualche milione di volte il volume del Sole. Per es. una stella M  della sequenza principale e una stella M supergigante hanno volumi  nel rapporto 1 a 3.109, masse nel rapporto 1 a 30 e densità nel  rapporto 2 a 10-7. Una così grande differenza di  densità in stelle aventi circa la stessa temperatura influisce  sull'intensità delle righe spettrali.

  v Parallassi spettroscopiche

W . S. Adams e A. Kohlschtter scoprirono nel 1914 che le  differenze spettrali più sopra descritte potevano essere usate come  criteri per ottenere le magnitudini assolute delle stelle di uno  stesso tipo spettrale e quindi le loro distanze. E' questo il metodo  con cui si determinano le parallassi spettroscopiche, le quali  appunto utilizzano il rapporto di intensità tra righe spettrali  particolarmente sensibili all'effetto di luminosità. Questo  procedimento, tarato su stelle di cui si conosce già la parallasse  ricavata dal metodo trigonometrico, presenta rispetto a quest'ultimo  il vantaggio di essere applicabile a stelle distanti in quanto,  mentre nella misura della parallasse trigonometrica si commette un  errore assoluto di 0,005, nella misura di una parallasse  spettroscopica l'errore è percentuale e precisamente del 15 per cento  del valore misurato. Ne consegue che, per parallassi inferiore a  0,03, il metodo spettroscopico diventa più preciso.

  v Costituzione interna

Anche  per le stelle meglio osservate i parametri direttamente  conosciuti sono massa, luminosità, raggio e composizione chimica  degli strati superficiali. Per risalire da questi a una teoria  dell'interno stellare si deve ammettere un'altra ipotesi, e cioè la  stabilità di una stella per lunghi periodi di tempo. Ciò è verificato  dalle osservazioni: anche le variabili e le  cefeidi presentano un notevole carattere di  stabilità quando si considerano i valori medi delle loro  caratteristiche su periodi di tempo sufficientemente lunghi.

 Sebbene le nostre osservazioni si riferiscano a periodi estremamente  brevi paragonati alla vita media di una stella, si hanno ad es. prove  geologiche che il Sole ha irradiato con energia praticamente costante  per almeno 1 miliardo di anni, il che significa che durante tale  periodo la sua struttura interna deve essere rimasta praticamente  invariata. Analoghe conclusioni si traggono dallo studio delle  variazioni delle cefeidi. Le stelle cioè sono corpi gassosi in  equilibrio idrostatico, meglio ancora in equilibrio meccanico e  termico (termodinamico). Ciò significa che in ogni punto la forza  gravitazionale diretta verso l'interno della stella deve essere  equilibrato dalla forza di pressione diretta verso l'esterno. Nel  caso che ciò non avvenisse la stella tenderebbe a contrarsi o a  espandersi col risultato di alterare il suo raggio e cioè uno dei  dati di osservazione, ipotesi che si verifica solo in alcune brevi  fasi dell'evoluzione stellare. Dall'ipotesi dell'equilibrio  termodinamico segue che nel centro di una stella di tipo solare, cioè  di dimensioni e masse medie, deve regnare una temperatura dell'ordine  di 10 milioni di gradi e una pressione di quasi 1 miliardo di  atmosfere. In tali condizioni non solo la materia può esistere solo  allo stato gassoso, ma non esistono composti chimici e il gas è  altamente ionizzato, per cui valgono le leggi del gas perfetto.

 Per equilibrio termico valido nell'interno di una stella si intende  quel particolare tipo di equilibrio che viene a crearsi quando  l'energia irradiata verso l'esterno è pari all'energia prodotta nel  suo interno. La sorgente di energia interna di una stella è per la  maggior parte della sua vita dovuta a processi nucleari, il più  importante dei quali è la trasformazione di idrogeno in elio secondo  la reazione protone-protone oppure secondo il ciclo del carbonio  azoto.

