Quando abbiamo parlato del Sole abbiamo detto a grandi linee che cos’è
una stella. Sappiamo che le stelle sono sfere di gas incandescenti e (Sole
a parte) ci sembrano dei puntini per via dell’enorme distanza che le separa
da noi. Cerchiamo ora di imparare qualcosa in più.
Esse si formano per collasso gravitazionale di una nube di gas interstellare.
Le nubi di gas sono molto fredde (superano di poche decine di gradi lo zero assoluto). Hanno una massa molto grande e possono raggiungere anche 1000 volte il peso del Sole. Per questo non è inusuale che dalla stessa nube nascano più di una stella ( si veda alla pagina sugli ammassi e nebulose ). Anzi, nella nostra galassia, soltanto la metà delle stelle è singola. Le restanti sono per la maggior parte sistemi doppi; i sistemi multipli esistono, ma non sono molto frequenti. Nei sistemi stellari con 2 o più componenti, le stelle ruotano intorno al baricentro comune.
Come i pianeti, anche le stelle si differenziano molto tra loro per raggio, temperatura, luminosità e massa. I diametri variano in un intervallo molto ampio: poche centinaia di Km per una nana bianca ( stelle molto piccole di colore bianco, luminose e dense ) a 100 milioni di Km per una supergigante rossa ( stelle molto grandi di colore rosso ). Il Sole ha un diametro di poco superiore al milione di Km.
Anche le temperature ( superficiali ) variano, da 2000-3000°K possono arrivare anche 100.000°K. Un buon indice della temperatura è il colore della stella: anche se a occhio nudo le vediamo rimandare una luce biancastra, in realtà esse presentano superfici brillanti e colorate. Le rosse e arancioni sono le più fredde, le bianche e le blu le più calde. Il Sole è una stella gialla con una temperatura superficiale di 6000°K. Come vedete nell’immagine successiva, le stelle vengono classificate con delle lettere a seconda del loro colore. Il Sole è di tipo G.
La luminosità di una stella dipende dalla sua massa. Il motivo di questa
dipendenza consiste nel fatto che le stelle consumano l’idrogeno di cui sono
fatte trasformandolo in elio. Questo processo libera molta energia, che noi
vediamo sotto forma di luce. Poichè ( come vedremo in seguito ) più
una stella è massiccia, più veloce è questo processo,
ne consegue che stelle pesanti brillano più di stelle leggere.
Esistono stelle ( come per esempio la Polare ) che cambiano periodicamente
luminosità. Alcune di esse sono variabili geometriche: è il
caso ( per esempio ) di alcuni sistemi doppi, dove una stella eclissa l’altra,
diminuendone la luminosità. Negli altri casi si parla di variabili
fisiche, quelle stelle cioè che fisicamente cambiano temperatura, densità
e raggio. Alcune di queste lo fanno in modo regolare e periodico, altre in
maniera irregolare. Una categoria di stelle variabili regolari è molto
importante: si tratta delle Cefeidi ( dal nome della costellazione dove sono
state osservate la prima volta ). La loro importanza è dovuta al fatto
che la variazione di luminosità è estremamente precisa e periodica
e ci permettono di conoscerne la distanza.
La massa di una stella può variare da 0,08 volte a 100-120 volte il peso della nostra stella. La massa è il parametro più importante poiché da quello dipende il destino della stella. Il concetto fondamentale che bisogna capire quando si parla di questi oggetti è che essi vivono cercando l’equilibrio tra 2 forze opposte esercitate all’interno: una è quella dovuta al peso degli strati superiori, che tenderebbe a schiacciare l’astro su se stesso; l’altra è quella dovuta all’intenso calore presente nel nucleo che preme per uscire verso gli strati superiori ( un po’ come succede con le mongolfiere, che sono gonfiate da una fiamma ).
Il calore del nucleo è dovuto alla trasformazione dell’idrogeno in
elio. Ne consegue che nelle stelle più massicce la pressione degli
strati superiori può essere compensata soltanto da un alto ritmo di
"bruciamento dell’idrogeno". In poche parole esse bruciano più
idrogeno di quanto non facciano le stelle meno pesanti nella stessa unità
di tempo. Per cercare di semplificare il concetto, possiamo fare un paragone:
una macchina da F1 ha un serbatoio più ampio di una panda; quindi ha
a disposizione più benzina. Nonostante ciò una panda impiega
più tempo a consumarla di una F1 e questo perché la macchina
da corsa corre più velocemente e ha un motore che consuma di più.
Allo stesso modo, si comportano le stelle: quelle più massicce consumano
l’idrogeno molto in fretta, come le F1; quelle meno pesanti impiegano più
come le panda. Se si considera poi che le stelle sono fatte di idrogeno e
che quindi esse vivono bruciando se stesse, capiamo perchè stelle grandi
e "sprecone" vivono "soltanto" qualche centinaio di milione
di anni, mentre stelle piccole e "risparmiose" hanno un ciclo vitale
anche superiore ai 15 miliardi di anni. L’arco vitale del nostro Sole è
di 10 miliardi di anni, 5 dei quali sono già trascorsi.
Anche la loro morte dipende dalla massa. Ma l’evoluzione stellare è molto complessa e non esamineremo in questa sede i dettagli della vita e della morte dei vari tipi di stelle. Diamo soltanto una definizione di massima di alcuni tipi di stelle.
La Nana bianca è lo stadio finale di stelle di piccola massa che, dopo aver esaurito l’idrogeno si sono gonfiate diventando giganti rosse ed espellendo successivamente parte degli strati superiori ( che possono andare a formare nebulose anulari ). Le nane bianche hanno una massa paragonabile a quella del Sole e un diametro simile a quello terrestre. Da qui il nome di "nana". Sono estremamente luminose e la loro colorazione è biancastra. Il Sole seguirà questo destino.
Le Supernovae sono lo stadio finale di stelle di massa molto grande. Queste
stelle, dopo aver tramutato tutto l’idrogeno in elio, cominciano a bruciare
quest’ultimo trasformandolo in carbonio. E via via così, di elemento
in elemento, fino al ferro. Durante queste fasi si espandono fino a diventare
delle supergiganti rosse. Quando si arriva al ferro, la fusione di questo
elemento non libera energia, anzi ne richiede; a questo punto la stella collassa
esplodendo in una supernova.
Ciò che resta di questa esplosione può seguire due strade a
seconda della propria massa. Se questa è inferiore a circa 3 volte
quella solare, la stella si contrae in una sfera densissima che si chiama
stella di neutroni. Se la massa è superiore alle 3 masse solari, allora
si trasforma in un buco nero, contraendosi in una struttura piccolissima,
ma estremamente pesante, capace di generare un campo gravitazionale a cui
nulla, nemmeno la luce, riesce a sfuggire.