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(latino)

«

Per aspera ad astra

.»

(italiano)

«Attraverso le asperità sino alle stelle.»

(Proverbio latinocite-ref-1[1])

Una mwfqstella è un mwfgcorpo celeste che brilla di mwfwluce propria. Si tratta di uno mwgasferoide di mwgqplasma che attraverso mwggprocessi di mwgwfusione nucleare nel proprio mwhanucleo genera mwhqenergia, mwhgirradiata nello mwhwspazio sotto forma di mwiaradiazione elettromagnetica (mwiqluminosità), flusso di mwigparticelle elementari (mwiwvento stellare) e mwjaneutrini.cite-ref-sunshine-2-0[2] Buona parte degli mwkqelementi chimici più pesanti dell'mwkgidrogeno e dell'mwkwelio vengono sintetizzati nei nuclei delle stelle tramite il processo di mwlanucleosintesi.

La stella più vicina alla mwlgTerra è il mwlwSole, sorgente di gran parte dell'energia del nostro pianeta. Le altre stelle, ad eccezione di alcune mwmasupernove,cite-ref-3[N 1] sono visibili solamente durante la nottecite-ref-4[N 2] come punti luminosi tremolanti, a causa degli effetti distorsivi (mwoqmwogseeing) prodotti dall'mwowatmosfera terrestre.cite-ref-osservazione-5-0[3]

Le stelle sono dotate di una mwqqmassa compresa tra 0,08 e 150–200 mwqgmasse solari (Mmwqw☉). Quelle con massa inferiore a 0,08 Mmwra☉ sono dette mwrqnane brune, oggetti a metà strada tra stelle e mwrgpianeti che non producono energia tramite la fusione nucleare; non sembrano esistere, per quanto finora osservato, stelle di massa superiore a 200 Mmwrw☉, confermando il mwsalimite di Eddington.cite-ref-massa-stellare-6-0[4] Alcuni studi hanno mostrato l'esistenza di stelle ancora più massicce, come ad esempio mwtqBAT99-98 di 226 masse solari; in uno studio BAT 99-116 risulterebbe avere una massa di 390 mwtwmasse solari, tuttavia gli stessi autori suggeriscono che questa e altre stelle così massicce siano in realtà di natura mwuabinaria. Oltre che la massa, nelle stelle sono variabili anche le dimensioni, comprese tra i pochi chilometri delle mwuqstelle degeneri e i miliardi di km delle mwugsupergiganti e mwuwipergiganti. Le luminosità sono comprese tra 10mwva−4 e 10mwvq6 - 10mwvg7 mwvwluminosità solari (Lmwwa☉).

Le stelle si presentano, oltre che singolarmente, anche in sistemi costituiti da due mwwgstelle binarie o da un numero superiore (mwwwsistemi multipli), legate dalla mwxaforza di gravità.cite-ref-iben-7-0[5] Possono formare inoltre mwyqassociazioni stellari e mwygammassi stellari (mwywaperti o mwzaglobulari), a loro volta raggruppati, insieme a stelle singole e mwzqnubi di gas e polveri, in addensamenti ancora più estesi, le mwzggalassie.cite-ref-l-universo-8-0[6] Numerose stelle possiedono inoltre mwawsistemi planetari più o meno ampi.cite-ref-exoplanencyclopedia-9-0[7]

Le stelle sono divise in classi di mwcqmagnitudine o grandezza apparente, secondo la regola per cui quanto più debole è la luminosità percepita, tanto maggiore è il numero che esprime la grandezza: così le stelle di terza grandezza sono più deboli di quelle di seconda grandezza e le stelle di prima grandezza sono cento volte più luminose di quelle più deboli visibili senza telescopio (sesta grandezza). La mwcgVia Lattea, la nostra galassia, contiene oltre 100 miliardi di stelle di vario tipo: più piccole e meno luminose del Sole, non più grandi della Terra, come le mwcwnane bianche, e alcune gigantesche, come mwdaBetelgeuse, il cui diametro è maggiore di quello dell'mwdqorbita terrestre.

Nel corso della storia il cielo stellato è stato fonte di ispirazione per numerosi filosofi, poeti, scrittori e musicisti, che in diversi casi si sono interessati direttamente allo studio dell'mwdwastronomia.cite-ref-cultura-10-0[8]

• Osservazione

• Storia delle osservazioni

• Preistoria

• Età antica e Medioevo

• Sviluppi nell'età moderna

• Astronomia stellare nell'Ottocento e nel Novecento

• Nomenclatura e catalogazione

• Unità di misura

• Classificazione

• Evoluzione

• Formazione

• Sequenza principale

• Fase post-sequenza principale

• Stadi terminali

• Struttura

• Caratteristiche

• Età

• Composizione chimica

• Dimensioni apparenti e reali

• Massa

• Gravità superficiale

• Moti spaziali

• Campo magnetico

• Rotazione

• Temperatura

• Meccanismi delle reazioni nucleari

• Radiazione stellare

• Luminosità

• Stelle variabili

• Popolazione stellare dell'Universo

• Pianeti e sistemi planetari

• Nella cultura

• Etimologia

• Letteratura, filosofia e musica

• Cultura di massa

• Note

• Bibliografia

• Titoli generali

• Titoli specifici

• Carte celesti

• Voci correlate

• Generali

• Raggruppamenti stellari

• Caratteristiche e fenomeni stellari

• Osservazione

• Altri progetti

• Collegamenti esterni

La stella maggiormente visibile dal nostro pianeta, nonché la più vicina in assoluto, è il mwhqSole: esso occupa la parte centrale del nostro mwhgsistema solare e si trova a una distanza media di 150 milioni di km dalla mwhwTerra; la sua vicinanza fa sì che sul nostro pianeta arrivi una quantità di luce tale che, nell'mwiaemisfero in cui esso è visibile, le altre stelle sono oscurate.cite-ref-sis-solare-11-0[9] Se guardato direttamente, peggio se con una lente, un binocolo o un telescopio senza filtro oscurante di protezione, il Sole causa danni permanenti alla mwjqvista.cite-ref-tso-12-0[10] In generale tuttavia, quando ci si riferisce al termine "stella" si pensa a tutti gli altri corpi celesti che hanno caratteristiche simili al Sole, ma che si trovano più lontane; in particolare, si pensa ai punti luminosi di vari colori che popolano un cielo notturno le cui condizioni atmosferiche sono ottimali, ossia senza nubi né foschia o inquinamento luminoso.

Le stelle non appaiono tutte della stessa brillantezza, infatti mostrano una vastissima gamma di luminosità; ciò è dovuto principalmente a due fattori. Il più importante è la distanza: le stelle, infatti, sono distribuite nello spazio in modo irregolare, a causa del loro mwkwmoto proprio, di eventi esterni a esse che ne possono alterare la distribuzione come le esplosioni di mwlasupernove, della loro stessa origine all'interno di mwlqnubi molecolari e, in grande scala, della morfologia e delle dinamiche galattiche. Il secondo, non meno importante, è la mwlgluminosità intrinseca della stella, che dipende dalla sua mwlwmassa, dalla sua mwmatemperatura superficiale e dalla sua mwmqfase evolutiva: una stella di grande massa può essere anche decine di migliaia di volte più luminosa di una stella di piccola massa.cite-ref-brightest-13-0[11] A titolo di esempio, basta pensare che la stella più vicina a noi, il sistema di mwngα Centauri, è solo la terza stella più brillante del cielo notturno, mentre mwnwSirio, che sta a oltre il doppio della distanza, è la più brillante;cite-ref-brightest-13-1[11] la seconda stella più luminosa del cielo è invece mwpaCanopo, una stella mwpqsupergigante gialla circa settanta volte più distante di mwpgα Centauri ma almeno 20mwpw 000 volte più luminosa.cite-ref-14[12]

A mwrqocchio nudo è possibile scorgere, in una notte con condizioni atmosferiche ottimali, fino a 3000-4000 stelle, a seconda del luogo e del periodo di osservazione; le aree di cielo con la densità maggiore di stelle visibili sono quelle in prossimità della scia luminosa della mwrgVia Lattea, dove la linea di vista incrocia più stelle. In generale, dall'mwrwemisfero boreale i cieli più ricchi di stelle sono quelli invernali, mentre quelli estivi, nonostante sia visibile il mwsacentro della Via Lattea, sono leggermente meno ricchi; inoltre, i cieli più ricchi di stelle in assoluto sono quelli dell'mwsqemisfero australe, e in particolare le sue notti estive.cite-ref-15[13] Sarebbe logico invece pensare che in direzione del centro galattico siano visibili, anche a occhio nudo, molte più stelle rispetto alla direzione opposta; questo paradosso apparente è dovuto a tre fattori principali: il primo è legato alla morfologia del braccio di spirale in cui ci troviamo, che presenta in direzione opposta al centro galattico e nella direzione dell'emisfero australe una grande struttura ad arco di stelle giovani, chiamata mwtgCintura di Gould, composta da centinaia di stelle luminose;cite-ref-16[14] il secondo fattore riguarda la nostra posizione, sul bordo interno del mwuwBraccio di Orione, pertanto la gran parte del nostro braccio di spirale ospitante è visibile in direzione opposta al centro galattico, mentre il braccio più vicino in direzione interna, mwvaquello del Sagittario, dista alcune migliaia di anni luce, per cui la distanza delle sue stelle è notevolmente superiore a quelle del nostro braccio di spirale.cite-ref-17[15] Terzo fattore è la presenza, nel tratto di cielo visibile dall'mwwqEmisfero nord, di enormi banchi di mwwgnebulose oscure relativamente vicini a noi, che occultano le mwwwgrandi regioni di formazione stellare del nostro braccio di spirale come il mwxaComplesso di Cefeo e mwxqdel Cigno.cite-ref-18[16]cite-ref-co-19-0[17]

La storia dell'osservazione stellare ha un'estensione vastissima, datata sin dall'mw1gorigine dell'uomo. Il desiderio di conoscenza ha sempre incentivato gli studi astronomici sia per motivazioni religiose o divinatorie, sia per la previsione degli eventi; agli inizi l'astronomia coincideva con l'mw1wastrologia, rappresentando allo stesso tempo uno strumento di conoscenza e potere; solo dopo l'avvento del mw2ametodo scientifico si è giunti a una netta separazione tra queste due discipline.

L'mw3auomo, fin dalle sue origini, ha sentito la necessità di ricercare nella mw3qvolta celeste delle possibili correlazioni tra le proprie vicende e i fenomeni cosmici. Da questa ancestrale esigenza e dalla fantasia e creatività tipiche dell'essere umano nacquero le mw3wcostellazioni,cite-ref-storia-delle-costellazioni-20-0[18] che rispondevano a una serie di requisiti sia di tipo pratico sia mw5areligioso.

Risalgono al mw5gPaleolitico tracce di culti religiosi attribuiti a particolari mw5wasterismi, come quello della "mw6aGrande Orsa".cite-ref-gibbon-21-0[19] Studi recenti sostengono che già nel mw7qPaleolitico superiore (circa 16mw7g 000 anni fa) fosse sviluppato un sistema di venticinque costellazioni.cite-ref-storia-delle-costellazioni-20-1[18]

Nel mw9aNeolitico, per meglio memorizzare gli astri, vennero attribuiti agli asterismi somiglianze e nomi, non sempre mw9qantropomorfi, alludenti ad aspetti ed elementi della vita mw9gagricola e mw9wpastorale.cite-ref-storia-delle-costellazioni-20-2[18]

Le prime conoscenze astronomiche dell'uomo preistorico, che riteneva le stelle dei puntini immutabili "incastonati" nella mw-qsfera celeste, consistevano essenzialmente nella previsione dei moti del Sole, della Luna e dei mw-gpianeti sullo sfondo delle mw-wstelle fisse.cite-ref-forbes-22-0[20] Un esempio di questa "protoastronomia" è dato dagli orientamenti, secondo un senso astronomico, dei primi monumenti megalitici, come il famoso complesso di mwaqqStonehenge, a dimostrare l'antico legame dell'uomo col cielo, ma anche la capacità di compiere precise osservazioni.

Il moto apparente del Sole sullo sfondo delle mwaqystelle fisse e dell'orizzonte fu utilizzato per redigere mwaqccalendari, impiegati per regolare le pratiche agricole.cite-ref-t-ndering-23-0[21]

Il sistema delle costellazioni fu perfezionato nel mwaq4II millennio a.C. dalla mwaq8civiltà mwarababilonese, che diede gli attuali nomi (quasi tutti di origine sumerica) alle mwarecostellazioni zodiacali e creò un calendario lunare, incentrato sul susseguirsi dei fenomeni celesti che scandivano il ciclo delle mwaristagioni.cite-ref-mesopot-24-0[22] Nella zona di mwarcBabilonia è stato rinvenuto un elenco con tutte le costellazioni e gli mwargoggetti celesti visibili, che allora erano disposti nel mwarkfirmamento non molto diversamente dalla loro attuale posizione. La civiltà mwaromesopotamica aveva anche un grande interesse per l'astrologia, allora ritenuta una vera e propria scienza.cite-ref-mesopot-24-1[22]

La civiltà mwasaegizia aveva delle elevate conoscenze astronomiche: testimonianza ne è il ritrovamento a mwaseDendera della più antica e accurata carta stellare, datata al mwasi1534 a.C.cite-ref-spaeth-25-0[23] Anche i mwascFenici, popolo di navigatori, avevano buone conoscenze astronomiche. Essi si riferivano già all'mwasgOrsa Minore come mezzo di orientamento per la navigazione, e si servivano della costellazione come indicatore del mwaskNord, anche se che nel 1500 a.C. non era la mwasoStella Polare la più vicina al mwassPolo Nord celeste, ma piuttosto mwaswKochab (mwas0β Ursae Minoris)cite-ref-26[24].

La moderna scienza astronomica deve molto all'mwatmastronomia greca e a quella mwatqromana. 48 delle 88 costellazioni moderne furono codificate e catalogate già nel mwatuII secolo d.C. dall'mwatyastronomo mwatcClaudio Tolomeo, ma ancora prima di lui astronomi come mwatgEudosso di Cnido (mwatkV-mwatoIV secolo a.C.) e mwatsIpparco di Nicea (mwatwII secolo a.C.) stilarono mwat0cataloghi stellari sulla base di quelli prodotti dalle civiltà precedenti da essi stessi studiate.