Il primo processo prevale nelle stelle di piccola massa  della sequenza principale con nucleo a 10-15 milioni di gradi, mentre  il secondo diventa importante nelle stelle di massa maggiore il cui  nucleo ha temperatura di circa 20 milioni di gradi. L'energia così  prodotta viene trasportata in superficie mediante i due meccanismi  del trasporto per radiazione e convezione. Il meccanismo del  trasporto per conduzione è trascurabile perchè, a causa delle alte  densità del gas, il libero cammino medio degli ioni e degli elettroni  è estremamente piccolo rispetto al raggio stellare. Assume importanza  solo nel caso di materia degenerata e cioè nelle nane bianche e nel  nucleo degenerato delle giganti. Il meccanismo del trasporto per  radiazione è invece sempre presente là dove vi è un piccolo gradiente  di temperatura, in quanto ogni elemento interno di materia stellare  riceve una quantità di energia superiore dagli strati più interni e  più caldi che viene irradiata isotropicamente, determinando un flusso  di energia verso l'esterno che dipende dall'opacità del gas stellare.  Più questa è bassa e più è alto il flusso di energia. Si ha trasporto  per convezione solo quando esiste un forte gradiente di temperatura e  il trasporto per radiazione non è sufficiente a trasportare verso  l'esterno tutta l'energia prodotta e perciò a mantenere in equilibrio  la stella. Ciò si verifica nel nucleo centrale delle stelle dei primi  tipi spettrali (O e B) in cui prevale il ciclo del carbonio. Nelle  stelle più fredde prevale la reazione protone-protone; il nocciolo  interno è radiattivo ma circondato da una regione convettiva in cui  l'idrogeno è parzialmente ionizzato.

  v Atmosfere stellari

Per  atmosfera stellare si intende quell'insieme di strati  superficiali di una stella che emettono una quantità apprezzabile di  energia registrabile mediante osservazioni spettroscopiche e  fotometriche. Infatti la radiazione emessa dagli strati più profondi  di una stella in direzione della superficie viene assorbita dagli  strati sovrastanti a causa dell'alta opacità del gas stellare. La  struttura di un'atmosfera stellare, il cui spessore è generalmente  una piccola frazione del raggio stellare (700 km nel caso del Sole)  si determina mediante l'analisi spettroscopica della radiazione  emessa, che permette di conoscere la composizione chimica e le  condizioni fisiche che vi regnano. Lo spettro continuo e di righe,  siano esse in assorbimento o in emissione, si spiega mediante le  leggi di Kirchhoff, di Planck, di Boltzmann e di Saha. Le leggi di  Kirchhoff e di Planck permettono di ricavare  informazioni sulla distribuzione di energia nello spettro continuo,  le leggi di Boltzmann e di Saha consentono di sfruttare le  informazioni contenute nelle righe spettrali. La legge di Boltzmann  infatti dà il legame in funzione della temperatura T e del potenziale  di eccitazione cr,s tra il numero di  atomi in un determinato stato di eccitazione s e quello nello stato  fondamentale 0 per un elemento r volte ionizzato. Nella sua forma più  elementare si esprime così:

con k costante  di Boltzmann. La legge di Saha dà il legame tra il numero di atomi r  + 1 volte ionizzati e il numero di atomi r volte ionizzati in  funzione della pressione elettronica Pe e della  temperatura T e nella sua forma più semplice è espressa dalla  relazione:

dove m è la massa dell'elettrone,  h e k rispettivamente le costanti di Boltzmann e di Planck, c 0 il potenziale di ionizzazione dell'elemento  considerato.

L'applicazione di queste leggi permette di dare  un'interpretazione fisica delle caratteristiche spettrali: per es. la  differenza tra l'intensità delle righe di una stella gigante e di una  nana si spiega appunto come conseguenza della legge di Saha.

