Un'illusione che è rimasta sempre costante nel tempo riguarda le stelle; spesso gli uomini si soffermano ad ammirarle, ma con altrettanta frequenza capita che ciò che vedono non è altro che un'illusione. Può capitare infatti, data la distanza che c'è tra la terra e i corpi celesti, che noi osserviamo stelle che in realtà sono già morte in quanto, anche se la velocità della luce è di circa 300000 km/s, impiega migliaia di anni luce affinché possa essere percepita dall'occhio umano.

LE STELLE

Le stelle, si sa, sono i puntini che popolano il nostro cielo ogni volta che il sole tramonta.

Si sa anche che sono fonte di grande fascino ed in oltre sono, e sono state, dense di significato per molte popolazioni, soprattutto in passato, che le hanno radunate in costellazioni.

Basti pensare che gli antichi credevano che le stelle fossero dei fori su una grande sfera al di là della quale c'era una grande luce prorompente rappresentante il Dio creatore. Erano quindi considerate come collegamento con l'aldilà. Gli antichi dedicavano molto allo studio degli astri temevano quello che loro il cielo poteva celare.

 RIFERIMENTI PER INDIVIDUARE LE STELLE

Guardando il firmamento si ha come l’impressione che la Terra si trova in mezzo ad una sfera cava sulla cui superficie interna vediamo proiettate tutte le stelle. Questa sfera si chiama Sfera Celeste.

Nel suo centro inseriamo l’osservatore. Tracciamo la verticale che attraversa l’osservatore. Questa verticale incontrerà la sfera celeste nei due punti Zenit[1] e  il suo opposto, Nadir. Se tagliamo quest’asse con un piano perpendicolare ad esso nel punto in cui il piano incontra la sfera celeste si ha l’orizzonte celeste, che divide la sfera in un emisfero superiore ed in uno inferiore.

La terra ruota intorno ad un asse, l’asse terrestre, il cui prolungamento nello spazio incontra la sfera nei due poli celesti Nord e Sud.

[1] ZENIT: stella che sta esattamente sopra l’osservatore.

 LE DISTANZE ASTRONOMICHE

Le più usate unità di misura delle distanze sono:

·       Unità astronomica: in genere è usata entro i limiti del sistema solare e corrisponde alla distanza media terra-sole che è di circa 149 600 000 Km.

·       Anno-luce: è la distanza percorsa in un anno dalla radiazione luminosa, che si muove circa alla velocità di 300 Km/s. Un anno-luce corrisponde quindi a una distanza di 9 463 miliardi di chilometri.

·       Parsec: è la distanza di una stella che ha una parallasse, cioè uno spostamento apparente della posizione (se osservata dagli estremi opposti dell’orbita terrestre) di due secondi d’arco.

      E’ la distanza di un punto dal quale un osservatore vedrebbe il semi asse maggiore dell’orbita terrestre, perpendicolarmente (perpendicolare cioè all’asse immaginario che unisce il punto al sole) sotto l’angolo di 1’’. Questa unità di misura si basa sulla misura accurata dell’angolo di parallasse. In realtà col termine parallasse si indica lo spostamento apparente di un oggetto rispetto ad un punto di riferimento molto lontano, quando l’oggetto viene osservato da due punti diversi. Per avere le due misurazioni, questa misurazione si fa di sei mesi in sei mesi  cioè quando la terra ha percorso metà della sua orbita totale.

 STELLE A CONFRONTO

La luce stellare giunge all'occhio dell'uomo come qualcosa di vacillante e intermittente, e questo nell'antichità ha suggerito l'immagine delle stelle come punti luminosi emananti raggi. Tuttavia, osservate con un buon cannocchiale o con un telescopio, le stelle appaiono del tutto sprovviste di raggi. Questi dunque non sono reali, ma frutto dell'interazione tra la luce stellare e l'occhio umano. 

Guardando la volta stellata, inoltre, ci si rende conto che la maggior parte degli astri notturni mostra una rapida variazione di splendore che noi percepiamo come un costante scintillio. Tale scintillazione permane anche se si osservano le stelle a mezzo di strumenti. Ma questo non è un fenomeno dovuto alle stelle in quanto tali. La sua causa sta nell'alternarsi, nell'atmosfera terrestre, di masse d'aria di densità e umidità differenti. La luce stellare, attraversando questi diversi strati atmosferici in continua trasformazione, viene rifratta. Questo fenomeno rende difficoltose le osservazioni con il telescopio ottico. La scintillazione diminuisce infatti con l'altezza, cessando ai limiti dell'atmosfera, in cui la luce non deve attraversare strati d'aria.

