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.Stella
Nell'immagine, scattata dal telescopio spaziale Hubble (HST), la Nube di stelle del Sagittario (M24), un ammasso aperto nell'omonima costellazione.
Una stella è un corpo celeste che brilla di luce propria. In astronomia e astrofisica il termine designa uno sferoide luminoso di plasma che genera energia nel proprio nucleo attraverso processi di fusione nucleare; tale energia è irradiata nello spazio sotto forma di onde elettromagnetiche e particelle elementari (neutrini), le quali costituiscono il vento stellare. Buona parte degli elementi chimici più pesanti dell'idrogeno e dell'elio, i più abbondanti nell'Universo, vengono sintetizzati nei nuclei delle stelle tramite il processo di nucleosintesi.
La stella più vicina alla Terra è il Sole, sorgente di gran parte dell'energia del nostro pianeta. Le altre stelle, ad eccezione di alcune supernovae, sono visibili solamente durante la notte come dei puntini luminosi, che appaiono tremolanti a causa degli effetti distorsivi operati dall'atmosfera terrestre (seeing).
Sono oggetti dotati di una massa considerevole, compresa tra 0,08 e 150–200 masse solari (M☉). Gli oggetti con una massa inferiore a 0,08 M☉ sono detti nane brune, corpi a metà strada tra stelle e pianeti che non producono energia tramite la fusione nucleare, mentre non sembrano esistere, almeno apparentemente, stelle di massa superiore a 200 M☉, per via del limite di Eddington. Sono variabili anche le dimensioni, comprese tra i pochi km delle stelle degeneri e i miliardi di km delle supergiganti e ipergiganti, e le luminosità, comprese tra 10−4 e 106 - 107 luminosità solari (L☉).
Le stelle si presentano, oltre che singolarmente, anche in sistemi costituiti da due (stelle binarie) o più componenti (sistemi multipli), legate dalla forza di gravità. Un buon numero di stelle convive in associazioni o ammassi stellari (suddivisi in aperti e globulari), a loro volta raggruppati, insieme a stelle singole e nubi di gas e polveri, in addensamenti ancora più estesi, che prendono il nome di galassie.
Nel corso della storia numerosi filosofi, poeti, scrittori e musicisti si sono ispirati al cielo stellato per la realizzazione delle loro opere e, in diversi casi, si sono interessati direttamente allo studio dell'astronomia.
Parte della Cintura di Gould e delle stelle di una vicina regione di formazione stellare formano il gruppo di astri conosciuti in tutto il mondo col nome di costellazione di Orione.
Osservazione
Parte della Cintura di Gould e delle stelle di una vicina regione di formazione stellare formano il gruppo di astri conosciuti in tutto il mondo col nome di costellazione di Orione.
La stella maggiormente visibile dal nostro pianeta, nonché la più vicina in assoluto, è il Sole: esso occupa la parte centrale del nostro sistema solare e si trova a una distanza media di 150 milioni di km dalla Terra; la sua vicinanza fa sì che sul nostro pianeta arrivi una quantità di luce tale che, nell'emisfero in cui esso è visibile, le altre stelle sono oscurate. Se guardato direttamente senza protezione, il Sole può persino causare danni permanenti alla vista. 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 moto proprio, di eventi esterni ad esse che ne possono alterare la distribuzione come le esplosioni di supernovae, della loro stessa origine all'interno di nubi molecolari e, in grande scala, della morfologia e delle dinamiche galattiche. Il secondo, non meno importante, è la luminosità intrinseca della stella, che dipende dalla sua massa, dalla sua temperatura superficiale e dalla sua fase evolutiva: una stella di grande massa può essere anche decine di migliaia di volte più luminosa di una stella di piccola massa. A titolo di esempio, basta pensare che la stella più vicina a noi, il sistema di α Centauri, è solo la terza stella più brillante del cielo notturno, mentre Sirio, che sta a oltre il doppio della distanza, è la più brillante; la seconda stella più luminosa del cielo è invece Canopo, una stella supergigante gialla circa settanta volte più distante di α Centauri ma almeno 20 000 volte più luminosa.
Ad occhio 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 Via Lattea, dove la linea di vista incrocia più stelle. In generale, dall'emisfero boreale i cieli più ricchi di stelle sono quelli invernali, mentre quelli estivi, nonostante sia visibile il centro della Via Lattea, sono leggermente meno ricchi; inoltre, i cieli più ricchi di stelle in assoluto sono quelli dell'emisfero australe, e in particolare le sue notti estive. Sarebbe logico invece pensare che in direzione del centro galattico siano visibili, anche ad 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 Cintura di Gould, composta da centinaia di stelle luminose; il secondo fattore riguarda la nostra posizione, sul bordo interno del Braccio 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, quello 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. Terzo fattore è la presenza, nel tratto di cielo visibile dall'emisfero nord, di enormi banchi di nebulose oscure relativamente vicini a noi, che occultano le grandi regioni di formazione stellare del nostro braccio di spirale come il Complesso di Cefeo e del Cigno.
La "Grande orsa", cui erano tributati diversi culti durante il Paleolitico.
Storia delle osservazioni
La storia dell'osservazione stellare ha un'estensione vastissima, datata sin dall'origine 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'astrologia, rappresentando allo stesso tempo uno strumento di conoscenza e potere; solo dopo l'avvento del metodo scientifico si è giunti a una netta separazione tra queste due discipline.
Preistoria
L'uomo, fin dalle sue origini, ha sentito la necessità di ricercare nella volta celeste delle possibili correlazioni tra le proprie vicende ed i fenomeni cosmici. Da questa ancestrale esigenza e dalla fantasia e creatività tipiche dell'essere umano nacquero le costellazioni, che rispondevano ad una serie di requisiti sia di tipo pratico che religioso.
Risalgono al Paleolitico tracce di culti religiosi attribuiti a particolari asterismi, come quello della "Grande Orsa". Studi recenti sostengono che già nel Paleolitico superiore (circa 16 000 anni fa) fosse sviluppato un sistema di venticinque costellazioni.
Nel Neolitico, per meglio memorizzare gli astri, vennero attribuiti agli asterismi somiglianze e nomi, non sempre antropomorfi, alludenti ad aspetti ed elementi della vita agricola e pastorale.
Le prime conoscenze astronomiche dell'uomo preistorico, che riteneva le stelle dei puntini immutabili "incastonati" nella sfera celeste, consistevano essenzialmente nella previsione dei moti del Sole, della Luna e dei pianeti sullo sfondo delle stelle fisse. Un esempio di questa "protoastronomia" è dato dagli orientamenti, secondo un senso astronomico, dei primi monumenti megalitici, come il famoso complesso di Stonehenge, 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 stelle fisse e dell'orizzonte fu utilizzato per redigere calendari, impiegati per regolare le pratiche agricole.
Età antica e Medioevo
Il sistema delle costellazioni fu perfezionato nel II millennio a.C. dalla civiltà babilonese, che diede gli attuali nomi - quasi tutti di origine sumerica - alle costellazioni zodiacali e creò un calendario lunare, incentrato sul susseguirsi dei fenomeni celesti che scandivano il ciclo delle stagioni. Nella zona di Babilonia è stato rinvenuto un elenco con tutte le costellazioni e gli oggetti celesti visibili, che allora erano disposti nel firmamento non molto diversamente dalla loro attuale posizione. La civiltà mesopotamica aveva anche un grande interesse per l'astrologia, allora ritenuta una vera e propria scienza.
La civiltà egizia aveva delle elevate conoscenze astronomiche: testimonianza ne è il ritrovamento a Dendera della più antica ed accurata carta stellare, datata al 1534 a.C.Anche i Fenici, popolo di navigatori, avevano buone conoscenze astronomiche. Essi si riferivano già all'Orsa Minore come mezzo di orientamento per la navigazione, e si servivano come indicatore del Nord della Stella Polare, che nel 1500 a.C. doveva essere già molto vicina al Polo Nord celeste.