Le  stelle che hanno una stessa distribuzione del continuo e quindi una  stessa temperatura possono avere spettri di righe leggermente diversi  al variare della pressione elettronica e, poichè Pe  = ne kT, al variare di ne , cioè della densità elettronica, numero di elettroni contenuto  nell'unità di volume. Le diramazioni della sequenza spettrale, cioè  le stelle R e N che hanno la stessa temperatura delle K e M, le  stelle S con temperatura analoga alle M e i due gruppi delle stelle  di Wolf-Rayet WN e WC, si spiegano ammettendo una differenza di  composizione chimica che entra come terzo fattore responsabile, dopo  la temperatura e la pressione, di uno spettro stellare.

  v Evoluzione stellare

clicca

Le  stelle hanno origine da una nube di gas, per lo più idrogeno,  di grande massa che, a causa di diversi agenti esterni e interni  quali il campo magnetico galattico, la presenza di una stella calda  che ionizza il gas circostante, creando così discontinuità di  pressione e densità al confine tra gas ionizzato e gas neutro, ovvero  la presenza di polveri interstellari che contribuiscono ad aumentare  la massa della nube e che fungono da centri di condensazione,  comincia a contrarsi e a frammentarsi in nubi più piccole, ciascuna  delle quali darà origine a una stella.

Quando queste strutture in  contrazione raggiungono uno stadio di relativa stabilità si ha una  protostella, caratterizzata da un grande raggio e da una piccola  luminosità, che si contrae gravitazionalmente verso una situazione di  equilibrio. Se la massa è sufficientemente grande, cioè superiore a  un decimo circa della massa del Sole, questo oggetto diverrà una  stella, in quanto sarà in grado di innescare nel suo interno le  reazioni di trasmutazione nucleare dell'idrogeno in elio. La  probabilità di osservare le stelle durante questa fase della loro  vita è molto scarsa, in quanto la loro temperatura superficiale è  bassa e inoltre il tempo impiegato in queste fasi è breve se  rapportato alla durata delle fasi successive.

Vi sono però alcune  osservazioni che confortano questa teoria: l'osservazione di alcuni  oggetti di forma globulare che hanno una forte emissione  nell'infrarosso, che denotano cioè una bassissima temperatura  superficiale, potrebbe essere collegata coi primi stadi di  protostella.