Ciò che persiste anche all'osservazione telescopica ed è talvolta visibile a occhio nudo, è la differenza di splendore tra una stella e l'altra. Si tratta di un carattere dovuto alla natura delle stelle e non a una nostra illusione ottica. Gli antichi stabilivano la grandezza delle stelle a seconda del loro splendore, ma ciò è errato. L'esperienza insegna che oggetti grandi e splendenti possono apparire anche piccolissimi e opachi quando si trovano a grande distanza. Lo splendore delle stelle è solo uno splendore apparente, che non testimonia affatto della loro grandezza o della loro distanza. Nonostante ciò gli astronomi hanno classificato le stelle seguendo l'uso degli antichi, ossia suddividendole in stelle di prima, seconda, terza grandezza ecc., in relazione al loro diverso splendore.

Le caratteristiche che permettono di catalogare i corpi celesti in gruppi omogenei sono:

·        La magnitudine: la diversa luminosità delle stelle è servita fin dai tempi antichi a suddividere le stelle in sei ordini di grandezza. Oggi il termine grandezza è sostituito da magnitudine che può essere di due tipi: magnitudine apparente (m) e magnitudine assoluta (M). Con il termine magnitudine apparente si indica la luminosità di una stella per come noi la vediamo, mentre col termine magnitudine assoluta si indica la luminosità intrinseca di una stella, che corrisponde alla luminosità che le singole stelle mostrerebbero se poste a una distanza standard da noi pari a 10 parsec.

     Una volta nota la magnitudine assoluta di una stella è possibile risalire alla distanza della stella per confronto con la sua magnitudine apparente (M=m + 5 – 5 log d). Non tutte le stelle hanno una magnitudine costante come le variabili pulsanti che a cicli regolari emettono maggiore o minore energia.

·     Stelle doppie: esistono sistemi di stelle che ruotano intorno a un baricentro comune e si eclissano a vicenda a intervalli regolari; quando una delle due stelle viene occultata la sua luce viene intercettata e si osserva una diminuzione della luminosità complessiva del sistema.

·       Colori, temperature e spettri stellari: lo studio dei corpi luminosi avviene in buona parte con esami spettroscopici; un qualunque raggio luminoso da origine a uno spettro, cioè a una striscia (visibile su uno schermo o su una lastra fotografica) formata da bande con tutti i colori dell’iride (dal rosso, che corrisponde a luce con grandezza d’onda maggiore, al blu con lunghezza d’onda minore). Gli spettri sono una specie di impronta digitale dei vari elementi chimici. Esaminando le posizioni e gli spessori delle righe negli spettri possiamo determinare gli elementi del corpo da cui viene prodotta la luce.

     Il tipo spettrale dipende dalla temperatura del corpo emittente e le stelle non hanno tutte la stessa temperatura, quindi vengono classificate in una serie di classi spettrali, ordinate in funzione di valori decrescenti della temperatura. Le analisi spettrali hanno messo in evidenza una notevole uniformità nella composizione chimica delle atmosfere stellari: Idrogeno 80%, Elio 19%, 1% di altri elementi chimici che conosciamo.  

 ·     Stelle in fuga e stelle in avvicinamento: le stelle si muovono nel firmamento. E’ ovvio che la velocità di una stella che si sposta può essere stimata con sufficiente approssimazione se la direzione del movimento è perpendicolare alla linea che unisce l’osservatore alla stella stessa. Ma alcuni corpi si allontanano o si avvicinano: in questo caso le stime sono fornite dalla spettroscopia attraverso l’applicazione dell’effetto Doppler[2].

[2] Effetto Doppler: in una sorgente di luce che si allontana velocemente da noi aumenta la lunghezza d’onda della luce che viene emessa. Come conseguenza la stella ci appare più rossa di quanto sia in realtà.

TRA STELLA E STELLA: MATERIA INTERSTELLARE E NEBULOSE

Nell’universo si trovano diffusi polveri finissime e gas. Tale materia interstellare risulta spesso concentrata in ammassi di materia chiamati nebulose composte da  idrogeno (il più abbondante), elio, ossigeno, azoto, carbonio e polvere interstellare.

Le nebulose sono di tre tipi: 

·         nebulose oscure perché prive di luce.

·         nebulose a riflessione perché debolmente luminose se attraversate da luce di una stella vicina.

·         nebulose ad emissione se dotate di una tenue luce propria.

L'estensione di una nebulosa (la "fabbrica" nella quale si producono le stelle) si può aggirare anche attorno al centinaio di anni luce.

Il gas della nebulosa inizia a concentrarsi verso il centro per effetto della forza gravitazionale che spinge gli atomi di idrogeno l'uno contro l'altro. Ad un certo punto, quando gli atomi di H sono concentrati enormemente nel centro, inizia un processo di fusione nucleare che è in grado di fornire il massimo dell'energia dalla materia.