Lo stesso Ipparco, assistendo fortunosamente allo scoppio di una mwat8nova nella mwauacostellazione dello Scorpione, giunse a dubitare dell'immutabilità della sfera celeste. Inoltre egli, avendo notato, dopo attente osservazioni, che la posizione delle costellazioni era mutata rispetto a quanto annotato dagli astronomi precedenti, arrivò a scoprire il fenomeno della mwaueprecessione degli equinozi, vale a dire il lento ma continuo cambiamento dell'orientamento dell'asse terrestre rispetto alla sfera ideale delle stelle fisse.cite-ref-storia-delle-costellazioni-20-3[18]

Proprio al tempo dei Greci, all'iniziale valenza naturalistica degli asterismi venne assommata una prettamente mitologica: si devono infatti alla mwauccultura mitologica della mwaugGrecia classica i miti e le leggende legati a gran parte delle costellazioni. I Greci assegnarono inoltre i nomi delle mwaukdivinità dell'mwauoOlimpo ad alcune "stelle" particolari, da loro definite mwausπλανῆται (mwauwplanētai, mwau0vagabondi), che sembravano muoversi rispetto alle mwau4mwau8stelle fisse: si trattava dei mwavapianeti del mwaveSistema solare. Ne riconobbero però solo cinque, da mwaviMercurio fino a mwavmSaturno: infatti di mwavqUrano, che appare come una debole stella ai limiti della visibilità a occhio nudo in un cielo molto scuro, nessuno registrò mai il moto orbitale; mwavuNettuno, invece, risulta completamente invisibile a occhio nudo. A causa della loro scarsa luminosità, dovuta alla grande distanza, i due pianeti più esterni furono scoperti solo in epoca recente: il primo nel mwavy1781, il secondo nel mwavc1846.cite-ref-l-universo-8-1[6]

Ancora in età mwav0romana, le stelle prevalentemente erano considerate delle vere e proprie mwav4divinità, come attestato da mwav8Cicerone.cite-ref-27[25] Durante l'epoca mwawqmedioevale vi fu un generale periodo di stasi nelle ricerche astronomiche dovuto essenzialmente al fatto che gli astronomi mwawucristiani preferirono accettare la mwawycosmologia aristotelico-tolemaica, che risultava in sintonia con gli scritti mwawcbiblici, rinunciando persino alle osservazioni. Si distinsero però in questo periodo gli astronomi mwawgislamici, riscopritori e grandi estimatori dellmwawk'mwawomwawsAlmagesto di Tolomeo, che diedero nomi mwawwarabi, gran parte dei quali ancora oggi usati, a un gran numero di stelle; inventarono inoltre numerosi strumenti astronomici in grado di tenere in conto la posizione degli astri. Nell'mwaw0XI secolo l'astronomo mwaw4Abū Rayhān al-Bīrūnī descrisse la nostra mwaw8galassia, la mwaxaVia Lattea, come una moltitudine di frammenti dalle proprietà tipiche delle mwaxemwaxistelle nebulose, calcolando anche la mwaxmlatitudine di alcune stelle durante un'mwaxqeclissi lunare avvenuta nel mwaxu1019.cite-ref-zahoor-28-0[26]

Anche gli astronomi mwaxscinesi, come Ipparco prima di loro, erano consapevoli del fatto che la sfera celeste non fosse immutabile e vi potessero apparire delle stelle mai viste prima: essi assistettero infatti all'esplosione di diverse mwaxwsupernovae in epoca storica, sulle quali redassero ampie e dettagliate relazioni.cite-ref-clark-29-0[27] Una delle più importanti fu quella la cui luce, emessa circa 3000 anni prima di Cristo, raggiunse la Terra il 4 luglio mwaye1054: si tratta di mwayiSN 1054, esplosa nella mwaymcostellazione del Toro, il cui resto è la celebre mwayqNebulosa del Granchio (catalogata secoli dopo dal francese mwayuCharles Messier come mwayyMessier 1 – M1 –).cite-ref-clark-29-1[27]cite-ref-sn-1054-30-0[28]

I primi astronomi mwazueuropei dell'mwazyepoca moderna, come mwazcTycho Brahe e il suo allievo mwazgJohannes Kepler, arrivarono a dubitare dell'immutabilità dei cieli. Essi infatti individuarono nel cielo notturno alcune stelle mai viste in precedenza, che denominarono mwazkstellae novae, ritenendo che fossero stelle di nuova formazione;cite-ref-archives-31-0[29] si trattava in realtà di mwaz4supernovae, ovvero stelle massicce che concludono la propria esistenza con una catastrofica esplosione.

Nel mwaaa1584 mwaaeGiordano Bruno, nel suo mwaaiDe l'infinito universo e mondi, ipotizzò che le stelle fossero come altri soli e che attorno a esse potessero mwaamorbitare dei mwaaqpianeti, probabilmente anche simili alla Terra.cite-ref-he-history-32-0[30] L'idea però non era nuova, dato che in precedenza era stata concepita da alcuni mwaakfilosofi della mwaaoGrecia antica, come mwaasDemocrito ed mwaawEpicuro;cite-ref-exoplanets-33-0[31] pur inizialmente bollata come mwabeeresia, l'ipotesi guadagnò credibilità nei secoli successivi e raggiunse il consenso generale della comunità astronomica.

Per spiegare come mai le stelle non esercitassero mwabmattrazioni gravitazionali sul mwabqSistema solare, mwabuIsaac Newton ipotizzò che le stelle fossero equamente distribuite in ogni direzione. La stessa idea era stata formulata in precedenza dal mwabyteologo mwabcRichard Bentley, cui forse si ispirò lo stesso Newton.cite-ref-archives-31-1[29]

L'mwab0italiano mwab4Geminiano Montanari registrò nel mwab81667 delle variazioni nella luminosità della stella mwacaAlgol (β mwacePersei). Nel mwaci1718, in mwacmInghilterra, mwacqEdmond Halley pubblicò le prime misurazioni del mwacumoto proprio di alcune delle mwacystelle più vicine, tra cui mwaccArturo e mwacgSirio, dimostrando che la loro posizione era mutata rispetto al periodo in cui erano vissuti Tolomeo e Ipparco.cite-ref-m-prop-34-0[32]

mwac4William Herschel, lo scopritore dei mwac8sistemi binari, fu il primo astronomo a tentare di misurare la distribuzione delle stelle nello spazio. Nel mwada1785 egli eseguì una serie di misure in seicento direzioni diverse, contando le stelle contenute in ciascuna porzione del mwadecampo visivo. Notò poi che la densità stellare aumentava man mano che ci si avvicinava a una determinata zona del cielo, coincidente col mwadicentro della Via Lattea, nella costellazione del mwadmSagittario. Suo figlio mwadqJohn ripeté poi le misurazioni nell'emisfero meridionale, giungendo alle stesse conclusioni del padre.cite-ref-proctor-35-0[33] Herschel senior disegnò poi un diagramma sulla forma della Galassia, considerando però erroneamente il Sole nei pressi del suo centro.

Il diagramma Hertzsprung-Russell

Magnitudine assoluta

Temperatura

(× 10³

kelvin

)

Diagramma H-R

Oggetti

stellari

giovani

Nane

brune

Nane

bianche

Subnane

Stelle "di sequenza principale"

Sequenza principale

Nane blu

Bianco-azzurre

Bianche

Bianco-gialle

Gialle

Arancioni

Rosse

Subgiganti

Giganti

Blu

Rosse

Giganti brillanti

Supergiganti

Blu

Gialle

Rosse

Wolf-

Rayet

Ipergiganti

Gialle

Tipo spettrale

Il

diagramma Hertzsprung-Russell

(H-R) è un potente strumento teorico inventato dall'

astrofisico

statunitense

H. N. Russell

e dal

danese

E. Hertzsprung

, che mette in relazione la

luminosità

(riportata in

ordinata

) e la

temperatura superficiale

(riportata in

ascissa

) di una stella. Entrambe sono quantità fisiche che dipendono strettamente dalle caratteristiche intrinseche della stella, che, seppur non misurabili direttamente dell'osservatore, possono essere derivate attraverso modelli fisici, il che consente agli astrofisici di determinare con una certa precisione l'età e lo

stadio evolutivo

di ogni astro.

La prima misurazione diretta della distanza di una stella da terra fu operata nel mwad81838 dal tedesco mwaeaFriedrich Bessel; egli, servendosi del metodo della mwaeeparallasse, quantificò la distanza del sistema binario mwaei61 Cygni, ottenendo come risultato un valore di 11,4 mwaemanni luce, tuttora accettato, seppur con maggiori affinazioni. Le misurazioni effettuate con tale metodo dimostrarono la grande distanza che intercorre tra una stella e l'altra.cite-ref-he-history-32-1[30]

mwaekJoseph von Fraunhofer e mwaeoAngelo Secchi furono i pionieri della mwaesspettroscopia stellare. I due astronomi, confrontando gli spettri di alcune stelle (tra cui Sirio) con quello del Sole, notarono delle differenze nello spessore e nel numero delle loro mwaewlinee di assorbimento. Nel mwae01865 Secchi iniziò a classificare le stelle in base al proprio mwae4tipo spettrale,cite-ref-macdonnell-37-0[35] ma lo schema classificativo attualmente utilizzato fu sviluppato nel corso del mwafmNovecento da mwafqAnnie J. Cannon.

Le mwafyosservazioni dei sistemi binari crebbero di importanza durante il mwafcXIX secolo. Il già citato Bessel osservò nel mwafg1834 delle irregolarità e delle deviazioni nel moto proprio della stella Sirio, che imputò a una compagna invisibile individuata tempo dopo nella mwafknana bianca mwafoSirio B. mwafsEdward Pickering scoprì la prima mwafwbinaria spettroscopica nel mwaf01899, quando osservò che le linee spettrali della stella mwaf4Mizar (ζ Ursae Majoris) mostravano degli spostamenti regolari in un periodo di 104 giorni. Contemporaneamente le osservazioni dettagliate, condotte su molte stelle binarie da astronomi quali mwaf8Wilhelm von Struve e mwagaSherburne Wesley Burnham, permisero di determinare le masse delle stelle a partire dai loro mwageparametri orbitali. La prima soluzione al problema di ricavare l'orbita di una mwagistella binaria sulla base delle osservazioni al mwagmtelescopio fu trovata da Felix Savary nel mwagq1827.cite-ref-aitken-38-0[36]

Il mwagoXX secolo vide grandi progressi nello studio scientifico delle stelle; un valido aiuto in quest'ambito fu fornito dalla mwagsfotografia. mwagwKarl Schwarzschild scoprì che il colore di una stella (e dunque la sua mwag0temperatura effettiva) potevano essere determinati confrontando la mwag4magnitudine rilevata dall'osservazione e quella dalla fotografia. Lo sviluppo della mwag8fotometria mwahafotoelettrica consentì delle misurazioni molto precise della magnitudine in molteplici mwahelunghezze d'onda. Nel mwahi1921 mwahmAlbert A. Michelson eseguì la prima misurazione di un diametro stellare tramite l'utilizzo di un mwahqinterferometro montato sul telescopio mwahuHooker dell'mwahyosservatorio di Monte Wilson.cite-ref-michelson-39-0[37]

Un importante lavoro dal punto di vista concettuale sulle mwahwbasi fisiche delle stelle venne svolto nei primi decenni del secolo scorso, grazie anche all'invenzione nel mwah01913, da parte di mwah4Ejnar Hertzsprung e, indipendentemente, mwah8Henry Norris Russell, del mwaiadiagramma H-R. In seguito furono sviluppati dei modelli per spiegare le dinamiche interne e l'mwaieevoluzione delle stelle, mentre i progressi conseguiti dalla mwaiifisica quantistica consentirono di spiegare con successo le particolarità degli spettri stellari; ciò ha permesso di conoscere e determinare con una certa accuratezza la composizione mwaimchimica delle mwaiqatmosfere stellari.cite-ref-new-cosmos-40-0[38]

I progressi tecnologici dell'mwajaosservazione astronomica hanno consentito agli astronomi di osservare le singole stelle anche in altre galassie del mwajeGruppo Locale, l'mwajiammasso cui appartiene la nostra Via Lattea.cite-ref-battinelli-41-0[39]cite-ref-millennium-star-atlas-42-0[40] Recentemente è stato possibile osservare alcune stelle distinte, per lo più mwajsvariabili Cefeidi,cite-ref-expanding-universe-43-0[41] anche in mwakaM100, una galassia che fa parte dell'mwakeAmmasso della Vergine, posta a circa 100 milioni di anni luce dalla Terra.cite-ref-villard-44-0[42] Al momento non è stato possibile osservare né mwakyammassi stellari né tanto meno singole stelle oltre il mwakcSuperammasso della Vergine; l'unica eccezione è stata la debole immagine di un vasto mwakgsuperammasso stellare, contenente centinaia di migliaia di stelle, posto in una galassia distante un miliardo di anni luce dalla Terra: dieci volte la distanza dell'ammasso stellare più lontano sino a ora osservato.cite-ref-ubc-45-0[43]

A partire dai primi mwak4anni novanta sono stati scoperti, in orbita attorno a un cospicuo numero di stelle, numerosi mwak8pianeti extrasolari; il primo mwalasistema planetario extrasolare fu scoperto nel 1992 in orbita alla mwalepulsar mwaliPSR B1257+12 e consta di tre pianeti, più una probabile mwalmcometa.cite-ref-psr-46-0[44] In seguito si sono registrate numerose altre scoperte che hanno portato a più di 3200 il numero dei mwalgpianeti extrasolari attualmente confermati.cite-ref-encyclopedia-47-0[45]

La maggior parte delle stelle è identificata da un numero di mwamycatalogo; solo una piccola parte di esse, in genere le mwamcpiù luminose, ha un nome vero e proprio che deriva spesso dalla denominazione mwamgoriginale araba o latina dell'astro. Molti di questi nomi sono dovuti ai miti loro associati,cite-ref-mitologia-48-0[46] alla loro posizione nella costellazione (come mwam0Deneb - α Cygni -, che significa mwam4la coda poiché corrisponde alla coda del mwam8Cigno celeste), oppure al particolare periodo o alla particolare posizione in cui esse compaiono nella sfera celeste nel corso dell'anno; un esempio in questo senso è Sirio, il cui nome deriva dal mwanagreco mwaneσείριος (mwaniséirios), che significa mwanmardente. Infatti gli antichi greci associavano la stella al periodo di maggior caldo durante l'mwanqestate, la mwanucanicola, poiché dal 24 luglio al 26 agosto l'astro sorge e tramonta con il Sole (mwanylevata eliaca).cite-ref-sirio-49-0[47]