Incisione che ritrae Ipparco di Nicea.
La moderna scienza astronomica deve molto all'astronomia greca e a quella romana. 48 delle 88 costellazioni moderne furono codificate e catalogate già nel II secolo d.C. dall'astronomo Claudio Tolomeo, ma ancora prima di lui astronomi del calibro di Eudosso di Cnido (V-IV secolo a.C.) ed Ipparco di Nicea (II secolo a.C.) stilarono cataloghi stellari sulla base di quelli prodotti dalle civiltà precedenti da essi stessi studiate.
Lo stesso Ipparco, assistendo fortunosamente allo scoppio di una nova nella costellazione 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 precessione degli equinozi, vale a dire il lento ma continuo cambiamento dell'orientamento dell'asse terrestre rispetto alla sfera ideale delle stelle fisse.
Proprio al tempo dei Greci gli asterismi persero la loro iniziale valenza naturalistica assumendone una prettamente mitologica: si devono infatti alla cultura mitologica della Grecia classica i miti e le leggende legati a gran parte delle costellazioni. I Greci assegnarono inoltre i nomi delle divinità dell'Olimpo ad alcune "stelle" particolari, da loro definite p?a??ta? (planetai, vagabondi), che sembravano muoversi rispetto alle stelle fisse: si trattava dei pianeti del Sistema solare. Ne riconobbero però solo sei: infatti di Urano, che appare come una debole stella ai limiti della visibilità ad occhio nudo in un cielo molto scuro, nessuno registrò mai il moto orbitale; Nettuno, invece, risulta completamente invisibile ad 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 1781, il secondo nel 1846.
Durante l'epoca medioevale vi fu un generale periodo di stasi nelle ricerche astronomiche dovuto essenzialmente al fatto che gli astronomi cristiani preferirono accettare la cosmologia aristotelico-tolemaica, che risultava in sintonia con gli scritti biblici, rinunciando persino alle osservazioni. Si distinsero però in questo periodo gli astronomi islamici, riscopritori e grandi estimatori dell'Almagesto di Tolomeo, che diedero nomi arabi, 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'XI secolo l'astronomo Abu Rayhan al-Biruni descrisse la nostra galassia, la Via Lattea, come una moltitudine di frammenti dalle proprietà tipiche delle stelle nebulose, calcolando anche la latitudine di alcune stelle durante un'eclissi lunare avvenuta nel 1019.
Anche gli astronomi cinesi, 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 supernovae in epoca storica, sulle quali redassero ampie e dettagliate relazioni. Una delle più importanti fu quella la cui luce, emessa circa 3000 anni prima di Cristo, raggiunse la Terra il 4 luglio 1054: si tratta di SN 1054, esplosa nella costellazione del Toro, il cui resto è la celebre Nebulosa del Granchio (catalogata secoli dopo dal francese Charles Messier come Messier 1 – M1 –).
Ritratto di William Herschel
Sviluppi nell'età moderna
I primi astronomi europei dell'epoca moderna, come Tycho Brahe e il suo allievo Johannes Kepler arrivarono a dubitare dell'immutabilità dei cieli. Essi infatti individuarono nel cielo notturno alcune stelle mai viste in precedenza, che denominarono stellae novae, ritenendo che fossero stelle di nuova formazione;si trattava in realtà di supernovae, ovvero stelle massicce che concludono la propria esistenza con una catastrofica esplosione.
Nel 1584 Giordano Bruno, nel suo De l'infinito universo e mondi, ipotizzò che le stelle fossero come altri soli e che attorno ad esse potessero orbitare dei pianeti, probabilmente anche simili alla Terra. L'idea però non era nuova, dato che in precedenza era stata concepita da alcuni filosofi della Grecia antica, come Democrito ed Epicuro; pur inizialmente bollata come eresia, l'ipotesi guadagnò credibilità nei secoli successivi e raggiunse il consenso generale della comunità astronomica.
Per spiegare come mai le stelle non esercitassero attrazioni gravitazionali sul Sistema solare, Isaac Newton ipotizzò che le stelle fossero equamente distribuite in ogni direzione. La stessa idea era stata formulata in precedenza dal teologo Richard Bentley, cui forse si ispirò lo stesso Newton.
L'italiano Geminiano Montanari registrò nel 1667 delle variazioni nella luminosità della stella Algol (ß Persei). Nel 1718, in Inghilterra, Edmond Halley pubblicò le prime misurazioni del moto proprio di alcune delle stelle più vicine, tra cui Arturo e Sirio, dimostrando che la loro posizione era mutata rispetto al periodo in cui erano vissuti Tolomeo ed Ipparco.
William Herschel, lo scopritore dei sistemi binari, fu il primo astronomo a tentare di misurare la distribuzione delle stelle nello spazio. Nel 1785 egli eseguì una serie di misure in seicento direzioni diverse, contando le stelle contenute in ciascuna porzione del campo visivo. Notò poi che la densità stellare aumentava man mano che ci si avvicinava ad una determinata zona del cielo, coincidente col centro della Via Lattea, nella costellazione del Sagittario. Suo figlio John ripeté poi le misurazioni nell'emisfero meridionale, giungendo alle stesse conclusioni del padre. Herschel senior disegnò poi un diagramma sulla forma della Galassia, considerando però erroneamente il Sole nei pressi del suo centro.
Astronomia stellare nell'Ottocento e nel Novecento
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 1838 dal tedesco Friedrich Bessel; egli, servendosi del metodo della parallasse, quantificò la distanza del sistema binario 61 Cygni, ottenendo come risultato un valore di 11,4 anni 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.
Joseph von Fraunhofer ed Angelo Secchi furono i pionieri della spettroscopia 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 linee di assorbimento. Nel 1865 Secchi iniziò a classificare le stelle in base al proprio tipo spettrale, ma lo schema classificativo attualmente utilizzato fu sviluppato nel corso del Novecento da Annie J. Cannon.
Le osservazioni dei sistemi binari crebbero di importanza durante il XIX secolo. Il già citato Bessel osservò nel 1834 delle irregolarità e delle deviazioni nel moto proprio della stella Sirio, che imputò ad una compagna invisibile individuata tempo dopo nella nana bianca Sirio B. Edward Pickering scoprì la prima binaria spettroscopica nel 1899, quando osservò che le linee spettrali della stella Mizar (? Ursae Majoris) mostravano degli spostamenti regolari in un periodo di 104 giorni. Contemporaneamente le osservazioni dettagliate, condotte su molte stelle binarie da astronomi quali Wilhelm von Struve e Sherburne Wesley Burnham, permisero di determinare le masse delle stelle a partire dai loro parametri orbitali. La prima soluzione al problema di ricavare l'orbita di una stella binaria sulla base delle osservazioni al telescopio fu trovata da Felix Savary nel 1827.
Il XX secolo vide grandi progressi nello studio scientifico delle stelle; un valido aiuto in quest'ambito fu fornito dalla fotografia. Karl Schwarzschild scoprì che il colore di una stella (e dunque la sua temperatura effettiva) potevano essere determinati confrontando la magnitudine rilevata dall'osservazione e quella dalla fotografia. Lo sviluppo della fotometria fotoelettrica consentì delle misurazioni molto precise della magnitudine in molteplici lunghezze d'onda. Nel 1921 Albert A. Michelson eseguì la prima misurazione di un diametro stellare tramite l'utilizzo di un interferometro montato sul telescopio Hooker dell'osservatorio di Monte Wilson.
Un importante lavoro dal punto di vista concettuale sulle basi fisiche delle stelle venne svolto nei primi decenni del secolo scorso, grazie anche all'invenzione nel 1913, da parte di Ejnar Hertzsprung e, indipendentemente, Henry Norris Russell, del diagramma H-R. In seguito furono sviluppati dei modelli per spiegare le dinamiche interne e l'evoluzione delle stelle, mentre i progressi conseguiti dalla fisica quantistica consentirono di spiegare con successo le particolarità degli spettri stellari; ciò ha permesso di conoscere e determinare con una certa accuratezza la composizione chimica delle atmosfere stellari.