Il combustibile nucleare che ha bisogno della più  bassa temperatura (qualche milione di gradi) per bruciare è  l'idrogeno ed è appunto questo elemento che costituisce, attraverso  sia la reazione protone-protone sia il ciclo del carbonio, la  sorgente di energia stellare durante questa fase della vita di una  stella. In realtà a temperature inferiori possono avvenire le  reazioni nucleari del deuterio, del litio, del berillio e del boro;  ma, data la grande scarsità di questi elementi, le reazioni che li  coinvolgono hanno come solo effetto il prolungamento della  contrazione gravitazionale. La reazione prosegue finchè tutto  l'idrogeno contenuto nel nucleo non si è trasformato in elio. Secondo  l'ipotesi, verificata sperimentalmente, che nelle stelle non vi è  mescolamento di materia, consegue che non si possono verificare  ulteriori reazioni nucleari; infatti la temperatura centrale non è  sufficientemente alta perchè si inneschino le reazioni che usano come  combustibile l'elio. Il nucleo centrale allora si contrae, mentre  l'inviluppo esterno si riscalda e quindi per mantenere la stella in  condizioni di equilibrio si espande; nel diagramma HR la stella  lascia la sequenza principale e si sposta verso la regione delle  giganti rosse. Quando la temperatura del nucleo raggiunge invece i  108 K, l'elio comincia a bruciare nella zona  centrale mentre in una corteccia intorno al nucleo la temperatura è  ora divenuta sufficientemente alta perchè l'idrogeno si trasformi in  elio. La stella, in questa fase dell'evoluzione, subisce varie  contrazioni ed espansioni durante un tempo complessivo di circa 1  milione di anni: esempi di stelle in questa fase evolutiva sono le  cefeidi e le stelle T Tauri. All'esaurimento dell'elio la  stella subisce un nuovo processo di contrazione: i successivi  combustibili nucleari sono costituiti da elementi via via più  pesanti: carbonio, azoto, ossigeno, neon, fino agli elementi del  gruppo del ferro, quando la temperatura centrale ha raggiunto i  3.109 K. Le reazioni nucleari che interessano gli  elementi più pesanti non si verificano, in quanto richiederebbero  energia invece di erogarne. Esaurite così tutte le possibili fonti di  energia nucleare in un tempo dell'ordine di 106-  108 anni per una stella di grande massa, la  stella si incammina verso gli ultimi stadi della sua vita. Le stelle,  durante alcune fasi del loro cammino evolutivo, debbono perdere parte  della loro massa a causa di alcuni fenomeni: tra questi il vento  stellare, analogo al vento solare, e l'innesco esplosivo di alcuni  combustibili nucleari, come l'elio e il carbonio. Il vento stellare è causa di una perdita di massa valutata intorno a un miliardesimo di  massa solare in un anno, quantit apparentemente trascurabile, ma che  diviene importante se rapportata ai tempi medi di vita di una stella.  L'innesco esplosivo (flash) di un combustibile nucleare ha un  effetto analogo, solo che avviene in tempi molto brevi. La  conseguenza di una perdita di massa da parte di una stella si  manifesta con l'impossibilità, se la massa residua è sufficientemente  piccola, di innescare nuove reazioni nucleari: ciò corrisponde alla  fine della stella, che ora si raffredderà lentamente, avendo come  unica fonte di energia quella termica. E' questo lo stadio di nana  bianca caratterizzato da una struttura ad alta densità e piccolo  raggio; d'altra parte le condizioni in cui si trova una stella dopo  la perdita di massa possono essere molto varie, dipendendo in  generale dal modo con il quale la massa è stata persa: le nane  bianche sono in generale il risultato di una perdita non violenta di  massa seguita da una contrazione gravitazionale anch'essa lenta. Se  la perdita di massa è di tipo violento, come può essere l'esplosione  di una supernova, il residuo sarà un oggetto di altissima densità e  con un raggio dell'ordine di qualche chilometro: una stella di  neutroni; se poi la massa del residuo è abbastanza grande, si può  avere la formazione di un buco nero (black hole), la cui  densità è talmente elevata che la luce non riesce a sfuggire alla sua  attrazione gravitazionale, rendendolo così non osservabile se non  tramite la sua interazione di tipo gravitazionale con altri corpi  celesti. L'importanza di questi oggetti è notevole in quanto sono  presenti in molti dei sistemi stellari che si sono rivelati sorgenti  di raggi X.

Alcune di queste stelle a raggi X si trovano entro  ammassi globulari con una percentuale superiore a quella con cui sono  state osservate nel disco galattico. Le stelle a raggi X possono  essere emettitori persistenti per cui la radiazione X è costante, o  emettitori a impulsi, stelle cioè che emettono impulsi di raggi X in  rapida successione con periodi da qualche ora ad alcuni giorni. Le  stelle a raggi X sono verosimilmente stelle molto vecchie che hanno  ormai esaurito il loro combustibile nucleare, hanno subito il  processo di collasso gravitazionale e che inoltre fanno parte di un  sistema binario. In tal caso la stella vecchia e collassata si può  arricchire di materiale che proviene dalla stella compagna. L'energia  potenziale della materia che cade sulla stella collassata viene  convertita in calore e dà luogo ad emissione di fotoni di alta  energia, i raggi X tra 1 e 50 keV che sono stati osservati. Le stelle  a raggi X sarebbero stelle di neutroni che fanno parte di un sistema  binario; questa ipotesi, formulata già nel 1967 da J. S. klovskij,  spiega i fenomeni osservati nelle sorgenti X binarie scoperte dal  gruppo di ricercatori diretto da R. Giacconi.