A partire dal mwanwXVII secolo si iniziò a dare alle stelle, in certe regioni del cielo, i nomi delle costellazioni cui appartenevano. L'astronomo tedesco mwan0Johann Bayer creò una serie di mappe stellari (raccolte nell'mwan4atlante mwan8mwaoaUranometria) in cui si servì, per denominare le stelle di ciascuna costellazione, delle lettere dell'mwaoealfabeto greco (assegnando la lettera mwaoiα alla più luminosa) seguite dal mwaomgenitivo del nome della costellazione in mwaoqlatino;cite-ref-l-universo-8-2[6] questo sistema è noto come mwaoknomenclatura di Bayer. Tuttavia, poiché le lettere greche sono molto limitate, capita che in talune costellazioni, che contengono un elevato numero di stelle, si rivelino insufficienti; Bayer pensò allora di ricorrere alle lettere minuscole dell'mwaooalfabeto latino una volta esaurite quelle greche.cite-ref-l-universo-8-3[6] In seguito l'astronomo inglese mwao8John Flamsteed inventò un nuovo sistema di nomenclature, denominato in seguito mwapanomenclatura di Flamsteed, molto simile a quello di Bayer, ma basato sull'utilizzo di numeri al posto delle lettere greche; il numero 1 però non era assegnato alla stella più luminosa, ma alla stella con mwapeascensione retta (una mwapicoordinata astronomica analoga alla mwapmlongitudine terrestre) più bassa.cite-ref-l-universo-8-4[6] A seguito della scoperta delle stelle variabili, si è deciso di assegnare loro una mwapgnomenclatura diversa, basata sulle lettere maiuscole dell'alfabeto latino seguite dal genitivo della costellazione; la lettera di partenza non è però la A, ma la R, cui seguono S, T e così via; la A viene immediatamente dopo la Z. Una volta esaurite le lettere dell'alfabeto si riparte con RR e via dicendo (ad esempio mwapkS Doradus, mwapoRR Lyrae ecc.).cite-ref-l-universo-8-5[6] Il numero di variabili scoperte è cresciuto al punto che in alcune costellazioni si è resa necessaria l'adozione di un nuovo sistema di nomenclature, che prevede la lettera mwap8V (che sta per mwaqavariable) seguita da un numero identificativo e dal genitivo latino della costellazione (ad esempio mwaqeV838 Monocerotis).

In seguito, con il progredire dell'mwaqmastronomia osservativa e l'utilizzo di strumenti sempre più avanzati, si è resa necessaria l'adozione di numerosi altri sistemi di nomenclatura, che hanno dato origine a nuovi cataloghi stellari.cite-ref-nomenclature-50-0[48]

La sola organizzazione abilitata dalla mwaqkcomunità scientifica a conferire i nomi alle stelle, e più in generale a tutti i corpi celesti, è l'mwaqoUnione Astronomica Internazionale.cite-ref-nomenclature-50-1[48]

Gran parte dei parametri stellari sono espressi convenzionalmente secondo le mwareunità di misura del mwariSistema Internazionale, anche se non di rado vengono utilizzate le unità del mwarmsistema CGS (ad esempio, la luminosità viene talvolta espressa in mwarqerg al secondo). Massa, luminosità e mwaruraggio sono spesso dati in unità solari, un sistema che tiene conto delle caratteristiche del mwarySole:

mwark mwaromwarsmwarwmwar0Massa solare: mwar4mwar8Mmwasa☉ = 1,9891 × 10mwase30mwasi mwasmkgcite-ref-sackmann-51-0[49] mwasg mwaskmwasoLuminosità solare: mwassmwaswLmwas0☉ = 3,827 × 10mwas426mwas8 mwataWcite-ref-sackmann-51-1[49] mwatu mwatymwatcRaggio solare: mwatgmwatkRmwato☉ = 6,960 × 10mwats8mwatw mwat0mcite-ref-tripathy-52-0[50]

Le grandezze maggiori, come il raggio di una mwaumstella supergigante o mwauqipergigante o il mwauusemiasse maggiore di un sistema binario, sono spesso espresse in termini di mwauyunità astronomiche (U.A.), una misura equivalente alla distanza media tra la Terra e il Sole (circa 150 milioni di km).

La mwau4classificazione stellare è generalmente basata sulla mwau8temperatura superficiale delle stelle, che può essere stimata mediante la mwavalegge di Wien a partire dalla loro emissione luminosa. La temperatura superficiale è all'origine del colore dell'astrocite-ref-colore-53-0[51] e di diverse particolarità spettrali, che consentono di dividerle in classi, a ciascuna delle quali è assegnata una lettera maiuscola. I tipi spettrali più utilizzati sono, in ordine decrescente di temperatura: O, B, A, F, G, K, M; in mwavulingua inglese è stata coniata una frase per ricordare facilmente questa scala: Omwavyh Bmwavce A Fmwavgine Gmwavkirl, Kmwavoiss Mmwavse. Le mwavwstelle di tipo O, di colore blu-azzurro, sono le più massicce e luminose, visibili da grandissime distanze, ma anche le più rare; quelle di mwav0tipo M, rosse e solitamente grandi appena da permettere che abbia inizio la fusione dell'idrogeno nei loro nuclei, sono invece le più frequenti. Esistono poi diversi altri tipi spettrali utilizzati per descrivere alcuni tipi particolari di stelle: i più comuni sono L e T, utilizzati per classificare le nane rosse meno massicce più fredde e scure (che emettono principalmente nell'mwav4infrarosso) e le mwav8nane brune; di grande importanza sono anche i tipi C, R e N, utilizzati per le mwawastelle al carbonio, e W, utilizzato per le caldissime ed evolute mwawestelle di Wolf-Rayet.

Ogni tipo spettrale è ulteriormente suddiviso in dieci sottoclassi, da 0 (la più calda) a 9 (la meno calda). Per esempio, il tipo A più caldo è l'A0, che è molto simile al B9, il tipo B meno caldo. Questo sistema dipende strettamente dalla temperatura superficiale della stella, ma perde valore se si considerano le temperature più alte; tant'è che non sembrano esistere stelle di classe O0 e O1.cite-ref-spectrum-54-0[52] Tale classificazione è detta mwawcclassificazione spettrale di Morgan-Keenan-Kellman.

| Classe | Temperatura ( K ) | Colore | Massa (M ☉ ) | Raggio (R ☉ ) | Luminosità (L ☉ ) | Linee di assorbimento | Esempio |

|---|---|---|---|---|---|---|---|

| O | 28 000 - 50 000 | Blu-azzurro | 16 - 150 | 15 | fino a 1 400 000 | N , C , He e O | 10 Lacertae |

| B | 9 600 - 28 000 | Bianco-azzurro | 3,1 - 16 | 7 | 20 000 | He, H | Regolo |

| A | 7 100 - 9 600 | Bianco | 1,7 - 3,1 | 2,1 | 80 | H | Altair |

| F | 5 700 - 7 100 | Bianco-giallastro | 1,2 - 1,7 | 1,3 | 6 | Metalli : Fe , Ti , Ca , Sr e Mg | Procione |

| G | 4 600 - 5 700 | Giallo | 0,9 - 1,2 | 1,1 | 1,2 | Ca, He, H e altri | Sole |

| K | 3 200 - 4 600 | Arancione | 0,4 - 0,8 | 0,9 | 0,4 | Metalli + TiO 2 | α Centauri B |

| M | 1 700 - 3 200 | Rosso | 0,08 - 0,4 | 0,4 | 0,04 | Come sopra | Stella di Barnard |

Le stelle possono essere anche suddivise in gruppi in base agli effetti, strettamente dipendenti dalle dimensioni spaziali dell'astro e dalla sua mwa48gravità superficiale, che la luminosità sortisce sulle linee spettrali. Identificate da mwa5anumeri romani, le classi di luminosità sono comprese tra la 0 (mwa5eipergiganti) e la VII (nane bianche), passando per la III (mwa5igiganti) e la V (la mwa5msequenza principale, che comprende la maggior parte delle stelle, tra cui il Sole); tale classificazione è detta mwa5qclassificazione spettrale di Yerkes.cite-ref-spectrum-54-1[52]

La classificazione di certe stelle richiede l'uso di lettere minuscole per descrivere alcune situazioni particolari rilevate nei loro spettri: ad esempio, la "mwa5oe" indica la presenza di linee di emissione, la "mwa5sm" indica un livello straordinariamente alto di mwa5wmetalli e "mwa50var" indica una variabilità nel tipo spettrale.cite-ref-spectrum-54-2[52]

Le nane bianche godono di una classificazione a parte. Indicate genericamente con la lettera D (che sta per l'inglese mwa6mdwarf, mwa6qnano), sono a loro volta suddivise in sottoclassi che dipendono dalla tipologia predominante delle linee riscontrate nei loro spettri: DA, DB, DC, DO, DZ e DQ; segue poi un numero che identifica la temperatura del corpo celeste.cite-ref-56[54]

Con la locuzione "evoluzione stellare" si intendono i cambiamenti che una stella sperimenta nel corso della sua esistenza, durante la quale essa varia, anche in maniera molto pronunciata, di luminosità, raggio e temperatura. Tuttavia, a causa dei tempi evolutivi molto lunghi (milioni o miliardi di anni), è impossibile per un essere umano seguire l'intero ciclo vitale di un astro; pertanto, per riuscire a comprendere i meccanismi evolutivi, si osserva una popolazione stellare che contiene stelle in diverse fasi della loro vita e si costruiscono dei modelli mwa7efisico - mwa7imatematici che permettano di riprodurre in via teorica le proprietà osservate. Un valido aiuto in questo senso è dato dal diagramma H-R, che pone a confronto la mwa7mluminosità e la mwa7qtemperatura. Ogni astro ha una propria evoluzione la cui durata dipende dalla propria massa: quanto più una stella è massiccia, tanto più breve risulterà essere la durata del ciclo vitale.

Le stelle si formano all'interno delle mwa70nubi molecolari, delle mwa74regioni di gas ad "alta" densitàcite-ref-57[N 3] presenti nel mwa8mmezzo interstellare, costituite essenzialmente da idrogeno, con una quantità di elio del 23–28% e tracce di elementi più pesanti.cite-ref-58[55] Le stelle più massicce che si formano al loro interno le illuminano e le mwa8gionizzano, creando le cosiddette mwa8kregioni H II.cite-ref-59[56]

La formazione di una stella ha inizio quando una nube molecolare inizia a manifestare fenomeni di instabilità gravitazionale, spesso innescati dalle mwa88onde d'urto di una mwa9asupernova o della mwa9ecollisione tra due galassie. Non appena si raggiunge una densità della mwa9imateria tale da soddisfare i criteri dell'mwa9minstabilità di Jeans, la regione inizia a mwa9qcollassare sotto la sua stessa gravità.

Il graduale collasso della nube porta alla formazione di densi mwa9yagglomerati di gas e polveri oscure al cui interno si forma la mwa9cprotostella, circondata da un mwa9gdisco che alimenta l'mwa9kaumento della sua massa. Il destino della protostella dipende dalla massa che riesce ad accumulare: se questa è inferiore a 0,08 Mmwa9o☉, la protostella non raggiunge l'ignizione delle reazioni nucleari e si trasforma in una mwa9snana bruna;cite-ref-baraffe-60-0[57] se possiede una massa fino a otto masse solari, si forma una mwa-astella pre-sequenza principale, spesso circondata da un mwa-edisco protoplanetario; se la massa è superiore a 8 Mmwa-i☉, la stella raggiunge direttamente la sequenza principale senza passare per questa fase.cite-ref-61[58]

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.cite-ref-mengel-62-0[59]

In questa fase ogni stella genera un mwa-yvento di mwa-cparticelle mwa-gcariche che provoca una continua fuoriuscita di materia nello spazio, che per gran parte delle stelle risulta irrisoria. Il Sole, ad esempio, perde, nel mwa-kvento solare, 10mwa-o−14 masse solari di materia all'anno,cite-ref-63[60] ma le stelle più massicce arrivano a perderne decisamente di più, sino a 10mwa-8−7 – 10mwbaa−5 masse solari all'anno; tale perdita può riflettersi in maniera sostanziale sulla successiva evoluzione dell'astro.cite-ref-de-loore-64-0[61]

La durata della sequenza principale dipende dalla massa iniziale e dalla luminosità della stella.cite-ref-mengel-62-1[59] Le stelle più massicce consumano il proprio "combustibile nucleare" piuttosto velocemente e hanno una vita decisamente più breve (qualche decina o centinaio di milioni di anni); le stelle più piccole invece bruciano l'idrogeno del nucleo molto lentamente e hanno un'esistenza molto più lunga (decine o centinaia di miliardi di anni).cite-ref-mengel-62-2[59]

La sequenza principale termina non appena l'idrogeno, contenuto nel nucleo della stella, è stato completamente convertito in elio dalla fusione nucleare; la successiva evoluzione della stella segue vie diverse a seconda della massa dell'oggetto celeste.cite-ref-evoluzione-stellare-65-0[62]

Le stelle più piccole, le mwbbknane rosse (tra 0,08 e 0,4 masse solari), si riscaldano, divenendo per breve tempo delle mwbbostelle azzurre, per poi contrarsi gradualmente in mwbbsnane bianche.cite-ref-fasi-finali-66-0[63] Tuttavia, dato che la durata della vita di tali stelle è maggiore dell'mwbcaetà dell'Universo (13,7 miliardi di anni), si ritiene che nessuna di essa sia ancora giunta al termine della propria evoluzione.cite-ref-hinshaw-67-0[64]