Una variabile Cefeide vista da HST nella galassia M100.
I progressi tecnologici dell'osservazione astronomica hanno consentito agli astronomi di osservare le singole stelle anche in altre galassie del Gruppo Locale, l'ammasso cui appartiene la nostra Via Lattea. Recentemente è stato possibile osservare alcune stelle distinte, per lo più variabili Cefeidi, anche in M100, una galassia che fa parte dell'Ammasso della Vergine, posta a circa 100 milioni di anni luce dalla Terra. Al momento non è stato possibile osservare né ammassi stellari né tanto meno singole stelle oltre il Superammasso Locale; l'unica eccezione è stata la debole immagine di un vasto superammasso stellare, contenente centinaia di migliaia di stelle, posto in una galassia distante un miliardo di anni luce da Terra: dieci volte la distanza dell'ammasso stellare più lontano sino ad ora osservato.
A partire dai primi anni novanta sono stati scoperti, in orbita attorno a un cospicuo numero di stelle, numerosi pianeti extrasolari; il primo sistema planetario extrasolare fu scoperto nel 1990 in orbita alla pulsar PSR B1257+12 e consta di tre pianeti, più una probabile cometa. In seguito si sono registrate numerose altre scoperte che hanno portato a più di 270 il numero dei pianeti extrasolari attualmente confermati.
La costellazione di Orione nell'atlante Uranometria di Bayer.
Nomenclatura e catalogazione
La maggior parte delle stelle è identificata da un numero di catalogo; solo una piccola parte di esse, in genere le più luminose, ha un nome vero e proprio che deriva spesso dalla denominazione originale araba o latina dell'astro. Molti di questi nomi sono dovuti ai miti loro associati, alla loro posizione nella costellazione (come Deneb - a Cygni -, che significa la coda poiché corrisponde alla coda del Cigno 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 greco se????? (séirios), che significa ardente, scottatore. Infatti gli antichi greci associavano la stella al periodo di maggior caldo durante l'estate, la canicola, poiché dal 24 luglio al 26 agosto l'astro sorge e tramonta con il Sole (levata eliaca).
A partire dal XVII secolo si iniziò a dare alle stelle, in certe regioni del cielo, i nomi delle costellazioni cui appartenevano. L'astronomo tedesco Johann Bayer creò una serie di mappe stellari (raccolte nell'atlante Uranometria) in cui si servì, per denominare le stelle di ciascuna costellazione, delle lettere dell'alfabeto greco (assegnando la lettera a alla più luminosa) seguite dal genitivo del nome della costellazione in latino; questo sistema è noto come nomenclatura 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'alfabeto latino una volta esaurite quelle greche. In seguito l'astronomo inglese John Flamsteed inventò un nuovo sistema di nomenclature, denominato in seguito nomenclatura 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 ascensione retta (una coordinata astronomica analoga alla longitudine terrestre) più bassa. A seguito della scoperta delle stelle variabili, si è deciso di assegnare loro una nomenclatura 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 S Doradus, RR Lyrae ecc.). 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 V (che sta per variable) seguita da un numero identificativo e dal genitivo latino della costellazione (ad esempio V838 Monocerotis).
In seguito, con il progredire dell'astronomia 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.
La sola organizzazione abilitata dalla comunità scientifica a conferire i nomi alle stelle, e più in generale a tutti i corpi celesti, è l'Unione Astronomica Internazionale.
Unità di misura
Gran parte dei parametri stellari sono espressi convenzionalmente secondo le unità di misura del Sistema Internazionale, anche se non di rado vengono utilizzate le unità del sistema CGS (ad esempio, la luminosità viene talvolta espressa in erg al secondo). Massa, luminosità e raggio sono spesso dati in unità solari, un sistema che tiene conto delle caratteristiche del Sole:
Massa solare: M? = 1,9891 × 1030 kg
Luminosità solare: L? = 3,827 × 1026 W
Raggio solare: R? = 6,960 × 108 m
Le grandezze maggiori, come il raggio di una stella supergigante o ipergigante o il semiasse maggiore di un sistema binario, sono spesso espresse in termini di unità astronomiche (U.A.), una misura equivalente alla distanza media tra la Terra e il Sole (circa 150 milioni di km).
Schema della classificazione spettrale Morgan-Keenan-Kellman.
Classificazione
La classificazione stellare è generalmente basata sulla temperatura superficiale delle stelle, che può essere stimata mediante la legge di Wien a partire dalla loro emissione luminosa. La temperatura superficiale è all'origine del colore dell'astro 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 lingua inglese è stata coniata una frase per ricordare facilmente questa scala: Oh Be A Fine Girl, Kiss Me. Le stelle di tipo O, di colore blu-azzurro, sono le più massicce e luminose, visibili da grandissime distanze, ma anche le più rare; quelle di tipo 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'infrarosso) e le nane brune; di grande importanza sono anche i tipi C, R ed N, utilizzati per le stelle al carbonio, e W, utilizzato per le caldissime ed evolute stelle 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 ed O1. Tale classificazione è detta classificazione spettrale di Morgan-Keenan-Kellman.Caratteristiche delle differenti classi spettrali nella sequenza principale 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 ed altri Sole K 3 200 - 4 600
Arancione 0,4 - 0,8 0,9 0,4 Metalli + TiO 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 gravità superficiale, che la luminosità sortisce sulle linee spettrali. Identificate da numeri romani, le classi di luminosità sono comprese tra la 0 (ipergiganti) e la VII (nane bianche), passando per la III (giganti) e la V (la sequenza principale, che comprende la maggior parte delle stelle, tra cui il Sole); tale classificazione è detta classificazione spettrale di Yerkes.
La classificazione di certe stelle richiede l'uso di lettere minuscole per descrivere alcune situazioni particolari rilevate nei loro spettri: ad esempio, la "e" indica la presenza di linee di emissione, la "m" indica un livello straordinariamente alto di metalli e "var" indica una variabilità nel tipo spettrale.
Le nane bianche godono di una classificazione a parte. Indicate genericamente con la lettera D (che sta per l'inglese dwarf, nano), 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.
Il percorso evolutivo di diverse stelle lungo il Diagramma H-R.
Evoluzione
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 fisico - matematici 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 luminosità e la temperatura. 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.
Rappresentazione artistica della protostella scoperta nella nube oscura LDN 1014; ben visibili sono il disco di accrescimento e i getti che si dipartono dai poli della protostella.
Formazione
Le stelle si formano all'interno delle nubi molecolari, delle regioni di gas ad "alta" densità presenti nel mezzo interstellare, costituite essenzialmente da idrogeno, con una quantità di elio del 23–28% e tracce di elementi più pesanti. Le stelle più massicce che si formano al loro interno le illuminano e le ionizzano, creando le cosiddette regioni H II.
La formazione di una stella ha inizio quando una nube molecolare inizia a manifestare fenomeni di instabilità gravitazionale, spesso innescati dalle onde d'urto di una supernova o della collisione tra due galassie. Non appena si raggiunge una densità della materia tale da soddisfare i criteri dell'instabilità di Jeans, la regione inizia a collassare sotto la sua stessa gravità.
Il graduale collasso della nube porta alla formazione di densi agglomerati di gas e polveri oscure al cui interno si forma la protostella, circondata da un disco che ha il compito di accrescerne la massa. Il destino della protostella dipende dalla massa che riesce ad accumulare: se questa è inferiore a 0,08 M?, la protostella non raggiunge l'ignizione delle reazioni nucleari e si trasforma in una nana bruna; se possiede una massa fino ad otto masse solari, si forma una stella pre-sequenza principale, spesso circondata da un disco protoplanetario; se la massa è superiore ad 8 M?, la stella raggiunge direttamente la sequenza principale senza passare per questa fase.
