Una stella è un corpo celeste che brilla di luce propria. In astronomia e astrofisica il termine designa uno sferoide luminoso di plasma che genera energia nel proprio nucleo attraverso processi di fusione nucleare; tale energia è irradiata nello spazio sotto forma di onde elettromagnetiche e particelle elementari (neutrini), le quali costituiscono il vento stellare.
Buona parte degli elementi chimici più pesanti dell’idrogeno e dell’elio, i più abbondanti nell’Universo, vengono sintetizzati nei nuclei delle stelle tramite il processo di nucleosintesi. La stella più vicina alla Terra è il Sole, sorgente di gran parte dell’energia del nostro pianeta. Le altre stelle, ad eccezione di alcune supernovae, sono visibili solamente durante la notte come dei puntini luminosi, che appaiono tremolanti a causa degli effetti distorsivi operati dall’atmosfera terrestre. Un buon numero di stelle convive in associazioni o ammassi stellari, a loro volta raggruppati, insieme a stelle singole e nubi di gas e polveri, in addensamenti ancora più estesi, che prendono il nome di galassie.
Quasi tutte le caratteristiche di una stella, incluse luminosità, dimensioni, evoluzione, durata del ciclo vitale e destino finale, sono determinate dalla sua massa al momento della formazione. Massa, raggio, accelerazione di gravità alla superficie e periodo di rotazione possono essere misurati sulla base dei modelli stellari; la massa può essere calcolata in maniera diretta in un sistema binario sfruttando le leggi di Keplero combinate con la meccanica newtoniana o tramite l’effetto lente gravitazionale.
Tutti questi parametri, associati, possono permettere di calcolare l’età della stella. Quando una stella è prossima alla fine della propria esistenza, la pressione di radiazione del nucleo non è più in grado di contrastare la gravità degli strati più esterni dell’astro. Di conseguenza il nucleo va incontro ad un collasso, mentre gli strati più esterni vengono espulsi in maniera più o meno violenta; ciò che resta è un oggetto denso: una stella compatta, costituita da materia in uno stato altamente degenere. Le stelle si formano all’interno delle nubi molecolari, delle regioni di gas ad alta densità presenti nel mezzo interstellare. Le stelle più massicce che si formano al loro interno le illuminano e le ionizzano, creando le cosiddette regioni H II.
La formazione di una stella ha inizio quando una nube molecolare inizia a manifestare fenomeni di instabilità gravitazionale, spesso innescati dalle onde d’urto di una supernova o della collisione tra due galassie. Non appena si raggiunge una densità della materia tale da soddisfare i criteri dell’instabilità di Jeans, la regione inizia a collassare sotto la sua stessa gravità.
Il graduale collasso della nube porta alla formazione di densi agglomerati di gas e polveri oscure al cui interno si forma la protostella, circondata da un disco che ha il compito di accrescerne la massa. A causa della grande distanza dalla Terra, tutte le stelle, eccetto il Sole, appaiono all’occhio umano come dei minuscoli punti brillanti nel cielo notturno, scintillanti a causa degli effetti distorsivi dell’atmosfera terrestre.
Il Sole invece è abbastanza vicino al nostro pianeta da apparire come un disco che illumina il nostro pianeta dando luogo al giorno. Oltre al Sole, la stella con la maggiore grandezza apparente è R Doradus, con un diametro angolare di soli 0,057 secondi d’arco. Le dimensioni angolari del disco di gran parte delle stelle sono troppo piccole per permettere l’osservazione delle strutture superficiali attive con gli attuali telescopi ottici di terra; pertanto l’unico modo per riprodurre immagini di tali caratteristiche è l’utilizzo di telescopi interferometrici.
È possibile misurare le dimensioni angolari delle stelle anche durante le occultazioni, valutando il calo di luminosità di una stella mentre essa è occultata dalla Luna o l’aumento di luminosità della stessa al termine dell’occultazione. Le dimensioni reali delle stelle sono estremamente variabili: le più piccole, le stelle di neutroni, hanno dimensioni comprese tra 20 e 40 km, mentre le più grandi, ipergiganti e supergiganti, hanno raggi vastissimi, con dimensioni dell’ordine delle Unità Astronomiche: ad esempio quello di Betelgeuse (a Orionis) è 630 volte quello del Sole, circa un miliardo di km (quasi 6,7 UA); tali stelle possiedono tuttavia densità inferiori a quella del nostro Sole, tanto che la loro atmosfera è assimilabile ad un vuoto spinto.
Le stelle più piccole, le nane rosse (tra 0,08 e 0,4 masse solari), si riscaldano, divenendo per breve tempo delle stelle azzurre, per poi contrarsi gradualmente in nane bianche. Dato che la durata della vita di tali stelle è maggiore dell’età dell’Universo (13,7 miliardi di anni), si ritiene che nessuna di essa sia ancora giunta al termine della propria evoluzione.
La stella, dopo esser passata per la fase instabile di sub-gigante, si trasforma in una fredda ma brillante gigante rossa. Durante questo stadio la stella fonde l’elio in carbonio e ossigeno e una parte di quest’ultimo in magnesio. Parallela a quella di gigante rossa è la fase di gigante blu, che intercorre come meccanismo di compensazione qualora la velocità delle reazioni nucleari subisca un rallentamento. Anche le stelle massicce, al termine della sequenza principale, subiscono numerose instabilità, che le portano ad espandersi allo stadio di supergigante rossa.