Le stelle la cui massa è compresa tra 0,4 e 8 masse solari attraversano, al termine della sequenza principale, una fase di notevole instabilità: il nucleo subisce una serie di collassi gravitazionali, incrementando la propria temperatura e dando inizio a diversi processi di fusione nucleare che riguardano anche gli strati immediatamente contigui al nucleo; gli strati più esterni invece si espandono per far fronte al mwbcysurplus energetico proveniente dal nucleo e gradualmente si raffreddano, assumendo di conseguenza una colorazione rossastra. La stella, dopo esser passata per la fase instabile di mwbccsubgigante, si trasforma in una fredda ma brillante mwbcggigante rossa.cite-ref-evoluzione-stellare-65-1[62]cite-ref-evolution-68-0[65] Durante questo stadio la stella mwbdefonde l'mwbdielio in mwbdmcarbonio e mwbdqossigeno e, qualora la massa sia sufficiente (~7-8 Mmwbdu☉), una parte di quest'ultimo in magnesio.cite-ref-69[66] Parallela a quella di gigante rossa è la mwbdofase di gigante blu, che intercorre come meccanismo di compensazione qualora la velocità delle reazioni nucleari subisca un rallentamento.cite-ref-iben-7-1[5]

Si stima che il Sole diverrà una gigante rossa tra circa 5 miliardi di anni: le sue dimensioni saranno colossali (circa 100 volte quelle attuali) e il suo mwbearaggio si estenderà sino quasi a coprire l'attuale distanza che separa la stella dalla mwbeeTerra (1 UA).cite-ref-future-sun-70-0[67]

Anche le mwbewstelle massicce (con massa superiore a 8 Mmwbe0☉), al termine della sequenza principale, subiscono numerose instabilità, che le portano a espandersi allo stadio di mwbe4supergigante 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 e aumenti di temperatura e pressione che avviano i processi di sintesi di altri elementi più pesanti: mwbe8neon, mwbfasilicio e mwbfezolfo, per terminare con il mwbfinichel-56, che mwbfmdecade in mwbfqferro-56. In tali stelle può svolgersi in contemporanea la nucleosintesi di più elementi all'interno di un nucleo pluristratificato.cite-ref-morte-stellare-71-0[68] In ciascuno degli strati concentrici avviene la fusione di un differente elemento: il più esterno fonde idrogeno in elio, quello immediatamente sotto fonde elio in carbonio e via dicendo, a temperature e pressioni sempre crescenti man mano che si procede verso il centro. Il collasso di ciascuno strato è sostanzialmente evitato dal calore e dalla mwbfkpressione di radiazione dello strato sottostante, dove le reazioni procedono a un regime più intenso.cite-ref-hinshaw-67-1[64]cite-ref-woosleyjanka-72-0[69]

Qualora subiscano un rallentamento i processi di fusione nucleare, le supergiganti rosse possono attraversare uno stadio simile a quello di gigante blu, che prende il nome di mwbgmsupergigante blu; l'astro tuttavia, prima di raggiungere questo stadio, passa per la fase di mwbgqsupergigante gialla, caratterizzata da una temperatura e da dimensioni intermedie rispetto alle due fasi.cite-ref-morte-stellare-71-1[68]

Le stelle supermassicce (>30 Mmwbgo☉), dopo aver attraversato la fase instabile di mwbgsvariabile 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 mwbgwstelle di Wolf-Rayet, oggetti caratterizzati da venti forti e polverosi che provocano una consistente perdita di massa.cite-ref-73[70]

Quando una stella è prossima alla fine della propria esistenza, la mwbhqpressione di radiazione del nucleo non è più in grado di contrastare la mwbhugravità degli mwbhystrati più esterni dell'astro. Di conseguenza il nucleo va incontro a un mwbhccollasso, mentre gli strati più esterni vengono espulsi in maniera più o meno violenta; ciò che resta è un oggetto estremamente denso: una mwbhgstella compatta, costituita da mwbhkmateria in uno stato altamente mwbhodegenere.cite-ref-sandin-74-0[71] La tipologia di stella compatta che si viene a formare differisce in relazione alla massa iniziale della stella.

Se la stella possedeva originariamente una massa tra 0,08 e 8 Mmwbiy☉ si forma una mwbicnana bianca, un oggetto dalle dimensioni piuttosto piccole (paragonabili all'incirca a quelle della Terra) con una massa minore o uguale al mwbiglimite di Chandrasekhar (1,44 Mmwbik☉).cite-ref-liebert-75-0[72] Una nana bianca possiede una temperatura superficiale molto elevata,cite-ref-fasi-finali-66-1[63]cite-ref-liebert-75-1[72] che col tempo tende a diminuire in funzione degli mwbjyscambi termici con lo mwbjcspazio circostante fino a raggiungere, in un lunghissimo lasso di tempo, l'mwbjgequilibrio termico e trasformarsi in una mwbjknana nera. Sino a ora non è stata ancora osservata alcuna nana nera; perciò gli astronomi ritengono che il tempo previsto perché una nana bianca si raffreddi del tutto sia di gran lunga superiore all'attuale età dell'Universo.cite-ref-liebert-75-2[72]

Se la stella morente ha una massa compresa tra 0,08 e 0,4 Mmwbj8☉ dà luogo a una nana bianca senza alcuna fase intermedia; se invece la sua massa è compresa tra 0,4 e 8 Mmwbka☉, essa, prima di trasformarsi in nana bianca, perde i suoi strati più esterni in una spettacolare mwbkenebulosa planetaria.cite-ref-fasi-finali-66-2[63]

Nelle stelle con masse superiori a 8 Mmwbk0☉, la fusione nucleare continua finché il nucleo non raggiunge una massa superiore al limite di Chandrasekhar. Oltrepassato questo limite, il nucleo non riesce più a tollerare la sua stessa massa e va incontro a un improvviso e irreversibile collasso. L'mwbk4onda d'urto che si genera provoca la catastrofica esplosione della stella in una brillantissima mwbk8supernova di tipo II o di mwblatipo Ib o Ic, se si trattava di una stella supermassiccia (>30 Mmwble☉). Le supernovae hanno una luminosità tale da superare, anche se per breve tempo, la luminosità complessiva dell'intera galassia che le ospita.cite-ref-supernova-76-0[73]

L'energia liberata nell'esplosione è talmente elevata da consentire la fusione dei prodotti della nucleosintesi stellare in elementi ancora più pesanti, in un fenomeno detto mwblcnucleosintesi delle supernovae.cite-ref-supernova-76-1[73] L'esplosione della supernova diffonde nello spazio la gran parte della mwblwmateria che costituiva la stella; tale materia forma il cosiddetto mwbl0resto di supernova,cite-ref-supernova-76-2[73] mentre il nucleo residuo sopravvive in uno stato altamente degenere. Se la massa del residuo è compresa tra 1,4 e 3,8 masse solari, esso collassa in una mwbmistella di neutroni (che talvolta si manifesta come mwbmmpulsar); nel caso in cui la stella originaria sia talmente massiccia che il nucleo residuo mantiene una massa superiore a 3,8 masse solari (mwbmqlimite di Tolman-Oppenheimer-Volkoff),cite-ref-buco-nero-77-0[74] nessuna forza è in grado di contrastare il collasso gravitazionale e il nucleo si contrae fino a raggiungere dimensioni inferiori al mwbmkraggio di Schwarzschild: si origina un mwbmobuco nero stellare.cite-ref-fryer-78-0[75]

L'interno di una stella di sequenza principale si trova in una condizione di equilibrio in cui le due forze predominanti, la mwbnigravità (orientata in direzione del mwbnmcentro della stella) e l'mwbnqenergia termica della mwbnumassa del mwbnyplasma (orientata verso la superficie) si controbilanciano alla perfezione. Perché questa situazione di stabilità permanga, è necessario che la temperatura del nucleo raggiunga o superi i 10mwbnc7 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'mwbngenergia sufficiente a contrastare il mwbnkcollasso cui la stella andrebbe naturalmente incontro.cite-ref-schwarzschild-79-0[76] Tale energia è emessa sotto forma di mwbn4neutrini e mwbn8fotoni mwboagamma, che, interagendo col plasma circostante, contribuiscono a mantenere elevata la temperatura dell'interno stellare.

L'interno di una stella stabile si trova in uno stadio di equilibrio sia mwboyidrostatico sia mwboctermico 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 mwbogzona radiativa è quella regione all'interno della stella in cui il trasferimento dell'energia per mwbokirraggiamento 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 mwbooconvettivo, la regione assume le caratteristiche di mwboszona convettiva. Quanto detto si verifica generalmente nelle zone della stella in cui sono localizzati i flussi altamente energetici, come nello strato immediatamente superiore al nucleo, o in aree con un'mwbowopacità alla radiazione superiore allo strato più esterno.cite-ref-schwarzschild-79-1[76] La posizione della zona radiativa e di quella convettiva di una stella di sequenza principale dipende dalla classe spettrale e dalla massa. Nelle stelle con una massa diverse volte mwbpequella solare la zona convettiva è posta in profondità, adiacente al nucleo, mentre la zona radiativa è posta subito al di sopra della zona convettiva. Nelle stelle meno massicce, come il mwbpiSole, le due zone sono invertite, ovvero la zona radiativa è adiacente al nucleo.cite-ref-imagine-80-0[77] Le mwbpcnane rosse con una massa inferiore a 0,4 masse solari presentano solamente una zona convettiva che previene l'accumulo di un nucleo di elio.cite-ref-81[78] In gran parte delle stelle la zona convettiva tende a variare nel corso del tempo man mano che la stella procede nella sua mwbpwevoluzione e la sua composizione interna subisce dei cambiamenti.cite-ref-schwarzschild-79-2[76]

La porzione visibile di una stella di sequenza principale è detta mwbqyfotosfera e costituisce la superficie dell'astro. In questa zona il plasma stellare diviene trasparente ai fotoni mwbqcluminosi e permette la propagazione delle mwbqgradiazioni nello mwbqkspazio. Sulla fotosfera compaiono delle zone più scure causate dall'mwbqoattività magnetica dell'astro: si tratta delle mwbqsmacchie stellari, che appaiono scure poiché hanno una temperatura inferiore a quella del resto della fotosfera.cite-ref-imagine-80-1[77]

Al di sopra della fotosfera si staglia l'mwbreatmosfera stellare. In una stella di sequenza principale, come il Sole, la parte più bassa dell'atmosfera, detta mwbricromosfera, è una debole regione, di colore rosaceo, in cui hanno luogo vari fenomeni come le mwbrmspicule o i mwbrqflare, circondata da una zona di transizione, dall'ampiezza di 100mwbru km, in cui la temperatura cresce enormemente. Al di sopra si trova la mwbrycorona, un volume di plasma poco denso a elevatissima temperatura (oltre il milione di kelvin) che si estende nello spazio per diversi milioni di km.cite-ref-82[79] L'esistenza della corona sembra dipendere dalla presenza della zona convettiva in prossimità degli strati superficiali della stella.cite-ref-imagine-80-2[77] A dispetto dell'altissima temperatura, la corona emette una quantità relativamente piccola di luce e risulta visibile, nel caso del Sole, solo durante le mwbr8eclissi.

Dalla corona si diparte un mwbsevento stellare, costituito da plasma estremamente rarefatto e particelle cariche, che si propaga nello spazio sino a quando non viene a interagire col mwbsimezzo interstellare, dando origine, soprattutto nel caso delle stelle massicce, a delle cavità del mezzo interstellare dette "mwbsmbolle".cite-ref-83[80]

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.

mwbtcMassa, mwbtgraggio, mwbtkaccelerazione di gravità alla superficie e periodo di mwbtorotazione possono essere misurati sulla base dei mwbtsmodelli stellari; la massa inoltre può essere calcolata in maniera diretta in un sistema binario sfruttando le mwbtwleggi di Keplero mwbt0combinate con la mwbt4meccanica newtoniana o tramite l'effetto mwbt8lente gravitazionale.cite-ref-mass-85-0[82] Tutti questi parametri, associati, possono permettere di calcolare l'età della stella.cite-ref-garnett-86-0[83]

Gran parte delle stelle ha un'età compresa tra 1 e 10 miliardi di anni. Vi sono stelle che però hanno età prossime a mwbuoquella dell'Universo (13,7 miliardi di anni): la stella più vecchia conosciuta, mwbusHE 1523-0901, ha un'età stimata di 13,2 miliardi di anni.cite-ref-frebel-87-0[84] Studi in banda submillimetrica effettuati con il radiotelescopio mwbvaALMA hanno evidenziatocite-ref-88[85] che le prime stelle si sarebbero formate quando l'universo aveva circa il 2% dell'età attuale.cite-ref-89[86]

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 mwbvonucleo 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 mwbvsciclo CNO (anziché secondo la mwbvwcatena protone-protone), 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 (come le mwbv0nane mwbv4arancioni e mwbv8rosse) bruciano il proprio combustibile nucleare molto lentamente arrivando a vivere per decine o centinaia di miliardi di anni.cite-ref-naftilan-90-0[87]cite-ref-laughlin-91-0[88]

Al momento della loro formazione, le stelle sono composte prevalentemente da idrogeno ed elio, con una piccola percentuale di elementi più pesanti, detti mwbxymetalli; tra di essi vi sono però alcuni elementi, come l'ossigeno e il carbonio, che dal punto di vista mwbxcchimico non sono realmente dei mwbxgmetalli. La quantità di tali elementi nell'atmosfera stellare è detta mwbxkmetallicità ([M/H] o, più spesso, [Fe/H]) ed è definita come il mwbxologaritmo decimale della quantità di elementi pesanti (M), soprattutto il ferro (Fe), rispetto all'idrogeno (H), diminuita del logaritmo decimale della metallicità del Sole: così, se la metallicità della stella presa in esame è pari a quella solare, il risultato sarà pari a zero. Ad esempio, un valore del logaritmo pari a 0,07 equivale a un tasso reale di metallicità di 1,17, il che significa che l'astro è più ricco di metalli rispetto alla nostra stella del 17%;cite-ref-mnras267-92-0[89] tuttavia il margine d'errore della misura rimane relativamente alto.