 IL DIAGRAMMA H-R

Il diagramma di Hertsprung-Russell mostra la relazione tra massa, colore e luminosità. La sequenza principale è lo stato in cui si vengono a trovare le stelle di medie dimensioni come il Sole. La classe spettrale non è altro che una classificazione delle stelle in base alla temperatura e quindi al colore. Va dall'azzurro al rosso e segue l'ordine O-B-A-F-G-K-M-N-R. Esiste poi una suddivisione ulteriore, per ampliare la precisione degli intervalli considerati, all'interno di ciascuna classe spettrale. L'ulteriore suddivisione va da 0 a 9 (ad esempio B2, G5) in ordine decrescente di luminosità.

COME NASCONO E MUOIONO LE STELLE

È probabile che le stelle nascano dai cosiddetti globuli di Bok, veri addensamenti di gran quantità di polveri e gas che appaiono come nuclei oscuri e nettamente circoscritti all’interno della diffusa luminosità delle nebulose. All’interno dei globuli possono innescarsi moti turbolenti, che il frammentano in ammassi più piccoli, all’interno dei quali la reciproca attrazione gravitazionale tra le particelle della nebulosa dà inizio ad un processo d’aggregazione. Con il proseguire dell’addensamento, l’energia gravitazionale si trasforma in energia cinetica facendo aumentare la temperatura del corpo gassoso, che si trasforma in una protostella da cui si diffondono radiazioni infrarosse.

A causa della forza di gravità, la contrazione prosegue e il nucleo della protostella si riscalda; ma se la massa iniziale è scarsa la temperatura non arriva a far innescare le reazioni termonucleari: la contrazione si arresta e il corpo si raffredda, lasciando un’oscura nana bruna (stella mancata). Se invece la massa è sufficiente, continua a scaldarsi, fino a raggiungere temperature di 15 milioni di K, sufficienti a far innescare il processo termonucleare di trasformazione dell’idrogeno in elio. In tale reazione 4 nuclei d’idrogeno si fondono in un singolo nucleo d’elio. Ma nel corso della fusione una parte della massa scompare e si converte in energia. Il calore liberato da tale reazione fa aumentare la pressione dei gas verso l’esterno, fino a compensare la forza di gravità: si giunge così ad una fase di stabilità, durante la quale, la stella, ormai adulta, si trova nella sequenza principale del diagramma H-R, che rappresenta, quindi, la fase dell’evoluzione di una stella. Quando l’idrogeno è quasi consumato del tutto, il nucleo d’elio che si è formato finisce per collassare, cioè per contrarsi su se stesso; in tale processo si riscalda progressivamente fino a temperature di 100 milioni di K, sufficienti ad innescare nuove reazioni termonucleari, che trasformano l’elio in carbonio.

La stella è entrata in una nuova fase e appare come una gigante rossa; ora la sua evoluzione seguirà diverse strade secondo la sua massa iniziale.

Stelle con massa iniziale poco inferiore a quella del sole

Continuano a collassare gradualmente fino a divenire corpi delle dimensioni della terra, con i nuclei degli atomi immersi in un “mare” continuo d’elettroni. Questa è l’origine delle nane bianche, che sono destinate a raffreddarsi lentamente perché prive di una fonte d’energia nucleare.

Stelle con massa iniziale come quella del sole

Allo stadio di giganti rosse, espellono i loro strati più esterni trascinati via dal vento stellare, dando origine a nubi sferiche di gas in espansione. Tali involucri vengono chiamati nebulose planetarie. Senza l’involucro esterno, la gigante rossa si trasforma in un nucleo rovente che continua a riscaldarsi ed a contrarsi a spese dell’idrogeno, fino al punto in cui la nebulosa scompare e la stella centrale diventa una nana bianca.

In alcuni casi si osservano vere e proprie esplosioni stellari, che si manifestano con un improvviso aumento di luminosità e che danno origine alle novae.

Stelle con massa iniziale superiore di una decina di volte quella solare

Le temperature interne subiscono un forte innalzamento, fino ad alcuni miliardi di K, creando un nucleo di ferro. A questo punto il collasso si fa così rapido e violento da provocare un’esplosione; gran parte della stella, supernova, si disintegra e viene lanciata nello spazio. Il materiale rimante contrae per la forza di gravità, ma vista l’enorme massa rimasta, la sua densità aumenta in maniera inconcepibile, provocando un’ulteriore trasformazione: elettroni e protoni si fondono dando vita ad una stella di neutroni con un diametro di soli 20/30 Km.

Stelle con massa iniziale superiore a qualche decina di volte quella del sole

Dopo la fase di supernova, il collasso gravitazionale prosegue incontrastato formando un corpo sempre più piccolo con un campo gravitazionale immenso. Questo stadio è chiamato buco nero. Un buco nero è un pauroso oggetto freddo a senso unico: qualunque cosa può entrarvi, ma non uscirne.