In questa fase, l’astro fonde l’elio in carbonio e, all’esaurimento di questo processo, si innesca una serie di successivi collassi nucleari ed aumenti di temperatura e pressione che avviano i processi di sintesi di altri elementi più pesanti: neon, silicio e zolfo, per terminare con il nichel-56, che decade in ferro-56. In tali stelle può svolgersi in contemporanea la nucleosintesi di più elementi all’interno di un nucleo pluristratificato. In ciascuno degli strati concentrici avviene la fusione di un differente elemento: il più esterno fonde idrogeno in elio, quello sotto fonde elio in carbonio e via dicendo, a temperature e pressioni sempre crescenti man mano che si procede verso il centro.
Le stelle supermassicce, dopo aver attraversato la fase instabile di variabile blu luminosa, man mano che procedono lungo il loro percorso post-sequenza principale accumulano al loro centro un grande nucleo di ferro inerte; divengono così stelle di Wolf-Rayet, oggetti caratterizzati da venti forti e polverosi che provocano una consistente perdita di massa.
L’interno di una stella di sequenza principale si trova in una condizione di equilibrio in cui le due forze predominanti, la gravità e l’energia termica della massa del plasma si controbilanciano alla perfezione. Perché questa situazione di stabilità permanga, è necessario che la temperatura del nucleo raggiunga o superi i 107 K; la combinazione di valori elevati di temperatura e pressione favorisce il processo di fusione dei nuclei di idrogeno in nuclei elio, che sprigiona un’energia sufficiente a contrastare il collasso cui la stella andrebbe naturalmente incontro.
L’interno di una stella stabile si trova in uno stadio di equilibrio sia idrostatico sia termico ed è caratterizzato da un gradiente di temperatura che origina un flusso energetico diretto verso l’esterno. L’interno delle stelle presenta una struttura ben definita, che appare suddiviso in diversi strati. La zona radiativa è quella regione all’interno della stella in cui il trasferimento dell’energia per irraggiamento è sufficiente a mantenere stabile il flusso energetico. In questa zona il plasma non subisce né perturbazioni né spostamenti di massa; se però il plasma inizia a dare manifestazioni di instabilità ed è soggetto a movimenti di tipo convettivo, la regione assume le caratteristiche di zona convettiva.
La posizione della zona radiativa e di quella convettiva di una stella di sequenza principale dipende dalla classe spettrale e dalla massa. Nelle stelle meno massicce, come il Sole, le due zone sono invertite, ovvero la zona radiativa è adiacente al nucleo. Le nane rosse con una massa inferiore a 0,4 masse solari presentano solamente una zona convettiva che previene l’accumulo di un nucleo di elio. In gran parte delle stelle la zona convettiva tende a variare nel corso del tempo man mano che la stella procede nella sua evoluzione e la sua composizione interna subisce dei cambiamenti.
La porzione visibile di una stella di sequenza principale è detta fotosfera e costituisce la superficie dell’astro. In questa zona il plasma stellare diviene trasparente ai fotoni luminosi e permette la propagazione delle radiazioni nello spazio. Al di sopra della fotosfera si staglia l’atmosfera stellare. In una stella di sequenza principale, come il Sole, la parte più bassa dell’atmosfera, detta cromosfera, è una debole regione, di colore rosaceo, in cui hanno luogo vari fenomeni come le spicule o i flare, circondata da una zona di transizione, dall’ampiezza di 100 km, in cui la temperatura cresce enormemente. Al di sopra si trova la corona, un volume di plasma poco denso ad elevatissima temperatura che si estende nello spazio per diversi milioni di km.
L’esistenza della corona sembra dipendere dalla presenza della zona convettiva in prossimità degli strati superficiali della stella. A dispetto dell’altissima temperatura, la corona emette una quantità relativamente piccola di luce e risulta visibile, nel caso del Sole, solo durante le eclissi. Dalla corona si diparte un vento stellare, costituito da plasma estremamente rarefatto e particelle cariche, che si propaga nello spazio sino a quando non viene ad interagire col mezzo interstellare, dando origine, soprattutto nel caso delle stelle massicce, a delle cavità del mezzo interstellare dette “bolle”.
La sequenza principale è una fase di stabilità durante la quale le stelle fondono l’idrogeno del proprio nucleo in elio a temperatura e pressione elevate; le stelle trascorrono in questa fase circa il 90% della propria esistenza. In questa fase ogni stella genera un vento di particelle cariche che provoca una continua fuoriuscita di materia nello spazio. La durata della sequenza principale dipende dalla massa iniziale e dalla luminosità della stella.
Le stelle più massicce consumano il proprio “combustibile nucleare” velocemente ed hanno una vita decisamente più breve; le stelle più piccole invece bruciano l’idrogeno del nucleo lentamente ed hanno un’esistenza molto più lunga. La sequenza principale termina non appena l’idrogeno, contenuto nel nucleo della stella, è stato convertito in elio dalla fusione nucleare; la successiva evoluzione della stella segue vie diverse a seconda della massa dell’oggetto celeste.
Gran parte delle stelle ha un’età compresa tra 1 e 10 miliardi di anni. Vi sono stelle che però hanno età prossime a quella dell’Universo (13,7 miliardi di anni): la stella più vecchia conosciuta, HE 1523-0901, ha un’età stimata di 13,2 miliardi di anni. La durata del ciclo vitale di una stella dipende dalla massa che essa possiede al momento della sua formazione: quanto più una stella è massiccia, tanto più la durata del suo ciclo vitale è breve. Infatti la pressione e la temperatura che caratterizzano il nucleo di una stella massiccia sono nettamente superiori a quelle presenti nelle stelle meno massicce; di conseguenza l’idrogeno viene fuso in maniera più “efficiente” tramite il ciclo CNO, che produce una quantità di energia superiore mentre le reazioni avvengono a un ritmo più serrato. Le stelle più massicce hanno una vita prossima al milione di anni, mentre le meno massicce bruciano il proprio combustibile nucleare lentamente arrivando a vivere per decine o centinaia di miliardi di anni.