Le stelle più antiche (dette mwbyadi Popolazione II) sono costituite da idrogeno (per circa il 75%), elio (per circa il 25%) e una frazione molto piccola (<0,1%) di metalli. Nelle stelle più giovani (dette mwbyedi Popolazione I), invece, la percentuale di metalli sale fino a circa il 2% - 3%, mentre l'idrogeno ed elio hanno percentuali rispettivamente dell'ordine del 70% - 75% e 24% - 27%. Queste differenze sono dovute al fatto che le nubi molecolari, da cui le stelle si originano, sono costantemente arricchite dagli elementi pesanti diffusi dalle esplosioni delle supernove. La determinazione della composizione chimica di una stella può essere, quindi, utilizzata per determinare la sua età.cite-ref-genetic-93-0[90]

La frazione di elementi più pesanti dell'elio è generalmente misurata sulla base delle quantità di ferro contenute nell'atmosfera stellare, dato che il ferro è un elemento abbastanza comune e le sue mwbyclinee di assorbimento sono piuttosto facili da identificare. La quantità degli elementi pesanti è anche indice della probabile presenza di un mwbygsistema planetario in orbita attorno alla stella.cite-ref-fischer-94-0[91]

La stella col minor contenuto di ferro mai misurato è la gigante rossa mwby4SMSS J160540.18-144323.1, con appena mwby81/1500000 del contenuto ferroso del Sole.cite-ref-95[92] Al contrario, la stella mwbzqμ Leonis è ricchissima in "metalli", con una metallicità circa il doppio di quella del Sole, mentre mwbzu14 Herculis, attorno alla quale orbita un mwbzypianeta (mwbzc14 Herculis b), ha una metallicità tre volte superiore.cite-ref-feltzing-96-0[93] Alcune stelle, dette mwbzwstelle peculiari, mostrano nel proprio mwbz0spettro un'insolita abbondanza di metalli, specialmente mwbz4cromo e mwbz8lantanidi (le cosiddette mwbaaterre rare).cite-ref-gray-97-0[94]

La metallicità influenza inoltre la durata della sequenza principale, l'intensità del mwbaycampo magneticocite-ref-pizzolato-98-0[95] e del vento stellare.cite-ref-mass-loss-99-0[96] Le vecchie stelle di mwba8popolazione II hanno una metallicità minore delle più giovani stelle di popolazione I, poiché le nubi molecolari da cui si sono formate queste ultime possedevano una maggiore quantità di metalli.cite-ref-100[N 4]

A causa della grande distanza dalla mwbbyTerra, tutte le stelle, eccetto il Sole, appaiono all'occhio umano come dei minuscoli punti brillanti nel cielo notturno, mwbbcscintillanti a causa degli effetti distorsivi dell'mwbbgatmosfera terrestre. Il Sole invece, pur essendo esso stesso una stella, è abbastanza vicino al nostro pianeta da apparire come un disco che illumina il nostro pianeta dando luogo al mwbbkgiorno.

Oltre al Sole, la stella con la maggiore grandezza apparente è mwbcaR Doradus, con un diametro angolare di soli 0,057 mwbcesecondi d'arco.cite-ref-rdor-101-0[97]

Le mwbccdimensioni angolari del disco di gran parte delle stelle sono troppo piccole per permettere l'osservazione delle strutture superficiali attive (come le mwbcgmacchie) con gli attuali mwbcktelescopi ottici di terra; pertanto l'unico modo per riprodurre immagini di tali caratteristiche è l'utilizzo di telescopi mwbcointerferometrici. È possibile misurare le dimensioni angolari delle stelle anche durante le mwbcsoccultazioni, valutando il calo di luminosità di una stella mentre essa è occultata dalla mwbcwLuna o l'aumento di luminosità della stessa al termine dell'occultazione.cite-ref-occultazione-102-0[98]

Le dimensioni reali delle stelle sono estremamente variabili: le più piccole, le stelle di neutroni, hanno dimensioni comprese tra 20 e 40 mwbdikm, mentre le più grandi, ipergiganti e supergiganti, hanno mwbdmraggi vastissimi, con dimensioni dell'mwbdqordine delle Unità Astronomiche: ad esempio quello di mwbduBetelgeuse (α mwbdyOrionis) è 630 volte quello del Sole, circa un miliardo di km (quasi 6,7 UA);cite-ref-michelson-39-1[37] tali stelle possiedono tuttavia mwbdsdensità decisamente inferiori a quella del nostro Sole, tanto che la loro atmosfera è assimilabile a un mwbdwvuoto spinto.cite-ref-betelgeuse-103-0[99] La mwbeestella più grande conosciuta è mwbeiVY Canis Majoris, il cui diametro è quasi 2000 volte quello del Sole: se si trovasse al centro del mwbemSistema solare, la sua atmosfera si estenderebbe sino all'orbita di mwbeqSaturno.cite-ref-humphreys-104-0[100]

Le stelle sono oggetti dotati di una mwbfemassa considerevole, compresa tra 1,5913 mwbfi× 10mwbfm29cite-ref-baraffe-60-1[57] e 3,9782 × 10mwbfg32 mwbfkkg;cite-ref-oey-105-0[101] in unità solari, da 0,08 a 150–200 mwbf4masse solari (Mmwbf8☉).

Una delle mwbgestelle più massicce conosciute è l'mwbgiipergigante mwbgmLBV mwbgqEta Carinae,cite-ref-eta-carinae-106-0[102] la cui massa è stimata in 100–150 Mmwbgk☉; tuttavia una simile massa comporta una sensibile riduzione della vita dell'astro, che vive al massimo per alcuni milioni di anni.cite-ref-massa-stellare-6-1[4]cite-ref-eta-carinae-106-1[102] Uno studio condotto sulle stelle dell'mwbhiammasso Arches suggeriva che 150 Mmwbhm☉ fosse il limite massimo raggiungibile da una stella nell'attuale era dell'Universo.cite-ref-massa-stellare-6-2[4] La ragione di questo limite non è ancora nota; gli astronomi tuttavia ritengono che ciò sia dovuto in buona parte alla metallicità dell'astro, ma soprattutto al mwbhglimite di Eddington,cite-ref-massa-stellare-6-3[4] che definisce la quantità massima di radiazione luminosa in grado di attraversare gli strati della stella senza provocarne l'espulsione nello spazio. Tuttavia, la scoperta di una stella con una massa di gran lunga superiore a questo limite, mwbh0R136a1 nella mwbh4Grande Nube di Magellano (con una massa ipotizzata in circa 265 Mmwbh8☉),cite-ref-107[103] impone agli astronomi una revisione teorica del valore del limite massimo di massa stellare.

Le prime stelle, formatesi qualche centinaia di migliaia di anni dopo il mwbiuBig Bang, dovevano possedere delle masse ancora maggiori (forse oltre 300 Mmwbiy☉cite-ref-prime-stelle-108-0[104]) per via della totale assenza al proprio interno di elementi più pesanti del mwbislitio. Questa primitiva generazione di stelle supermassicce (dette mwbiwdi popolazione III) si è estinta già da miliardi di anni, per cui gli astronomi sono in grado di formulare esclusivamente delle congetture sulla base dei dati attualmente in loro possesso.

Con una massa appena 93 volte quella di mwbi4Giove, la nana rossa mwbi8AB Doradus C, membro del mwbjasistema stellare di AB Doradus, è invece la mwbjestella meno massiccia conosciuta a essere alimentata dalle reazioni nucleari.cite-ref-stelle-piccole-109-0[105] Gli astronomi ritengono che per le stelle dotate di una metallicità simile a quella del Sole la massa minima per innescare la fusione nucleare sia di circa 75 mwbjymasse gioviane.cite-ref-boss-110-0[106]cite-ref-minimum-111-0[107] Un recente studio, condotto sulle stelle meno massicce, ha permesso di scoprire che, se la metallicità è molto bassa, la massa minima perché un astro possa produrre energia tramite la fusione nucleare corrisponde a circa l'8,3% della massa solare (circa 87 masse gioviane).cite-ref-minimum-111-1[107]cite-ref-faintest-112-0[108] Una particolare tipologia di mwbkcoggetti, che prende il nome di mwbkgnane brune, costituisce l'anello di congiunzione tra le stelle nane e i mwbkkpianeti mwbkogiganti gassosi: la loro massa non è sufficiente a innescare le reazioni nucleari, ma è comunque nettamente superiore a quella di un gigante gassoso.

La combinazione di raggio e massa determina la mwbk0gravità superficiale della stella. Le stelle giganti hanno una gravità decisamente minore di quella delle stelle di sequenza principale, che a loro volta hanno una gravità inferiore a quella delle mwbk4stelle degeneri (nane bianche e stelle di neutroni). Tale caratteristica è in grado di influenzare l'aspetto di uno spettro stellare, causando talvolta un allargamento o uno spostamento delle linee di assorbimento.cite-ref-new-cosmos-40-1[38]

I mwblomoti di una stella rispetto al Sole possono fornire utili informazioni sulla sua origine e sulla sua età, come pure sulla struttura complessiva e sull'evoluzione del resto della Galassia. Le componenti del moto di una stella sono la mwblsvelocità radiale (che può essere in avvicinamento o allontanamento dal Sole) e il mwblwmoto proprio (il movimento angolare trasversale).

La velocità radiale si basa sullo mwbl4shift (lo spostamento secondo l'mwbl8effetto Doppler) delle mwbmalinee spettrali ed è misurata in mwbmekm/mwbmis. Il moto proprio è determinato da precise misure mwbmmastrometriche (dell'ordine dei mwbmqmilliarcosecondi - mas - all'anno), e può essere convertito in unità di misura della velocità attraverso la misura della mwbmuparallasse. Le stelle che presentano dei grandi valori di moto proprio sono i più vicini al mwbmySistema solare e pertanto si prestano in maniera ottimale alla rilevazione della parallasse.cite-ref-hip-113-0[109]

Conosciuti moto proprio, velocità radiale e parallasse, è possibile calcolare la velocità spaziale di una stella in relazione al Sole o alla Galassia. Si è scoperto tra le stelle vicine che le stelle di popolazione I hanno in genere velocità minori delle più antiche stelle di popolazione II; queste ultime inoltre orbitano attorno al mwbmwcentro della Via Lattea secondo traiettorie mwbm0ellittiche, inclinate verso il mwbm4piano galattico.cite-ref-johnson-114-0[110] La comparazione dei moti di stelle vicine ha anche portato all'identificazione delle mwbnmassociazioni stellari, gruppi di stelle che condividono un medesimo punto di origine in una mwbnqnube molecolare gigante.cite-ref-elmegreen-115-0[111]

La stella col più alto valore conosciuto di moto proprio è la mwbnoStella di Barnard, una nana rossa della costellazione dell'mwbnsOfiuco.cite-ref-eeb-116-0[112]

Il mwboocampo magnetico di una stella è generato all'interno della sua mwboszona convettiva, nella quale il plasma, messo in movimento dai mwbowmoti convettivi, si comporta come una mwbo0dinamo. L'intensità del campo varia in relazione alla massa e alla composizione della stella, mentre l'attività magnetica dipende dalla sua velocità di mwbo4rotazione. Un risultato dell'attività magnetica sono le caratteristiche mwbo8macchie fotosferiche, regioni a temperatura inferiore rispetto al testo della mwbpafotosfera in cui il campo magnetico si presenta particolarmente intenso. Altri fenomeni strettamente dipendenti dal campo magnetico sono gli mwbpeanelli coronali e i mwbpiflare.cite-ref-jjames-117-0[113]

Le giovani stelle, che tendono ad avere una velocità di rotazione molto alta, hanno un'attività magnetica molto intensa. I campi magnetici possono influire sui mwbpgventi stellari arrivando ad agire come dei "freni" che rallentano progressivamente la mwbpkrotazione della stella man mano che essa compie il proprio percorso evolutivo. Per questo motivo le stelle non più giovani, come il Sole, compiono la propria rotazione in tempi più lunghi e presentano un'attività magnetica meno intensa. I loro livelli di attività tendono a variare in maniera ciclica e possono cessare completamente per brevi periodi di tempo;cite-ref-berdyugina-118-0[114] un esempio fu il mwbp4minimo di Maunder, durante il quale il Sole andò incontro a un settantennio di attività minima, in cui il numero delle mwbp8macchie fu esiguo, se non quasi assente per diversi anni.cite-ref-vaquero-119-0[115]

La rotazione stellare è il mwbq0movimento angolare di una stella sul proprio mwbq4asse di rotazione, la cui durata può essere misurata in base al suo spettro o in maniera più accurata monitorando il mwbq8periodo di rotazione delle strutture attive superficiali (macchie stellari).

Le giovani stelle hanno una rapida mwbrevelocità di rotazione, superiore spesso a 100mwbri km/s all'equatore; ad esempio mwbrmAchernar (α mwbrqEridani), una stella di classe spettrale B, ha una velocità di rotazione all'mwbruequatore di circa 225mwbry km/s o superiore,cite-ref-achernar-120-0[116] il che conferisce all'astro un aspetto schiacciato, con il diametro equatoriale più largo del 50% rispetto al diametro polare.cite-ref-achernar-120-1[116] Tale velocità di rotazione è di poco inferiore alla velocità critica di 300mwbr8 km/s, raggiunta la quale la stella arriverebbe a frantumarsi;cite-ref-achernar2-121-0[117]cite-ref-flattest-122-0[118] il Sole, di contro, compie una rotazione completa ogni 25 – 35 giorni, con una velocità angolare all'equatore di 1,994mwbsg km/s. Il campo magnetico e il vento della stella svolgono un'azione frenante sulla sua rotazione man mano che essa si evolve lungo la sequenza principale, arrivando a rallentarla, lungo questo arco di tempo, anche in maniera significativa.cite-ref-fitzpatrick-123-0[119] La stella più sferica nota, mwbs0Kepler 11145123, con appena 3mwbs4 km di differenza tra diametro polare ed equatoriale ha un periodo di rotazione di circa 27 giorni.