Il Sole (visto nei raggi X dalla sonda giapponese Yohkoh) è una stella di sequenza principale.
Sequenza principale
La sequenza principale è una fase di stabilità durante la quale le stelle fondono l'idrogeno del proprio nucleo in elio a temperatura e pressione elevate; le stelle trascorrono in questa fase circa il 90% della propria esistenza.
In questa fase ogni stella genera un vento di particelle cariche che provoca una continua fuoriuscita di materia nello spazio, che per gran parte delle stelle risulta irrisoria. Il Sole, ad esempio, perde, nel vento solare, 10-14 masse solari di materia all'anno, ma le stelle più massicce arrivano a perderne decisamente di più, sino a 10-7 – 10-5 masse solari all'anno; tale perdita può riflettersi in maniera sostanziale sulla successiva evoluzione dell'astro.
La durata della sequenza principale dipende dalla massa iniziale e dalla luminosità della stella. Le stelle più massicce consumano il proprio "combustibile nucleare" piuttosto velocemente ed 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 ed hanno un'esistenza molto più lunga (decine o centinaia di miliardi di anni).
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.
Schema che rappresenta le dimensioni del Sole nella sequenza principale e nella fase di gigante rossa.
Fase post-sequenza principale
Le stelle più piccole, le nane rosse (tra 0,08 e 0,4 masse solari), si riscaldano, divenendo per breve tempo delle stelle azzurre, per poi contrarsi gradualmente in nane bianche. Tuttavia, dato che la durata della vita di tali stelle è maggiore dell'età dell'Universo (13,7 miliardi di anni), si ritiene che nessuna di essa sia ancora giunta al termine della propria evoluzione.
Le stelle la cui massa è compresa tra 0,4 ed 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 surplus energetico proveniente dal nucleo e gradualmente si raffreddano, assumendo di conseguenza una colorazione rossastra. La stella, dopo esser passata per la fase instabile di subgigante, si trasforma in una fredda ma brillante gigante rossa.[62][65] Durante questo stadio la stella fonde l'elio in carbonio e ossigeno e, qualora la massa sia sufficiente (~7-8 M?), una parte di quest'ultimo in magnesio. Parallela a quella di gigante rossa è la fase di gigante blu, che intercorre come meccanismo di compensazione qualora la velocità delle reazioni nucleari subisca un rallentamento.
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 raggio si estenderà sino quasi a coprire l'attuale distanza che separa la stella dalla Terra (1 UA).
La supergigante rossa Betelgeuse (immagine da HST).
Anche le stelle massicce (con massa superiore ad 8 M?), al termine della sequenza principale, subiscono numerose instabilità, che le portano ad espandersi allo stadio di supergigante rossa. In questa fase, l'astro fonde l'elio in carbonio e, all'esaurimento di questo processo, si innesca una serie di successivi collassi nucleari ed aumenti di temperatura e pressione che avviano i processi di sintesi di altri elementi più pesanti: neon, silicio e zolfo, per terminare con il nichel-56, che decade in ferro-56. In tali stelle può svolgersi in contemporanea la nucleosintesi di più elementi all'interno di un nucleo pluristratificato. In ciascuno degli strati concentrici avviene la fusione di un differente elemento: il più esterno fonde idrogeno in elio, quello 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 pressione di radiazione dello strato sottostante, dove le reazioni procedono a un regime più intenso.
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 supergigante blu; l'astro tuttavia, prima di raggiungere questo stadio, passa per la fase di supergigante gialla, caratterizzata da una temperatura e da dimensioni intermedie rispetto alle due fasi.
Le stelle supermassicce (>30 M?), dopo aver attraversato la fase instabile di variabile blu luminosa, man mano che procedono lungo il loro percorso post-sequenza principale accumulano al loro centro un grande nucleo di ferro inerte; divengono così stelle di Wolf-Rayet, oggetti caratterizzati da venti forti e polverosi che provocano una consistente perdita di massa.
Stadi terminali
Quando una stella è prossima alla fine della propria esistenza, la pressione di radiazione del nucleo non è più in grado di contrastare la gravità degli strati più esterni dell'astro. Di conseguenza il nucleo va incontro ad un collasso, mentre gli strati più esterni vengono espulsi in maniera più o meno violenta; ciò che resta è un oggetto estremamente denso: una stella compatta, costituita da materia in uno stato altamente degenere. La tipologia di stella compatta che si viene a formare differisce in relazione alla massa iniziale della stella.
Alcune nane bianche fotografate da HST nell'ammasso globulare NGC 6397.
Se la stella possedeva originariamente una massa tra 0,08 ed 8 M? si forma una nana bianca, un oggetto dalle dimensioni piuttosto piccole (paragonabili all'incirca a quelle della Terra) con una massa minore o uguale al limite di Chandrasekhar (1,44 M?). Una nana bianca possiede una temperatura superficiale molto elevata, che col tempo tende a diminuire in funzione degli scambi termici con lo spazio circostante fino a raggiungere, in un lunghissimo lasso di tempo, l'equilibrio termico e trasformarsi in una nana nera. Sino ad 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.
Se la stella morente ha una massa compresa tra 0,08 e 0,4 M? dà luogo ad una nana bianca senza alcuna fase intermedia; se invece la sua massa è compresa tra 0,4 ed 8 M?, essa, prima di trasformarsi in nana bianca, perde i suoi strati più esterni in una spettacolare nebulosa planetaria.
Animazione dell'esplosione di una supernova. (ESO)
Nelle stelle con masse superiori ad 8 M?, 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 ad un improvviso e irreversibile collasso. L'onda d'urto che si genera provoca la catastrofica esplosione della stella in una brillantissima supernova di tipo II o di tipo Ib o Ic, se si trattava di una stella supermassiccia (>30 M?). Le supernovae hanno una luminosità tale da superare, anche se per breve tempo, la luminosità complessiva dell'intera galassia che le ospita.
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 nucleosintesi delle supernovae. L'esplosione della supernova diffonde nello spazio la gran parte della materia che costituiva la stella; tale materia forma il cosiddetto resto di supernova, 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 stella di neutroni (che talvolta si manifesta come pulsar); nel caso in cui la stella originaria sia talmente massiccia che il nucleo residuo mantiene una massa superiore a 3,8 masse solari (limite di Tolman-Oppenheimer-Volkoff), nessuna forza è in grado di contrastare il collasso gravitazionale ed il nucleo si contrae fino a raggiungere dimensioni inferiori al raggio di Schwarzschild: si origina un buco nero stellare.
Struttura
L'interno di una stella di sequenza principale si trova in una condizione di equilibrio in cui le due forze predominanti, la gravità (orientata in direzione del centro della stella) e l'energia termica della massa del plasma (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 107 K; la combinazione di valori elevati di temperatura e pressione favorisce il processo di fusione dei nuclei di idrogeno in nuclei elio, che sprigiona un'energia sufficiente a contrastare il collasso cui la stella andrebbe naturalmente incontro.Tale energia è emessa sotto forma di neutrini e fotoni gamma, che, interagendo col plasma circostante, contribuiscono a mantenere elevata la temperatura dell'interno stellare.
Schema sulle strutture interne di differenti tipi di stelle; le curve rappresentano la zona convettiva, le linee spezzate la zona radiativa.