Tenendo presente  questo schematico sviluppo della vita di una stella si può spiegare  la differenza tra diagrammi HR di ammassi di  età diverse. Data la grande abbondanza dell'idrogeno rispetto agli  altri elementi, il periodo durante il quale viene bruciato questo  elemento è il più lungo della vita di una stella e corrisponde al  tempo in cui la stella si trova sulla sequenza principale del  diagramma HR. Confrontando i diagrammi HR di un giovane ammasso  aperto con quello di un vecchio ammasso globulare si nota che in  quest'ultimo mancano completamente le stelle blu dei primi tipi  spettrali indicando che tali stelle hanno già lasciato la sequenza  principale per portarsi verso la zona delle giganti rosse; da questo  si deduce che le stelle blu si evolvono più rapidamente di quelle  della bassa sequenza (cioè di tipo solare). Il punto nel quale si  interrompe la sequenza principale nel diagramma di un ammasso  costituisce perciò un indice dell'età di questo. L'età degli ammassi  si stima compresa tra 106 e 5.109  anni nel caso di un ammasso aperto, mentre gli ammassi globulari  hanno tutti all'incirca la stessa età di 10 anni. Tale età coincide  con quella della Galassia: da ciò si deduce che gli ammassi globulari  devono essersi formati al momento stesso della formazione della  Galassia, quando ancora non vi era una condensazione di materia in  prossimità del disco galattico; si trovano infatti distribuiti  isotropicamente nell'alone galattico. Gli ammassi aperti si sono  formati anche in epoche successive in quanto, per effetto della  rotazione galattica, mentre l'alone si impoveriva di gas, e quindi  venivano a mancare le condizioni per la formazione di nuove stelle,  il disco galattico, arricchito di gas, continuava a esser sede di  concentrazioni di gas e perciò di formazione di stelle e di  ammassi.

  v Popolazioni stellari

I parametri fondamentali che differenziano una stella dall'altra  sono la massa, la composizione chimica iniziale e l'età. La  differenza di questi ultimi due parametri è alla base della  classificazione delle stelle in diverse popolazioni.

W. Baade,  nel 1944, introdusse il concetto di popolazione I e  II, differenti tra loro per proprietà fisiche,  geometriche e cinematiche. Alla popolazione I appartengono le stelle del disco e delle braccia a spirale della  nostra e delle altre galassie simili e delle galassie irregolari: ne  fanno parte in generale le stelle giovani di bassa velocità  spaziale.

Alla popolazione II appartengono le  stelle più vecchie che si trovano nell'alone e nel nucleo galattico e  nelle galassie ellittiche. Dal punto di vista spettroscopico  presentano una deficienza di metalli rispetto alle stelle di  popolazione I. Ciò fa pensare che la materia  interstellare da cui si formano le stelle, originariamente di  composizione uniforme, sia andata via via arricchendosi di elementi  pesanti provenienti dall'espulsione di materia da parte delle stelle  giunte alla fine del loro ciclo evolutivo. La distinzione originaria  delle due popolazioni rappresenta quindi, più che due gruppi distinti  di stelle, i membri estremi di una sequenza continua di oggetti di  diversa età.

A questi due tipi di popolazione si preferisce oggi  sostituire le cinque classi proposte da J. B. Oke nel 1957:

 popolazione I estrema, comprendente gli oggetti che  fanno parte di giovani ammassi aperti con età inferiore a 1 miliardo  di anni e che si trovano nelle braccia a spirale della Galassia;

 popolazione I intermedia, costituita da stelle con  forti righe metalliche ed età compresa tra 1 e 3 miliardi di anni  (stelle del disco galattico);

popolazione I più  vecchia, comprendente le stelle con righe metalliche più deboli della  media, età compresa fra 3 e 5 miliardi di anni e posizione poco al di  sopra del disco galattico;

popolazione II intermedia, che comprende le stelle sparse nell'alone galattico di  età compresa tra 5 e 6 miliardi di anni;

popolazione II estrema: ne fanno parte le stelle che compongono gli  ammassi globulari con età di 10 miliardi di anni e, come quelle della  popolazione precedente, hanno una distribuzione sferica dell'alone  galattico.

  u Zootecnia

La  stella dentaria è uno dei segni particolari su cui ci  si basa per valutare l'età del cavallo. Essa compare tra il margine  labiale e il residuo del germe di fava nei picozzi e nei mediani, e  col passare degli anni si fa più evidente e si sposta verso il centro  della tavola dentaria. Essa si manifesta anche nei bovini, verso i 7  anni, in tutti gli incisivi.