Le mwbtastelle degeneri hanno una massa elevata ed estremamente densa; ciò comporta una velocità di rotazione elevata, ma non sufficiente a raggiungere la velocità in grado di favorire la mwbteconservazione del momento angolare, cioè la tendenza di un corpo in rotazione a compensare una contrazione nelle dimensioni con una crescita nella velocità di rotazione. La perdita di gran parte del mwbtimomento angolare da parte della stella è il risultato della perdita di massa attraverso il vento stellare.cite-ref-villata-124-0[120] Fanno eccezione le stelle di neutroni, che, manifestandosi come mwbtcsorgenti radio pulsanti (mwbtgpulsar), possono avere delle velocità di rotazione elevatissime; la mwbtkpulsar del Granchio (posta all'interno della mwbtoNebulosa del Granchio), ad esempio, ruota 30 volte al secondo.cite-ref-crab-nebula-125-0[121] La velocità di rotazione di una pulsar è però destinata a diminuire nel corso del tempo, a causa della continua emissione di mwbt8radiazioni.cite-ref-crab-nebula-125-1[121]

La temperatura superficiale di una stella di sequenza principale è determinata dalla quantità di energia che viene prodotta nel nucleo e dal raggio del corpo celeste. Un valido strumento per la sua misurazione è l'mwbuoindice di colore,cite-ref-astronomynotes-126-0[122] che è normalmente associato alla mwbu8temperatura effettiva, vale a dire la temperatura di un mwbvacorpo nero ideale che irradia la propria energia con una luminosità per area superficiale simile a quella della stella presa in considerazione. La temperatura effettiva è però solamente un valore rappresentativo: le stelle possiedono un mwbvegradiente di temperatura che diminuisce all'aumentare della distanza dal nucleo,cite-ref-seligman-127-0[123] la cui temperatura raggiunge valori di decine di milioni (talvolta persino miliardi) di mwbvykelvin (K).cite-ref-aps-mss-128-0[124]

La temperatura della stella determina l'entità della mwbvwionizzazione dei differenti elementi che la compongono, ed è pertanto misurata a partire dalle caratteristiche linee di assorbimento dello spettro stellare. Temperatura superficiale e mwbv0magnitudine assoluta sono utilizzate nella mwbv4classificazione stellare.cite-ref-new-cosmos-40-2[38]

Le stelle più massicce hanno temperature superficiali molto elevate, che possono arrivare fino a 50mwbwq 000mwbwu mwbwyK, mentre le stelle meno massicce, come il Sole, hanno temperature nettamente inferiori, che non superano qualche migliaio di Kelvin. Le giganti rosse hanno temperatura superficiale molto bassa, di circa 3mwbwc 600-2mwbwg 800 K, ma appaiono molto luminose poiché la loro superficie radiante possiede un'mwbwkarea estremamente vasta.cite-ref-zeilik-129-0[125]

Una grande varietà di reazioni nucleari ha luogo all'interno dei nuclei stellari e, in base alla massa e alla composizione chimica dell'astro, dà origine a nuovi elementi secondo un processo generalmente noto come mwbxknucleosintesi stellare. Durante la sequenza principale le reazioni prevalenti sono quelle di fusione dell'idrogeno, in cui quattro mwbxonuclei di idrogeno (ciascuno costituito da un solo mwbxsprotone) si fondono per formare un nucleo di elio (due protoni e due mwbxwneutroni). La massa netta dei nuclei di elio è però minore della massa totale dei nuclei di idrogeno iniziali, e la conseguente variazione dell'mwbx0energia di legame nucleare produce un rilascio di energia quantificabile per mezzo dell'equazione massa-energia di mwbx4Albert Einstein, mwbx8E = mc².cite-ref-sunshine-2-1[2]

Il processo di fusione dell'idrogeno è sensibile alla temperatura, perciò anche il minimo sbalzo termico si riflette sulla velocità a cui avvengono le reazioni. Di conseguenza la temperatura dei nuclei delle stelle di sequenza principale ha dei valori, variabili da stella a stella, che vanno da un minimo di 4 milioni di K (nelle nane rosse) a un massimo di 40 milioni di K (stelle massicce di classe O).cite-ref-aps-mss-128-1[124]

Nel Sole, il cui nucleo raggiunge i 10-15 milioni di K, l'idrogeno è fuso secondo un ciclo di reazioni noto come mwby4catena protone-protone:cite-ref-synthesis-130-0[126]

4 mwbzu1H → 2 mwbzc2H + 2 mwbzke+ + 2 mwbzsνe (4,0 Mmwbz0eV + 1,0 MeV)

2 mwbz81H + 2 mwb0a2H → 2 mwb0e3He + 2 mwb0mγ (5,5 MeV)

2 mwb0u3He → mwb0y4He + 2 mwb0g1H (12,9 MeV)

Le precedenti reazioni possono essere riassunte nella formula:

4 mwb0w1H → mwb004He + 2 emwb04+ + 2 νmwb08e + 2 γ (26,7 MeV)

dove emwb1e+ è un mwb1ipositrone, γ è un mwb1mfotone nella mwb1qfrequenza dei raggi gamma, νmwb1ue è un mwb1yneutrino elettronico, H e He sono rispettivamente gli mwb1cisotopi dell'idrogeno e dell'elio. L'energia rilasciata da queste reazioni è espressa in milioni di mwb1gelettronvolt, ed è solo una minima parte dell'energia complessivamente liberata. La concomitanza di un gran numero di queste reazioni, che avvengono continuamente e senza sosta sino all'esaurimento dell'idrogeno, genera l'energia necessaria per sostenere la fuoriuscita delle radiazioni prodotte.cite-ref-synthesis-130-1[126]

| Elemento | Masse solari |

|---|---|

| Idrogeno | 0,01 |

| Elio | 0,4 |

| Carbonio | 4 |

| Neon | 8 |

Nelle stelle più massicce, la fusione non è effettuata tramite la catena protone-protone, ma tramite il mwb3mciclo del carbonio-azoto-ossigeno (ciclo CNO), un processo più "efficiente", ma altamente sensibile alla temperatura, che richiede almeno 40 milioni di K per poter avvenire.cite-ref-synthesis-130-2[126] Le singole reazioni che costituiscono il ciclo sono le seguenti:

mwb3o12C + mwb3s1H → mwb3w13N + γ + 1,95 MeV

mwb3413N → mwb3813C + emwb4a+ + νmwb4ee + 1,37 MeV

mwb4m13C + mwb4q1H → mwb4u14N + γ + 7,54 MeV

mwb4c14N + mwb4g1H → mwb4k15O + γ + 7,35 MeV

mwb4s15O → mwb4w15N + emwb40+ + νmwb44e + 1,86 MeV

mwb5a15N + mwb5e1H → mwb5i12C + mwb5m4He + 4,96 MeV

I nuclei di elio delle stelle più evolute, che abbiano masse comprese tra 0,5 e 10 masse solari, hanno temperature prossime ai 100 milioni di K, tali da permettere di convertire questo elemento in carbonio per mezzo del mwb5uprocesso tre alfa, un processo nucleare che si serve come elemento intermediario del mwb5yberillio:cite-ref-synthesis-130-3[126]

mwb504He + mwb544He + 92 keV → mwb588*Be

mwb6e4He + mwb6i8*Be + 67 keV → mwb6m12*C

mwb6u12*C → mwb6y12C + γ + 7,4 MeV

La reazione complessiva è:

3 mwb6o4He → mwb6s12C + γ + 7,2 MeV

Le stelle più massicce sono in grado di fondere anche gli elementi più pesanti, in un nucleo in progressiva contrazione, tramite i diversi processi nucleosintetici, specifici per ciascun elemento: mwb60il carbonio, mwb64il neon e mwb68l'ossigeno. La fase finale della nucleosintesi di una stella massiccia è la mwb7afusione del silicio, che comporta la sintesi dell'isotopo stabile ferro-56; la fusione del ferro è un mwb7eprocesso endotermico, che non può più andare avanti se non acquisendo energia: di conseguenza, le reazioni nucleari si arrestano e il mwb7icollasso gravitazionale non è più contrastato dalla mwb7mpressione di radiazione;cite-ref-synthesis-130-4[126] la stella, come già visto, esplode ora in supernova.

La tabella sottostante riporta il tempo che una stella di massa 20 volte quella solare impiega per fondere il proprio combustibile nucleare. Si tratta di una stella di classe O, con un raggio 8 volte mwb7kquello del Sole e una luminosità 62mwb7o 000 volte mwb7squella della nostra stella.cite-ref-woosley-131-0[127]

| Combustibile nucleare | Temperatura (in milioni di K) | Densità (kg/cm³) | Durata della fusione (τ in anni) |

|---|---|---|---|

| H | 37 | 0,0045 | 8,1 milioni |

| He | 188 | 0,97 | 1,2 milioni |

| C | 870 | 170 | 976 |

| Ne | 1 570 | 3 100 | 0,6 |

| O | 1 980 | 5 550 | 1,25 |

| S/Si | 3 340 | 33 400 | 0,0315 [ N 5 ] |

L'energia prodotta tramite le reazioni nucleari viene irradiata nello mwb-0spazio sotto forma di mwb-4onde elettromagnetiche e mwb-8particelle; queste ultime vanno a costituire il vento stellare,cite-ref-roach-133-0[128] costituito da particelle sia provenienti dagli strati esterni della stella, come protoni liberi, mwcaqparticelle alfa, mwcaubeta e ioni di diverso tipo, sia dall'interno stellare, come i neutrini.

La produzione di energia nel nucleo stellare è il motivo per il quale le stelle appaiono così brillanti: in ogni momento due o più nuclei atomici vengono fusi assieme a formarne uno più pesante, mentre viene liberata una grande quantità di energia tramite radiazioni gamma. Durante l'attraversamento degli strati più esterni la radiazione gamma perde gradualmente energia trasformandosi in altre forme meno energetiche di mwcacradiazione elettromagnetica, tra cui la mwcagluce visibile.

Oltre che alle mwcaolunghezze d'onda del visibile, una stella emette radiazioni anche alle altre lunghezze dello mwcasspettro elettromagnetico invisibili all'mwcawocchio umano, dai mwca0raggi gamma alle mwca4onde radio, passando per i mwca8raggi X, l'mwcbaultravioletto, l'mwcbeinfrarosso e le mwcbimicroonde.

Nota la distanza esatta di una stella dal Sistema solare, ad esempio tramite il metodo della parallasse, è possibile ricavare la luminosità della stella.

In astronomia la luminosità è definita come la quantità di mwcceluce e di altre forme di mwccienergia radiante emessa da una stella per unità di tempo; essa dipende strettamente dal raggio e dalla temperatura superficiale della stella. Approssimando la stella a un mwccmcorpo nero ideale, la luminosità (mwccq L {\displaystyle L} ) è mwccudirettamente proporzionale al raggio (mwccy R {\displaystyle R} ) e alla temperatura effettiva (mwccc T e f f {\displaystyle T_{eff}} ); tali parametri, messi in mwccgrelazione tra loro, danno l'mwcckequazione:

mwccw L = 4 π π R 2 σ σ T e f f 4 {\displaystyle L=4\pi R^{2}\sigma T_{eff}^{4}}

dove mwcc4 4 π π R 2 {\displaystyle 4\pi R^{2}} indica la superficie della stella (approssimata a una mwcc8sfera) e mwcda σ σ {\displaystyle \sigma } la mwcdecostante di Stefan-Boltzmann.

Sono molte, tuttavia, le stelle che non emanano un mwcdmflusso energetico (vale a dire la quantità di energia irradiata per unità di superficie) uniforme attraverso la propria superficie; ad esempio mwcdqVega, che ruota molto velocemente sul proprio asse, emette un flusso maggiore ai mwcdupoli che non all'mwcdyequatore.cite-ref-vega-135-0[130]

Le macchie stellari sono zone della fotosfera che appaiono poco luminose per via della temperatura inferiore al resto della superficie. Le stelle più grandi, le giganti, possiedono macchie molto vaste e pronunciatecite-ref-michelson-starspots-136-0[131] e mostrano un importante mwceaoscuramento al bordo, vale a dire la luminosità diminuisce man mano che si procede verso il bordo del disco stellare;cite-ref-manduca-137-0[132] le stelle più piccole invece, le nane come il Sole, hanno in genere poche macchie, tutte di piccole dimensioni; fanno eccezione le mwceunane rosse mwceya brillamento del tipo mwcecUV Ceti, che possiedono delle macchie molto vaste.cite-ref-chugainov-138-0[133]

La luminosità di una stella è misurata tramite la magnitudine, distinta in mwce8apparente e mwcfaassoluta. La magnitudine apparente misura la luminosità della stella percepita dall'osservatore; essa dipende dunque dalla luminosità reale della stella, dalla sua distanza dalla Terra e dalle alterazioni provocate dall'atmosfera terrestre (mwcfemwcfiseeing). La magnitudine assoluta o mwcfmintrinseca è la magnitudine apparente che la stella avrebbe se si trovasse alla distanza di 10 parsec (32,6 mwcfqanni luce) dalla Terra, ed è strettamente correlata alla luminosità reale della stella.

| Magnitudine apparente | Numero di stelle [ 134 ] |

|---|---|

| 0 | 4 |

| 1 | 15 |

| 2 | 48 |

| 3 | 171 |

| 4 | 513 |

| 5 | 1 602 |

| 6 | 4 800 |

| 7 | 14 000 |

Entrambe le scale di magnitudine hanno un andamento mwch8logaritmico: una variazione di magnitudine di 1 unità equivale a una variazione di luminosità di 2,5 volte,cite-ref-radice-140-0[135]cite-ref-luminosity-141-0[136] il che significa che una stella di prima magnitudine (+1,00) è circa 2,5 volte più brillante di una di seconda magnitudine (+2,00) e, quindi, circa 100 volte più brillante di una di sesta magnitudine (+6,00), che è la magnitudine limite sino alla quale l'occhio umano riesce a distinguere gli oggetti celesti.

In entrambe le scale, quanto più piccolo è il numero della magnitudine, tanto più luminosa risulta essere la stella e viceversa; di conseguenza, le stelle più brillanti arrivano ad avere dei valori di magnitudine negativi. La differenza di luminosità tra due stelle è calcolata sottraendo la magnitudine della stella più brillante (mwcik m b {\displaystyle m_{b}} ) alla magnitudine della stella meno brillante (mmwciof) e utilizzando il risultato come esponente del numero 2,512; cioè:

mwci0 Δ Δ m = m f − − m b {\displaystyle \Delta {m}=m_{f}-m_{b}}

mwci8 2 , 512 Δ Δ m = Δ Δ L {\displaystyle 2,512^{\Delta {m}}=\Delta {L}} (mwcjaDifferenza di luminosità)

La magnitudine apparente (m) e assoluta (M) di ciascuna stella non coincidono quasi mai, a causa sia della sua luminosità effettiva sia della sua distanza dalla Terra;cite-ref-luminosity-141-1[136] ad esempio Sirio, la mwcjystella più brillante del cielo notturno, ha una magnitudine apparente di −1,44 ma una magnitudine assoluta di +1,41, e possiede una luminosità circa 23 volte mwcjcquella del Sole. La nostra stella ha una magnitudine apparente di −26,7, ma la sua magnitudine assoluta è di appena +4,83; mwcjgCanopo, la seconda stella più brillante del cielo notturno, ha invece una magnitudine assoluta di −5,53 ed è quasi 14mwcjk 000 volte più luminosa del Sole. Nonostante Canopo sia enormemente più luminosa di Sirio, è quest'ultima ad apparire più brillante poiché è nettamente più vicina: dista infatti 8,6 anni luce dalla Terra, mentre Canopo è situata a 310 anni luce di distanza dal nostro pianeta.