L'interno di una stella stabile si trova in uno stadio di equilibrio sia idrostatico sia termico ed è caratterizzato da un gradiente di temperatura che origina un flusso energetico diretto verso l'esterno. L'interno delle stelle presenta una struttura ben definita, che appare suddiviso in diversi strati. La zona radiativa è quella regione all'interno della stella in cui il trasferimento dell'energia per irraggiamento è sufficiente a mantenere stabile il flusso energetico. In questa zona il plasma non subisce né perturbazioni né spostamenti di massa; se però il plasma inizia a dare manifestazioni di instabilità ed è soggetto a movimenti di tipo convettivo, la regione assume le caratteristiche di zona convettiva. 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'opacità alla radiazione superiore allo strato più esterno. 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 quella 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 Sole, le due zone sono invertite, ovvero la zona radiativa è adiacente al nucleo. Le nane rosse con una massa inferiore a 0,4 masse solari presentano solamente una zona convettiva che previene l'accumulo di un nucleo di elio. In gran parte delle stelle la zona convettiva tende a variare nel corso del tempo man mano che la stella procede nella sua evoluzione e la sua composizione interna subisce dei cambiamenti.
Sezione di una stella simile al Sole e di una gigante rossa. In basso a destra il confronto delle dimensioni
La porzione visibile di una stella di sequenza principale è detta fotosfera e costituisce la superficie dell'astro. In questa zona il plasma stellare diviene trasparente ai fotoni luminosi e permette la propagazione delle radiazioni nello spazio. Sulla fotosfera compaiono delle zone più scure causate dall'attività magnetica dell'astro: si tratta delle macchie stellari, che appaiono scure poiché hanno una temperatura inferiore a quella del resto della fotosfera.
Al di sopra della fotosfera si staglia l'atmosfera stellare. In una stella di sequenza principale, come il Sole, la parte più bassa dell'atmosfera, detta cromosfera, è una debole regione, di colore rosaceo, in cui hanno luogo vari fenomeni come le spicule o i flare, circondata da una zona di transizione, dall'ampiezza di 100 km, in cui la temperatura cresce enormemente. Al di sopra si trova la corona, un volume di plasma poco denso ad elevatissima temperatura (oltre il milione di kelvin) che si estende nello spazio per diversi milioni di km. L'esistenza della corona sembra dipendere dalla presenza della zona convettiva in prossimità degli strati superficiali della stella. A dispetto dell'altissima temperatura, la corona emette una quantità relativamente piccola di luce e risulta visibile, nel caso del Sole, solo durante le eclissi.
Dalla corona si diparte un vento stellare, costituito da plasma estremamente rarefatto e particelle cariche, che si propaga nello spazio sino a quando non viene ad interagire col mezzo interstellare, dando origine, soprattutto nel caso delle stelle massicce, a delle cavità del mezzo interstellare dette "bolle".
Fotografia da terra del Sole. La nostra stella ha un'età di circa 5 miliardi di anni; l'età attuale del nostro astro è stata determinata tramite modelli elaborati al computer sull'evoluzione stellare e la nucleocosmocronologia.
Caratteristiche
Quasi tutte le caratteristiche di una stella, incluse luminosità, dimensioni, evoluzione, durata del ciclo vitale e destino finale, sono determinate dalla sua massa al momento della formazione.
Massa, raggio, accelerazione di gravità alla superficie e periodo di rotazione possono essere misurati sulla base dei modelli stellari; la massa inoltre può essere calcolata in maniera diretta in un sistema binario sfruttando le leggi di Keplero combinate con la meccanica newtoniana o tramite l'effetto lente gravitazionale. Tutti questi parametri, associati, possono permettere di calcolare l'età della stella.
Età
Gran parte delle stelle ha un'età compresa tra 1 e 10 miliardi di anni. Vi sono stelle che però hanno età prossime a quella dell'Universo (13,7 miliardi di anni): la stella più vecchia conosciuta, HE 1523-0901, ha un'età stimata di 13,2 miliardi di anni.
La durata del ciclo vitale di una stella dipende dalla massa che essa possiede al momento della sua formazione: quanto più una stella è massiccia, tanto più la durata del suo ciclo vitale è breve. Infatti la pressione e la temperatura che caratterizzano il nucleo di una stella massiccia sono nettamente superiori a quelle presenti nelle stelle meno massicce; di conseguenza l'idrogeno viene fuso in maniera più "efficiente" tramite il ciclo CNO (anziché secondo la catena 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 nane arancioni e rosse) bruciano il proprio combustibile nucleare molto lentamente arrivando a vivere per decine o centinaia di miliardi di anni.
Rappresentazione artistica di HE 1523-0901, la stella più antica conosciuta; la sua metallicità, tra le più basse conosciute ([Fe/H]=-2,95), ha consentito di determinarne l'età. (ESO)
Composizione chimica
Al momento della loro formazione, le stelle sono composte prevalentemente da idrogeno ed elio, con una piccola percentuale di elementi più pesanti, detti metalli; tra di essi vi sono però alcuni elementi, come l'ossigeno e il carbonio, che dal punto di vista chimico non sono realmente dei metalli. La quantità di tali elementi nell'atmosfera stellare è detta metallicità ([M/H] o, più spesso, [Fe/H]) ed è definita come il logaritmo 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%; tuttavia il margine d'errore della misura rimane relativamente alto.
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Le stelle più antiche (dette di Popolazione II) sono costituite da idrogeno (per circa il 75%), elio (per circa il 25%) ed una frazione molto piccola (<0,1%) di metalli. Nelle stelle più giovani (dette di 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 supernovae. La determinazione della composizione chimica di una stella può essere, quindi, utilizzata per determinare la sua età.
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 linee di assorbimento sono piuttosto facili da identificare. La quantità degli elementi pesanti è anche indice della probabile presenza di un sistema planetario in orbita attorno alla stella.
La stella col minor contenuto di ferro mai misurato è la nana HE1327-2326, con appena un duecentomillesimo del contenuto ferroso del Sole. Al contrario, la stella µ Leonis è ricchissima in "metalli", con una metallicità circa il doppio di quella del Sole, mentre 14 Herculis, attorno alla quale orbita un pianeta (14 Herculis b), ha una metallicità tre volte superiore. Alcune stelle, dette stelle peculiari, mostrano nel proprio spettro un'insolita abbondanza di metalli, specialmente cromo e lantanidi (le cosiddette terre rare).
La metallicità influenza inoltre la durata della sequenza principale, l'intensità del campo magnetico e del vento stellare. Le vecchie stelle di popolazione 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.
Dimensioni apparenti e reali
A causa della grande distanza dalla Terra, tutte le stelle, eccetto il Sole, appaiono all'occhio umano come dei minuscoli punti brillanti nel cielo notturno, scintillanti a causa degli effetti distorsivi dell'atmosfera terrestre. Il Sole invece, 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 giorno.
Schema in cui sono messe a confronto le dimensioni del Sole e di VY Canis Majoris, la stella più grande conosciuta.
Oltre al Sole, la stella con la maggiore grandezza apparente è R Doradus, con un diametro angolare di soli 0,057 secondi d'arco.
Le dimensioni angolari del disco di gran parte delle stelle sono troppo piccole per permettere l'osservazione delle strutture superficiali attive (come le macchie) con gli attuali telescopi ottici di terra; pertanto l'unico modo per riprodurre immagini di tali caratteristiche è l'utilizzo di telescopi interferometrici. È possibile misurare le dimensioni angolari delle stelle anche durante le occultazioni, valutando il calo di luminosità di una stella mentre essa è occultata dalla Luna o l'aumento di luminosità della stessa al termine dell'occultazione.
Le dimensioni reali delle stelle sono estremamente variabili: le più piccole, le stelle di neutroni, hanno dimensioni comprese tra 20 e 40 km, mentre le più grandi, ipergiganti e supergiganti, hanno raggi vastissimi, con dimensioni dell'ordine delle Unità Astronomiche: ad esempio quello di Betelgeuse (a Orionis) è 630 volte quello del Sole, circa un miliardo di km (quasi 6,7 UA);[35] tali stelle possiedono tuttavia densità decisamente inferiori a quella del nostro Sole, tanto che la loro atmosfera è assimilabile ad un vuoto spinto. La stella più grande conosciuta è VY Canis Majoris, il cui diametro è quasi 2000 volte quello del Sole: se si trovasse al centro del Sistema solare, la sua atmosfera si estenderebbe sino all'orbita di Saturno.