La mwcjsstella con la magnitudine assoluta più bassa rilevata è mwcjwLBV 1806-20, con un valore di −14,2; la stella sembra essere almeno 5mwcj0 000mwcj4 000 di volte più luminosa del Sole.cite-ref-lbv-1806-20-142-0[137] Le stelle meno luminose conosciute si trovano nell'ammasso globulare mwckmNGC 6397: le più deboli si aggirano sulla 26ª magnitudine, ma alcune arrivano persino alla 28ª. Per avere un'idea della piccola luminosità di queste stelle, sarebbe come tentare di osservare dalla Terra la luce di una candelina da torta situata sulla Luna.cite-ref-143[138]

Alcune stelle mostrano delle variazioni periodiche o improvvise nella luminosità, causate da fattori intrinseci o estrinseci. Le cosiddette mwclavariabili intrinseche possono essere suddivise in tre categorie principali:cite-ref-variables-144-0[139]

• mwclcmwclgVariabili pulsanti. Durante la loro evoluzione, alcune stelle passano attraverso delle fasi di instabilità durante le quali vanno incontro a pulsazioni regolari. Le variabili pulsanti variano oltre che nella luminosità anche nelle dimensioni, espandendosi e contraendosi in un arco di tempo che varia da alcuni minuti sino ad alcuni anni, a seconda delle dimensioni della stella. In questa categoria rientrano le mwclkCefeidi, usate come mwclocandele standard per misurare le distanze intergalattiche,cite-ref-allen-145-0[140] e altre variabili simili a breve periodo (mwcl8RR Lyrae ecc.), come anche le variabili a lungo periodo, come quelle del mwcmatipo Mira.cite-ref-variables-144-1[139]

• mwcmymwcmcVariabili eruttive. Questa classe di variabili è costituita da stelle che manifestano improvvisi aumenti nella luminosità causati da mwcmgflare o altri fenomeni eruttivi o esplosivi di lieve entità causati dal campo magnetico, come le espulsioni di massa e via dicendo.cite-ref-variables-144-2[139] A questa categoria appartengono le protostelle, le stelle di Wolf-Rayet e le stelle a brillamento, alcune giganti e supergiganti rosse e blu.

• mwcm4Variabili cataclismiche o esplosive. Le variabili cataclismiche, come dice il nome stesso, sono soggette a degli eventi cataclismatici che ne sconvolgono le proprietà originarie; questa classe comprende le mwcnenovae e le supernovae. Un sistema binario che sia costituito da una mwcnigigante rossa e da una mwcnmnana bianca, posta molto vicino alla primaria, può dar luogo ad alcuni di questi eventi tanto spettacolari quanto distruttivi, come le mwcnqnovae e le mwcnusupernovae di tipo Ia.cite-ref-iben-7-2[5] La supernova di tipo Ia si innesca quando la nana bianca, assumendo sempre più idrogeno, raggiunge e supera la massa limite di Chandrasekhar. A questo punto la nana inizia a collassare in una stella di neutroni o in un buco nero, mentre l'mwcn4energia potenziale gravitazionale del collasso e la condizione di alta densità derivante dallo mwcn8stato degenere della materia della stella innescano una rapida fusione nucleare degli atomi di carbonio e ossigeno rimanenti in un processo a mwcoafeed-back positivo, regolato principalmente dalla temperatura del plasma coinvolto.cite-ref-mazzali2007-146-0[141] L'improvviso rilascio di energia produce una potentissima onda d'urto che accelera i prodotti di fusione oltre la mwcouvelocità di fuga della stella, la quale viene così fatta a pezzi.cite-ref-mazzali2007-146-1[141] Le supernovae di tipo Ia hanno tutte una luminosità simile; perciò gli astronomi le utilizzano come candele standard per determinare le distanze extragalattiche.cite-ref-mazzali2007-146-2[141] Il meccanismo di formazione di una nova è piuttosto simile, ma l'esplosione avviene prima che la nana raggiunga la massa di Chandrasekhar.cite-ref-cataclismico-147-0[142] La fusione produce quindi abbastanza energia per aumentare drasticamente la luminosità della stella, ma questa sopravvive all'evento. Alcune novae sono mwcpiricorrenti, cioè vanno incontro a periodiche esplosioni di moderata intensità.cite-ref-variables-144-3[139]

Le stelle possono anche variare la propria luminosità per fattori estrinseci; in questo caso prendono il nome di mwcpgvariabili estrinseche. Appartengono a questa classe le mwcpkbinarie a eclisse e le stelle che, ruotando, mostrano periodicamente delle macchie che ricoprono una vasta area della loro superficie.cite-ref-variables-144-4[139] Un esempio lampante di binaria a eclisse è mwcp4Algol, che varia regolarmente la propria magnitudine da 2,3 a oltre 3,5 in 2,87 giorni.

Le stelle si presentano, oltre che singolarmente, anche in mwcqysistemi costituiti da due (mwcqcstelle binarie, il tipo più comune) o più componenti (mwcqgsistemi multipli) legate tra loro da mwcqkvincoli gravitazionali. Per motivi connessi alla stabilità orbitale, i sistemi multipli sono spesso organizzati in gruppi gerarchici di binarie coorbitanti.cite-ref-szebehely-148-0[143] Esistono anche insiemi più vasti, detti mwcq4ammassi stellari, che vanno dalle poche decine o centinaia di stelle delle piccole mwcq8associazioni, fino alle migliaia di astri dei più imponenti mwcraammassi aperti e mwcreglobulari; questi ultimi arrivano a contenere persino decine di milioni di stelle, come nel caso di mwcriOmega Centauri.cite-ref-ammasso-globulare-149-0[144]

È attualmente accertato che la gran parte delle stelle della nostra galassia, prevalentemente mwcrgnane rosse (che costituiscono l'85% del totale), non facciano parte di alcun sistema stellare; si calcola che il 25% di questa categoria sia legato ad altre stelle in un sistema.cite-ref-hsca-150-0[145] Tuttavia, è statisticamente dimostrato che, man mano che aumentano le masse delle stelle, esse tendono a raggrupparsi in associazioni: ciò si riscontra in modo particolare nelle mwcr0stelle massicce di classe O e B, che vanno a costituire le cosiddette mwcr4associazioni OB.

Le stelle non sono distribuite uniformemente nell'Universo, ma sono normalmente raggruppate in galassie assieme a una certa quantità di mwcsagas e polveri interstellari. Recentemente sono state scoperte dal mwcsetelescopio spaziale Hubble alcune stelle nello mwcsispazio intergalattico: si tratta delle cosiddette mwcsmstelle iperveloci, la cui velocità orbitale è così elevata da consentire loro di vincere l'attrazione gravitazionale della galassia e fuggire nello spazio intergalattico.cite-ref-stelle-intergalattiche-151-0[146]

Una galassia di medie dimensioni contiene centinaia di miliardi di stelle; tenendo conto che esistono più di 100 miliardi di galassie nell'mwcskUniverso osservabile,cite-ref-galassie-152-0[147] gli astronomi ritengono che le stelle dell'Universo sarebbero nel complesso almeno 70mwcs4 000 miliardi di miliardi (7×10mwcs822),cite-ref-numero-stelle-153-0[148] un numero 230 miliardi di volte superiore a quello delle stelle contenute nella Via Lattea (stimato in circa 300 miliardi).

La mwctustella più vicina alla mwctyTerra, a parte il mwctcSole, è la nana rossa mwctgProxima Centauri (parte del sistema di mwctkAlfa Centauri), che si trova a 39,9 mwctobilioni (10mwcts12) di mwctwchilometri (4,2 mwct0anni luce) dalla mwct4Terra; per avere l'idea di una simile distanza, se si intraprendesse un viaggio interstellare verso Proxima alla mwct8velocità orbitale dello mwcuaSpace Shuttle (circa 30mwcue 000 mwcuikm/h), si giungerebbe a destinazione dopo almeno 150mwcum 000 anni.cite-ref-154[N 6] Simili distanze sono tipiche dell'interno del mwcugpiano galattico,cite-ref-densit-stelle-155-0[149] ma la densità stellare non è costante: infatti tende a essere maggiore negli ammassi globulari e nei nuclei galattici, mentre diminuisce nell'mwcu0alone galattico.

Per via delle distanze relativamente elevate che intercorrono tra le stelle al di fuori delle regioni dense, le collisioni stellari sono molto rare. Tuttavia, quando si verifica questo particolare avvenimento,cite-ref-darkmatter-156-0[150] ha origine un particolare tipo di stelle, denominato mwcvmmwcvqvagabonda blu, caratterizzato da una temperatura superficiale superiore a quella delle altre stelle di sequenza principale della regione (donde il colore spesso blu-azzurro, da cui deriva il nome).cite-ref-lombardi-157-0[151]

La presenza di pianeti e mwcwqsistemi organizzati in orbita attorno a stelle è un'evenienza piuttosto frequente nell'universo.cite-ref-exoplanencyclopedia-9-1[7] Il Sole stesso possiede un articolato sistema di pianeti, il mwcwksistema solare, costituito dalla varietà di oggetti mantenuti in orbita dalla gravità della stella, tra cui gli otto pianeti e i cinque mwcwopianeti nani, i rispettivi mwcwssatelliti e miliardi di mwcwwcorpi minori.cite-ref-sis-solare-11-1[9]

La presenza di mwcxipianeti al di fuori del sistema solare è stata per lungo tempo oggetto di congetture, fino al 1992, quando furono scoperti due mwcxmpianeti rocciosi intorno alla pulsar mwcxqPSR B1257+12;cite-ref-158[152] si trattava dei primi pianeti extrasolari a essere scoperti mwcxkintorno a una pulsar,cite-ref-159[153] il che suscitò un grande interesse nella mwcx4comunità scientifica in quanto si supponeva che solamente le stelle di sequenza principale potessero avere pianeti. Il primo esopianeta orbitante attorno a una stella di sequenza principale, mwcx851 Pegasi b, fu scoperto nel 1995;cite-ref-160[154] Negli anni successivi le scoperte si sono moltiplicate; a ottobre 2011 si contano quasi 700 pianeti scoperti al di fuori del sistema solare,cite-ref-exoplanencyclopedia-9-2[7] la maggior parte dei quali hanno masse pari o superiori a mwcygquella di Giove.cite-ref-161[155] Il motivo di questa apparente difformità nella distribuzione di masse osservata è dato da un classico mwcy0effetto di selezione, in virtù del quale i nostri strumenti sono capaci di vedere solo pianeti molto grandi e prossimi alla rispettiva stella madre, perché i loro effetti gravitazionali sono maggiori e più agevoli da individuare.

Il termine "stella" è stato oggetto di numerose mwczeetimologie e interpretazioni da parte dei mwczilinguisti. Sino agli inizi del mwczmXX secolo due erano le etimologie prevalenti:cite-ref-etimologia-162-0[156] la prima, proposta dal mwczgtedesco mwczkAdalbert Kuhn, sosteneva che "stella" derivasse dal mwczolatino mwczsstella (originariamente mwczwsterla), forma mwcz0sincopata di mwcz4sterula, che a sua volta deriverebbe dall'mwcz8ittita mwcaashittar e dal mwcaesanscrito mwcaiसितारा (mwcamsitara), la cui radice mwcaqsit- è comune col verbo che significa mwcauspargere; secondo quest'etimologia "stella" significherebbe mwcaysparsa (per il firmamento).cite-ref-etimologia-162-1[156] Altri studiosi a lui contemporanei ritenevano che il termine derivasse invece da un arcaico mwcasastella, a sua volta derivato dal mwcawgreco mwca0ἀστήρ (mwca4astér, in latino mwca8astrum), che mantiene la mwcbaradice mwcbeindoeuropea mwcbias-, di accezione mwcbmbalistica; secondo questa seconda etimologia "stella" significherebbe mwcbqche scaglia (raggi di luce).cite-ref-etimologia-162-2[156]

Attualmente i linguisti propendono per due alternative etimologie. La prima tende a far derivare il termine da una radice protoindoeuropea, *h₂stḗr, da una radice *h₂Hs- che significherebbe mwcboardere, mwcbsbruciare; in alternativa, il termine deriverebbe da una parola mwcbwsumera o mwcb0babilonese, riconoscibile anche nel nome della dea mwcb4Ištar, con cui si indicava il pianeta mwcb8Venere.cite-ref-etimo-stella-163-0[157]

«Il cielo stellato sopra di me e la legge morale dentro di me»

(Epitaffio sulla tomba di Immanuel Kant dalla Critica della ragion pratica, 1788)

Nell'avvicendarsi delle epoche storiche furono molti i mwcc4filosofi, i mwcc8poeti, gli mwcdascrittori e persino i mwcdemusicisti a ispirarsi al cielo stellato; in diversi casi, essi stessi si sono interessati in prima persona allo studio dell'astronomia, con riscontri nelle loro opere.cite-ref-cultura-10-1[8]

Numerosi sono i riferimenti sulle stelle fatti da importanti letterati dell'mwcdcantichità greca e mwcdgromana. Secondo l'astronomo Kenneth Glyn Jones, il primo riferimento conosciuto alle mwcdkPleiadi, un famoso ammasso aperto nella mwcdocostellazione del Toro, è una citazione di mwcdsEsiodo, risalente circa all'mwcdwXI secolo a.C. mwcd0Omero ne fa menzione nellmwcd4'mwcd8mwceaOdissea, mentre nella mwceeBibbia compaiono addirittura tre riferimenti.cite-ref-pleiadi-164-0[158]