Eta Carinae (circondata dalla Nebulosa Omuncolo) possiede una massa circa 150 volte quella del Sole. (HST)
Massa
Le stelle sono oggetti dotati di una massa considerevole, compresa tra 1,5913 × 1029 e 3,9782 × 1032 kg; in unità solari, da 0,08 a 150–200 masse solari (M?).
Una delle stelle più massicce conosciute è l'ipergigante LBV Eta Carinae,la cui massa è stimata in 100–150 M?; tuttavia una simile massa comporta una sensibile riduzione della vita dell'astro, che vive al massimo per alcuni milioni di anni. Uno studio condotto sulle stelle dell'ammasso Arches suggeriva che 150 M? fosse il limite massimo raggiungibile da una stella nell'attuale era dell'Universo.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 limite di Eddington, 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, R136a1 nella Grande Nube di Magellano (con una massa ipotizzata in circa 265 M?), 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 Big Bang, dovevano possedere delle masse ancora maggiori (forse oltre 300 M? ) per via della totale assenza al proprio interno di elementi più pesanti del litio. Questa primitiva generazione di stelle supermassicce (dette di 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 Giove, la nana rossa AB Doradus C, membro del sistema stellare di AB Doradus, è invece la stella meno massiccia conosciuta ad essere alimentata dalle reazioni nucleari. 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 masse gioviane. 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). Una particolare tipologia di oggetti, che prende il nome di nane brune, costituisce l'anello di congiunzione tra le stelle nane ed i pianeti giganti gassosi: la loro massa non è sufficiente ad innescare le reazioni nucleari, ma è comunque nettamente superiore a quella di un gigante gassoso.
Gravità superficiale
La combinazione di raggio e massa determina la gravità 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 stelle 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.
Spostamento della Stella di Barnard negli anni compresi tra il 1985 ed il 2005.
Moti spaziali
I moti 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 velocità radiale (che può essere in avvicinamento o allontanamento dal Sole) ed il moto proprio (il movimento angolare trasversale).
La velocità radiale si basa sullo shift (lo spostamento secondo l'effetto Doppler) delle linee spettrali ed è misurata in km/s. Il moto proprio è determinato da precise misure astrometriche (dell'ordine dei milliarcosecondi - mas - all'anno), e può essere convertito in unità di misura della velocità attraverso la misura della parallasse. Le stelle che presentano dei grandi valori di moto proprio sono i più vicini al Sistema solare e pertanto si prestano in maniera ottimale alla rilevazione della parallasse.
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 centro della Via Lattea secondo traiettorie ellittiche, inclinate verso il piano galattico. La comparazione dei moti di stelle vicine ha anche portato all'identificazione delle associazioni stellari, gruppi di stelle che condividono un medesimo punto di origine in una nube molecolare gigante.
La stella col più alto valore conosciuto di moto proprio è la Stella di Barnard, una nana rossa della costellazione dell'Ofiuco.
Ricostruzione computerizzata del particolare campo magnetico superficiale di t Scorpii, una stella massiccia, ricostruito tramite lo Zeeman-Doppler imaging.
Campo magnetico
Il campo magnetico di una stella è generato all'interno della sua zona convettiva, nella quale il plasma, messo in movimento dai moti convettivi, si comporta come una dinamo. L'intensità del campo varia in relazione alla massa e alla composizione della stella, mentre l'attività magnetica dipende dalla sua velocità di rotazione. Un risultato dell'attività magnetica sono le caratteristiche macchie fotosferiche, regioni a temperatura inferiore rispetto al testo della fotosfera in cui il campo magnetico si presenta particolarmente intenso. Altri fenomeni strettamente dipendenti dal campo magnetico sono gli anelli coronali ed i flare.
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 venti stellari arrivando ad agire come dei "freni" che rallentano progressivamente la rotazione 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; un esempio fu il minimo di Maunder, durante il quale il Sole andò incontro ad un settantennio di attività minima, in cui il numero delle macchie fu esiguo, se non quasi assente per diversi anni.
L'aspetto deformato di Achernar (a Eridani) è causato dalla sua rapida rotazione.
Rotazione
La rotazione stellare è il movimento angolare di una stella sul proprio asse di rotazione, la cui durata può essere misurata in base al suo spettro o in maniera più accurata monitorando il periodo di rotazione delle strutture attive superficiali (macchie stellari).
Le giovani stelle hanno una rapida velocità di rotazione, superiore spesso a 100 km/s all'equatore; ad esempio Achernar (a Eridani), una stella di classe spettrale B, ha una velocità di rotazione all'equatore di circa 225 km/s o superiore, il che conferisce all'astro un aspetto schiacciato, con il diametro equatoriale più largo del 50% rispetto al diametro polare. Tale velocità di rotazione è di poco inferiore alla velocità critica di 300 km/s, raggiunta la quale la stella arriverebbe a frantumarsi; il Sole, di contro, compie una rotazione completa ogni 25 – 35 giorni, con una velocità angolare all'equatore di 1,994 km/s. Il campo magnetico ed 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.
Le stelle 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 conservazione 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 momento angolare da parte della stella è il risultato della perdita di massa attraverso il vento stellare. Fanno eccezione le stelle di neutroni, che, manifestandosi come sorgenti radio pulsanti (pulsar), possono avere delle velocità di rotazione elevatissime; la pulsar del Granchio (posta all'interno della Nebulosa del Granchio), ad esempio, ruota 30 volte al secondo. La velocità di rotazione di una pulsar è però destinata a diminuire nel corso del tempo, a causa della continua emissione di radiazioni.
Diagramma H-R in cui è evidente la temperatura di ciascuna classe spettrale.
Temperatura
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'indice di colore,che è normalmente associato alla temperatura effettiva, vale a dire la temperatura di un corpo 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 gradiente di temperatura che diminuisce all'aumentare della distanza dal nucleo, la cui temperatura raggiunge valori di decine di milioni (talvolta persino miliardi) di kelvin (K).
La temperatura della stella determina l'entità della ionizzazione dei differenti elementi che la compongono, ed è pertanto misurata a partire dalle caratteristiche linee di assorbimento dello spettro stellare. Temperatura superficiale e magnitudine assoluta sono utilizzate nella classificazione stellare.
Le stelle più massicce hanno temperature superficiali molto elevate, che possono arrivare fino a 50 000 K, 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 3 600-2 800 K, ma appaiono molto luminose poiché la loro superficie radiante possiede un'area estremamente vasta.
Schema della catena protone-protone.
Schema del ciclo CNO.
Meccanismi delle reazioni nucleari
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 nucleosintesi stellare. Durante la sequenza principale le reazioni prevalenti sono quelle di fusione dell'idrogeno, in cui quattro nuclei di idrogeno (ciascuno costituito da un solo protone) si fondono per formare un nucleo di elio (due protoni e due neutroni). La massa netta dei nuclei di elio è però minore della massa totale dei nuclei di idrogeno iniziali, e la conseguente variazione dell'energia di legame nucleare produce un rilascio di energia quantificabile per mezzo dell'equazione massa-energia di Albert Einstein, E = mc².
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) ad un massimo di 40 milioni di K (stelle massicce di classe O).
Nel Sole, il cui nucleo raggiunge i 10-15 milioni di K, l'idrogeno è fuso secondo un ciclo di reazioni noto come catena protone-protone.
L'energia rilasciata da queste reazioni è espressa in milioni di elettronvolt, 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.
Nelle stelle più massicce, la fusione non è effettuata tramite la catena protone-protone, ma tramite il ciclo 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.
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 processo tre alfa, un processo nucleare che si serve come elemento intermediario del berillio.