Numerosi intellettuali del periodo scrissero inoltre opere incentrate sull'astronomia; basti pensare ad mwcecArato di Soli, autore dei mwcegFenomeni, al mwcekmwceoSomnium Scipionis, parte del VI libro del mwcesmwcewDe re publica mwce0ciceroniano, o ancora a mwce4Marco Manilio e il mwce8poema didascalico mwcfamwcfeAstronomica, alle mwcfimwcfmNaturales quaestiones di mwcfqSeneca, e infine a mwcfuClaudio Tolomeo e al suo mwcfymwcfcAlmagesto, il più completo catalogo stellare dell'antichità.cite-ref-cultura-10-2[8]

Durante l'epoca medioevale si classificava l'astronomia come una delle mwcf0arti del quadrivio, assieme all'mwcf4aritmetica, alla mwcf8geometria e alla mwcgamusica.cite-ref-cultura-10-3[8] mwcguDante Alighieri, nella mwcgymwcgcDivina Commedia, ha trattato diversi aspetti del sapere dell'epoca, indugiando particolarmente sulle conoscenze astronomiche del tempo; le tre cantiche del poema inoltre terminano con la parola "stelle": infatti esse, quali sede del mwcggParadiso, sono per Dante il naturale destino dell'uomo e della sua voglia di conoscenza, tramite il suo sforzo a salire a guardare verso l'alto.cite-ref-sermonti-165-0[159]

Altri importanti letterati, quali mwcg4Giacomo Leopardi, si occuparono nelle loro opere di argomenti inerenti ad aspetti astronomici; il poeta di mwcg8Recanati è autore nei suoi componimenti di un gran numero di riferimenti astronomici, come ad esempio in mwchaCanto notturno di un pastore errante dell'Asia o in mwcheLe ricordanze; inoltre scrisse, durante la sua gioventù, un poco noto trattato intitolato mwchiStoria dell'astronomia.cite-ref-leopardi-astro-166-0[160] Celebre l'mwchcaforisma di mwchgEmerson: "Aggancia il tuo carro a una stella".cite-ref-167[161] Riferimenti astronomici sono presenti anche in diverse liriche del mwch0Pascoli (come in mwch4Gelsomino notturno), in mwch8Giuseppe Ungaretti (che compose una poesia intitolata mwciaStella) e nel romanzo mwciemwciiIl piccolo principe di mwcimAntoine de Saint-Exupéry.

Nell'mwci4epoca romantica la musica, come del resto le altre arti, poneva il suo fondamento su tutti gli episodi in grado di scatenare nell'animo umano quelle forti sensazioni che prendono il nome di "mwci8sublime"; in particolare la vista del cielo stellato influì sulla creazione dei cosiddetti mwcjamwcjeNotturni, i più importanti dei quali furono composti dal mwcjipolacco mwcjmFryderyk Chopin (che ne scrisse 21). Diversi altri riferimenti astronomici sono presenti nelle opere per mwcjqpianoforte e nella sesta sinfonia di mwcjuBeethoven. Il genere del mwcjyNotturno non si esaurì con il Romanticismo, ma proseguì nell'età postromantica; il riferimento importante è dato dai due mwcjcNotturni nella settima sinfonia di mwcjgGustav Mahler e nelle atmosfere notturne ricorrenti nei poemi di mwcjkRichard Strauss, in particolare nella mwcjoSinfonia delle Alpi.cite-ref-168[162]

Nel campo delle arti figurative è sufficiente pensare a mwckaLeonardo da Vinci per comprendere le innumerevoli affinità tra scienza e arte e, sebbene Leonardo non si sia interessato di astronomia, nelle sue ricerche riuscì comunque ad abbracciare concetti scientifici inerenti alla natura dell'Universo comparandoli ad altri più "mwckeumanistici" sulla natura umana.cite-ref-cultura-10-4[8] Altri artisti, quali mwckyAlbrecht Dürer, mwckcÉtienne L. Trouvelot, mwckgGiacomo Balla, mwckkMaurits C. Escher, furono persino spinti ad approfondire gli studi astronomici per rappresentarne i concetti scientifici nelle loro opere. Anche Salvador Dalí restò fortemente influenzato dagli sconvolgimenti teorici arrecati alla fisica primo novecentesca da parte della mwckoteoria della relatività di Einstein.cite-ref-cultura-10-5[8] Altri ancora, come mwck8Giotto, mwclaVincent van Gogh e mwcleJoan Miró, subirono il fascino irresistibile della volta celeste e, semplicemente, vollero rappresentare il cielo stellato sulla tela o nelle elaborazioni stilistiche a loro più congeniali.cite-ref-cultura-10-6[8]

Da tempo immemore le stelle trovano spazio nella mwclgcultura popolare.cite-ref-cultura-popolare-169-0[163] Sebbene le conoscenze popolari del cielo fossero piuttosto ridotte e commiste con numerose leggende, sia risalenti all'epoca precristiana, ma ancora più spesso legate alla mwcl0religione cattolica, esse avevano un certo grado di complessità e rappresentavano, per così dire, la continuazione di quel sapere astronomico risalente alla preistoria e profondamente legato alla scansione temporale delle attività lavorative nel corso dell'anno.cite-ref-cultura-popolare-169-1[163]

Per questo motivo alcuni astri assunsero nomi particolari a causa della loro utilità pratica: il pianeta Venere, ad esempio, considerato una vera e propria stella, era denominato mwcmmstella bovara perché il suo apparire coincideva con l'inizio della giornata lavorativa dei pastori; mwcmqMarte (o forse mwcmuAntares, nella costellazione dello Scorpione) era invece detto mwcmyla rossa e segnava il termine della mwcmcmietitura, mentre Sirio era la mwcmgstella delle messi poiché ricordava, in base al momento e alla posizione in cui appariva, il tempo della mwcmksemina mwcmoautunnale o mwcmsprimaverile.cite-ref-cultura-popolare-169-2[163]

Durante la mwcnostagione invernale era possibile scorgere con sicurezza, in direzione sud, mwcnsi Tre Re, mwcnwAlnilam, mwcn0Alnitak e mwcn4Mintaka, ovvero le tre stelle che formano la mwcn8Cintura di Orione. Altrettanto familiari erano gli mwcoaasterismi del mwcoePiccolo e mwcoiGrande Carro, i cui corrispettivi termini dialettali sono le traduzioni dall'italiano. La Via Lattea era definita in certi luoghi mwcomla Via di mwcoqSan Giacomo, poiché indicava con una certa approssimazione la direzione del santuario di mwcouSantiago di Compostela.cite-ref-cultura-popolare-169-3[163] Assai familiari erano anche le mwcooPleiadi, che, considerate a lungo una costellazione a sé stante, erano chiamate mwcosle Sette sorelle, per via del numero delle stelle visibili a occhio nudo, oppure erano associate alla figura della mwcowchioccia con i suoi pulcini, ragion per cui sono popolarmente note anche come mwco0Gallinelle.cite-ref-pleiadi-164-1[158]cite-ref-cultura-popolare-169-4[163]

L'apparizione delle mwcpccomete, considerate vere e proprie stelle, era un avvenimento piuttosto raro, ma quando si verificava era considerato un cattivo presagio, che suscitava sempre apprensioni e angosce.cite-ref-cultura-popolare-169-5[163] Nella tradizione popolare cristiana, invece, esse hanno assunto una valenza positiva: basti pensare alla mwcpwStella di Betlemme, tradizionalmente considerata una cometa, che si ritiene abbia guidato i mwcp0re magi sino a mwcp4Betlemme, dove sarebbe nato mwcp8Gesù. Anche le mwcqameteore, popolarmente dette mwcqestelle cadenti, rivestivano un ruolo particolare nella cultura popolare: erano infatti considerate un buon auspicio, in particolar modo quelle che comparivano nella notte di mwcqiSan Lorenzo, ovvero le mwcqmPerseidi.cite-ref-cultura-popolare-169-6[163]

Al giorno d'oggi, specialmente nei Paesi industrializzati o in via di forte sviluppo, questo stretto contatto fra la cultura popolare e la volta celeste si è perso, soprattutto a causa del sempre più crescente mwcqkinquinamento luminoso. Nonostante diverse amministrazioni regionali stiano prendendo provvedimenti per cercare di arginare questa forma di inquinamento, oggi è molto difficile osservare le stelle dai mwcqocentri urbani; pertanto l'unico modo per compiere delle buone osservazioni resta quello di recarsi quanto più lontano possibile dalle luci cittadine, in luoghi dove gli effetti dell'inquinamento luminoso si facciano sentire il meno possibile.cite-ref-inq-lum-170-0[164]

La nascita e lo sviluppo del mwcrkgenere letterario della mwcrofantascienza, a partire dai primi anni del mwcrsXX secolo, ha ridestato nel pubblico l'interesse per le stelle. Alcune delle tematiche principali della narrazione fantascientifica sono infatti l'mwcrwesplorazione dello spazio, la sua mwcr0colonizzazione e la realizzazione di mwcr4viaggi interstellari alla ricerca di mondi abitabili orbitanti intorno a stelle differenti dal Sole.cite-ref-fantascienza-171-0[165] Gli autori iniziarono allora a immaginare delle tecnologie che consentissero di intraprendere viaggi interstellari a mwcsmvelocità superluminali (superiori cioè a mwcsqquella della luce) e ambientarono le loro storie su immaginari mwcsusistemi extrasolari; questa tendenza divenne predominante quando l'mwcsyesplorazione del sistema solare mostrò l'improbabilità che nel nostro sistema planetario vi fossero delle forme evolute di mwcscvita extraterrestre.cite-ref-fantascienza-171-1[165]

Una delle saghe fantascientifiche più note, ambientata nel futuro tra le stelle della nostra Galassia, è mwcs0Star Trek, in cui l'uomo ha raggiunto un livello tale di tecnologia da poter intraprendere viaggi nello spazio interstellare ed entrare in contatto con civiltà aliene, riunendosi con loro in un corpo amministrativo chiamato mwcs4Federazione dei Pianeti Uniti.cite-ref-star-trek-172-0[166]

Sebbene buona parte delle stelle nominate dagli autori fantascientifici siano puramente frutto della loro immaginazione, un discreto numero di scrittori e artisti ha preferito servirsi dei nomi di stelle realmente esistenti e ben note agli astronomi, sia tra le mwctqpiù brillanti del cielo notturno sia tra le mwctupiù vicine al sistema solare.cite-ref-fantascienza-171-2[165]cite-ref-science-fiction-173-0[167] Alcune di esse tuttavia non sembrano essere, effettivamente, favorevoli allo sviluppo e al sostegno di forme di vita complesse. Stelle molto luminose, come Sirio e Vega, possono contare su una vita di circa un miliardo di anni, un tempo che gli mwct4astrobiologi ritengono insufficiente per consentire lo sviluppo di forme di vita complesse.cite-ref-extraterr-174-0[168] Le giganti rosse sono ugualmente inadatte a supportare la vita, poiché si tratta di stelle che emettono forti mwcumventi solari, fortemente instabili e spesso variabili.

Le stelle effettivamente idonee allo sviluppo della vita, come le deboli nane rosse cite-ref-extraterr-174-1[168](quando si tratta però di mwcukstelle di tipo M attive potrebbero insorgere alcune complicazioni come i forti mwcuoflare), possiedono però una luminosità così bassa da renderle invisibili a occhio nudo; per tale motivo molte di esse non possiedono spesso specifici nomi propri, che le renderebbero interessanti per gli scrittori di fantascienza.cite-ref-science-fiction-173-1[167]

cite-note-3N 1. ↑ Alcune supernovae registrate in epoca storica furono visibili anche durante il dì; basti pensare alla supernova mwcvcSN 1054 che, nell'anno 1054, raggiunse la magnitudine apparente −6 e fu visibile per 23 giorni consecutivi durante il dì.

cite-note-4N 2. ↑ La notte è il periodo della giornata in cui la forte luminosità del Sole non ostacola l'mwcvsosservazione delle stelle.

cite-note-57N 3. ↑ La densità di una nube molecolare è pari (se non inferiore) a quella di una stanza in cui è stato creato il mwcv8vuoto per mezzo di una mwcwapompa.

cite-note-100N 4. ↑ Col passare del tempo le nubi molecolari da cui si formano le stelle si arricchiscono sempre di più degli elementi pesanti prodotti, tramite il processo di mwcwqnucleosintesi, dalle stelle più vecchie. Queste, giunte alle ultime fasi della propria evoluzione, esplodono come supernovae o rilasciano gli strati più esterni sotto forma di nebulose planetarie, diffondendo tali elementi nello mwcwuspazio.

cite-note-1321. 0,0315 anni equivalgono a 11,5 giorni.

cite-note-154N 6. ↑ Il calcolo del tempo impiegato è il risultato della divisione della distanza in km tra Proxima Centauri e il Sole con la velocità media dello Shuttle moltiplicata per le ore complessive di un anno: mwcw0mwcw4mwcw8 mwcxa mwcxe mwcxi mwcxm mwcxq mwcxu mwcxy mwcxc mwcxg mwcxk mwcxo mwcxs3 mwcxw, mwcx099 mwcx4⋅ ⋅ mwcx8 mwcya10 mwcye mwcyi13 mwcym mwcyq3 mwcyu⋅ ⋅ mwcyy mwcyc10 mwcyg mwcyk4 mwcyo⋅ ⋅ mwcys24 mwcyw⋅ ⋅ mwcy0365 mwcy4, mwcy825 mwcza⋅ ⋅ mwcze mwczi mwczm mwczqk mwczum mwczy mwczc mwczg mwczk mwczok mwczsm mwczwh mwcz0⋅ ⋅ mwcz4h mwcz8⋅ ⋅ mwc0ad mwc0e= mwc0i1 mwc0m, mwc0q5 mwc0u⋅ ⋅ mwc0y mwc0c10 mwc0g mwc0k5 mwc0oa mwc0sn mwc0wn mwc00i mwc04{\displaystyle {\begin{smallmatrix}{\frac {3,99\cdot 10^{13}}{3\cdot 10^{4}\cdot 24\cdot 365,25}}\cdot {\frac {km}{{\frac {km}{h}}\cdot h\cdot d}}=1,5\cdot 10^{5}anni\end{smallmatrix}}}

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