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: il carbonio, il neon e l'ossigeno. La fase finale della nucleosintesi di una stella massiccia è la fusione del silicio, che comporta la sintesi dell'isotopo stabile ferro-56; la fusione del ferro è un processo endotermico, che non può più andare avanti se non acquisendo energia: di conseguenza, le reazioni nucleari si arrestano ed il collasso gravitazionale non è più contrastato dalla pressione di radiazione; 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 quello del Sole ed una luminosità 62 000 volte quella della nostra stella.Combustibile
nucleareTemperatura
(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 
La nebulosa a riflessione NGC 1999 è irradiata dalla variabile V380 Orionis (al centro), stella di 3,5 M? (Immagine HST).
Radiazione stellare
L'energia prodotta tramite le reazioni nucleari viene irradiata nello spazio sotto forma di onde elettromagnetiche e particelle; queste ultime vanno a costituire il vento stellare,costituito da particelle sia provenienti dagli strati esterni della stella, come protoni liberi, particelle alfa, beta 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 radiazione elettromagnetica, tra cui la luce visibile.
Oltre che alle lunghezze d'onda del visibile, una stella emette radiazioni anche alle altre lunghezze dello spettro elettromagnetico invisibili all'occhio umano, dai raggi gamma alle onde radio, passando per i raggi X, l'ultravioletto, l'infrarosso e le microonde.
Nota la distanza esatta di una stella dal Sistema solare, ad esempio tramite il metodo della parallasse, è possibile ricavare la luminosità della stella.
La Stella Pistola (in quest'immagine di HST con la Nebulosa Pistola) è una delle stelle più luminose conosciute: infatti irradia nell'arco di 20 secondi la stessa energia che il Sole irradierebbe in un anno.
Luminosità
In astronomia la luminosità è definita come la quantità di luce e di altre forme di energia 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 corpo nero ideale, la luminosità (L) è direttamente proporzionale al raggio (R) e alla temperatura effettiva (Teff); tali parametri, messi in relazione tra loro, danno l'equazione:
L = 4 \pi R^2 \sigma T_{eff}^4
dove 4pR2 indica la superficie della stella (approssimata a una sfera) e s la costante di Stefan-Boltzmann.
Sono molte, tuttavia, le stelle che non emanano un flusso energetico (vale a dire la quantità di energia irradiata per unità di superficie) uniforme attraverso la propria superficie; ad esempio Vega, che ruota molto velocemente sul proprio asse, emette un flusso maggiore ai poli che non all'equatore.
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 pronunciate e mostrano un importante oscuramento al bordo, vale a dire la luminosità diminuisce man mano che si procede verso il bordo del disco stellare; le stelle più piccole invece, le nane come il Sole, hanno in genere poche macchie, tutte di piccole dimensioni; fanno eccezione le nane rosse a brillamento del tipo UV Ceti, che possiedono delle macchie molto vaste.
Magnitudine
La luminosità di una stella è misurata tramite la magnitudine, distinta in apparente ed assoluta. 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 (seeing). La magnitudine assoluta o intrinseca è la magnitudine apparente che la stella avrebbe se si trovasse alla distanza di 10 parsec (32,6 anni luce) da Terra, ed è strettamente correlata alla luminosità reale della stella.
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Numero di stelle per magnitudine Magnitudine
apparenteNumero
di stelle0 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 logaritmico: una variazione di magnitudine di 1 unità equivale ad una variazione di luminosità di 2,5 volte, 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 (mb) alla magnitudine della stella meno brillante (mf) ed utilizzando il risultato come esponente del numero 2,512.
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; ad esempio Sirio, la stella 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 quella del Sole. La nostra stella ha una magnitudine apparente di -26,7, ma la sua magnitudine assoluta è di appena +4,83; Canopo, la seconda stella più brillante del cielo notturno, ha invece una magnitudine assoluta di -5,53 ed è quasi 14 000 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 stella con la magnitudine assoluta più bassa rilevata è LBV 1806-20, con un valore di -14,2; la stella sembra essere almeno 5 000 000 di volte più luminosa del Sole. Le stelle meno luminose conosciute si trovano nell'ammasso globulare NGC 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.
Rappresentazione artistica della variabile eruttiva EV Lacertae. (NASA)
Stelle variabili
Alcune stelle mostrano delle variazioni periodiche o improvvise nella luminosità, causate da fattori intrinseci o estrinseci. Le cosiddette variabili intrinseche possono essere suddivise in tre categorie principali:
Variabili 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 Cefeidi, usate come candele standard per misurare le distanze intergalattiche, e altre variabili simili a breve periodo (RR Lyrae ecc.), come anche le variabili a lungo periodo, come quelle del tipo Mira.
Variabili eruttive. Questa classe di variabili è costituita da stelle che manifestano improvvisi aumenti nella luminosità causati da flare o altri fenomeni eruttivi o esplosivi di lieve entità causati dal campo magnetico, come le espulsioni di massa e via dicendo. A questa categoria appartengono le protostelle, le stelle di Wolf-Rayet e le stelle a brillamento, alcune giganti e supergiganti rosse e blu.
Variabili 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 novae e le supernovae. Un sistema binario che sia costituito da una gigante rossa e da una nana bianca, posta molto vicino alla primaria, può dar luogo ad alcuni di questi eventi tanto spettacolari quanto distruttivi, come le novae e le supernovae di tipo Ia. La supernova di tipo Ia si innesca quando la nana bianca, assumendo sempre più idrogeno, raggiunge e supera la massa limite di Chandrasekhar.
Rappresentazione artistica della formazione di una variabile cataclismica. (NASA)
A questo punto la nana inizia a collassare in una stella di neutroni o in un buco nero, mentre l'energia potenziale gravitazionale del collasso e la condizione di alta densità derivante dallo stato degenere della materia della stella innescano una rapida fusione nucleare degli atomi di carbonio e ossigeno rimanenti in un processo a feed-back positivo, regolato principalmente dalla temperatura del plasma coinvolto. L'improvviso rilascio di energia produce una potentissima onda d'urto che accelera i prodotti di fusione oltre la velocità di fuga della stella, la quale viene così fatta a pezzi. Le supernovae di tipo Ia hanno tutte una luminosità simile; perciò gli astronomi le utilizzano come candele standard per determinare le distanze extragalattiche. Il meccanismo di formazione di una nova è piuttosto simile, ma l'esplosione avviene prima che la nana raggiunga la massa di Chandrasekhar. La fusione produce quindi abbastanza energia per aumentare drasticamente la luminosità della stella, ma questa sopravvive all'evento. Alcune novae sono ricorrenti, cioè vanno incontro a periodiche esplosioni di moderata intensità.
Le stelle possono anche variare la propria luminosità per fattori estrinseci; in questo caso prendono il nome di variabili estrinseche. Appartengono a questa classe le binarie a eclisse e le stelle che, ruotando, mostrano periodicamente delle macchie che ricoprono una vasta area della loro superficie.Un esempio lampante di binaria a eclisse è Algol, che varia regolarmente la propria magnitudine da 2,3 ad oltre 3,5 in 2,87 giorni.
L'ammasso aperto NGC 290.
Popolazione stellare dell'Universo
Le stelle si presentano, oltre che singolarmente, anche in sistemi costituiti da due (stelle binarie, il tipo più comune) o più componenti (sistemi multipli) legate tra loro da vincoli gravitazionali. Per motivi connessi alla stabilità orbitale, i sistemi multipli sono spesso organizzati in gruppi gerarchici di binarie coorbitanti. Esistono anche insiemi più vasti, detti ammassi stellari, che vanno dalle poche decine o centinaia di stelle delle piccole associazioni, fino alle migliaia di astri dei più imponenti ammassi aperti e globulari; questi ultimi arrivano a contenere persino decine di milioni di stelle, come nel caso di Omega Centauri.
È attualmente accertato che la gran parte delle stelle della nostra galassia, prevalentemente nane 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.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 stelle massicce di classe O e B, che vanno a costituire le cosiddette associazioni OB.
Le stelle non sono distribuite uniformemente nell'Universo, ma sono normalmente raggruppate in galassie assieme a una certa quantità di gas e polveri interstellari. Recentemente sono state scoperte dal telescopio spaziale Hubble alcune stelle nello spazio intergalattico: si tratta delle cosiddette stelle iperveloci, la cui velocità orbitale è così elevata da consentire loro di vincere l'attrazione gravitazionale della galassia e fuggire nello spazio intergalattico.
Una galassia di medie dimensioni contiene centinaia di miliardi di stelle; tenendo conto che esistono più di 100 miliardi di galassie nell'Universo osservabile , gli astronomi ritengono che le stelle dell'Universo sarebbero nel complesso almeno 70 000 miliardi di miliardi (7×1022), un numero 230 miliardi di volte superiore a quello delle stelle contenute nella Via Lattea (stimato in circa 300 miliardi).
La stella più vicina alla Terra, a parte il Sole, è la nana rossa Proxima Centauri (parte del sistema di Alfa Centauri), che si trova a 39,9 bilioni (1012) di chilometri (4,2 anni luce) dalla Terra; per avere l'idea di una simile distanza, se si intraprendesse un viaggio interstellare verso Proxima alla velocità orbitale dello Space Shuttle (circa 30 000 km/h), si giungerebbe a destinazione dopo almeno 150 000 anni.Simili distanze sono tipiche dell'interno del piano galattico, ma la densità stellare non è costante: infatti tende ad essere maggiore negli ammassi globulari e nei nuclei galattici, mentre diminuisce nell'alone 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, ha origine un particolare tipo di stelle, denominato vagabonda 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).
Nella cultura
Etimologia
Il termine "stella" è stato oggetto di numerose etimologie ed interpretazioni da parte dei linguisti. Sino agli inizi del XX secolo due erano le etimologie prevalenti: la prima, proposta dal tedesco Adalbert Kuhn, sosteneva che "stella" derivasse dal latino stella (originariamente sterla), forma sincopata di sterula, che a sua volta deriverebbe dall'ittita shittar e dal sanscrito ?????? (sitara), la cui radice sit- è comune col verbo che significa spargere; secondo quest'etimologia "stella" significherebbe sparsa (per il firmamento). Altri studiosi a lui contemporanei ritenevano che il termine derivasse invece da un arcaico astella, a sua volta derivato dal greco ?st?? (astér, in latino astrum), che mantiene la radice indoeuropea as-, di accezione balistica; secondo questa seconda etimologia "stella" significherebbe che scaglia (raggi di luce).
Attualmente i linguisti propendono per due alternative etimologie. La prima tende a far derivare il termine da una radice protoindoeuropea, *h2st?r, da una radice *h2Hs- che significherebbe ardere, bruciare; in alternativa, il termine deriverebbe da una parola sumera o babilonese, riconoscibile anche nel nome della dea Ištar, con cui si indicava il pianeta Venere.
Letteratura, filosofia e musica
« 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)
L'ammasso aperto delle Pleiadi (M45), nella costellazione del Toro. (immagine HST)
Nell'avvicendarsi delle epoche storiche furono molti i filosofi, i poeti, gli scrittori e persino i musicisti ad ispirarsi al cielo stellato; in diversi casi, essi stessi si sono interessati in prima persona allo studio dell'astronomia, con riscontri nelle loro opere.
Numerosi sono i riferimenti sulle stelle fatti da importanti letterati dell'antichità greca e romana. Secondo l'astronomo Kenneth Glyn Jones, il primo riferimento conosciuto alle Pleiadi, un famoso ammasso aperto nella costellazione del Toro, è una citazione di Esiodo, risalente circa al XI secolo a.C. Omero ne fa menzione nell'Odissea, mentre nella Bibbia compaiono addirittura tre riferimenti.
Numerosi intellettuali del periodo scrissero inoltre opere incentrate sull'astronomia; basti pensare ad Arato di Soli, autore dei Fenomeni, al Somnium Scipionis, parte del VI libro del De re publica ciceroniano, o ancora a Marco Manilio e il poemetto didascalico Astronomica, alle Naturales Quaestiones di Seneca, o a Claudio Tolomeo e al suo Almagesto, il più completo catalogo stellare dell'antichità.
Durante l'epoca medioevale si classificava l'astronomia come una delle arti del quadrivio, assieme all'aritmetica, alla geometria e alla musica.Dante Alighieri, nella Divina 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 Paradiso, 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.
Altri importanti letterati, quali Giacomo Leopardi, si occuparono nelle loro opere di argomenti inerenti ad aspetti astronomici; il poeta di Recanati è autore nei suoi componimenti di un gran numero di riferimenti astronomici, come ad esempio in Canto notturno di un pastore errante dell'Asia o in Le ricordanze; inoltre scrisse, durante la sua gioventù, un poco noto trattato intitolato Storia dell'astronomia.Riferimenti astronomici sono presenti anche in diverse liriche del Pascoli (come in Gelsomino notturno) e in Giuseppe Ungaretti, che compose una poesia intitolata Stella.
Vincent van Gogh, Notte stellata.
o/t, 73x92 cm, 1889, Museum of Modern Art, New York.
Nell'epoca 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 "sublime"; in particolare la vista del cielo stellato influì sulla creazione dei cosiddetti Notturni, i più importanti dei quali furono composti dal polacco Frédéric Chopin (che ne scrisse 21). Diversi altri riferimenti astronomici sono presenti nelle opere per pianoforte e nella sesta sinfonia di Beethoven. Il genere del Notturno non si esaurì con il Romanticismo, ma proseguì nell'età postromantica; il riferimento importante è dato dai due Notturni nella settima sinfonia di Gustav Mahler e nelle atmosfere notturne ricorrenti nei poemi di Richard Strauss, in particolare nella Sinfonia delle Alpi.
Nel campo delle arti figurative è sufficiente pensare a Leonardo 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 "umanistici" sulla natura umana. Altri artisti, quali Albrecht Durer, Étienne L. Trouvelot, Giacomo Balla, Maurits 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 teoria della relatività di Einstein. Altri ancora, come Giotto, Vincent van Gogh e Joan 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.
Cultura popolare
Da tempo immemore le stelle trovano spazio nella cultura popolare.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 religione 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.
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 stella bovara perché il suo apparire coincideva con l'inizio della giornata lavorativa dei pastori; Marte (o forse Antares, nella costellazione dello Scorpione) era invece detto la rossa e segnava il termine della mietitura, mentre Sirio era la stella delle messi poiché ricordava, in base al momento ed alla posizione in cui appariva, il tempo della semina autunnale o primaverile.
La scia di stelle della Via Lattea. In quest'immagine si distingue l'asterismo del Triangolo Estivo; ben visibile è inoltre la Fenditura del Cigno, una lunga fascia scura che divide la scia chiara della Via Lattea in senso longitudinale. Si notano in basso alcune Perseidi.
Durante la stagione invernale era possibile scorgere con sicurezza, in direzione sud, i Tre Re, Alnilam, Alnitak e Mintaka, ovvero le tre stelle che formano la Cintura di Orione. Altrettanto familiari erano gli asterismi del Piccolo e Grande Carro, i cui corrispettivi termini dialettali sono le traduzioni dall'italiano. La Via Lattea era definita in certi luoghi la Via di San Giacomo, poiché indicava con una certa approssimazione la direzione del santuario di Santiago di Compostela. Assai familiari erano anche le Pleiadi, che, considerate a lungo una costellazione a sé stante, erano chiamate le Sette sorelle, per via del numero delle stelle visibili ad occhio nudo, oppure erano associate alla figura della chioccia con i suoi pulcini, ragion per cui sono popolarmente note anche come Gallinelle.
L'apparizione delle comete, considerate vere e proprie stelle, era un avvenimento piuttosto raro, ma quando si verificava era considerato un cattivo presagio, che suscitava sempre apprensioni ed angosce. Nella tradizione popolare cristiana, invece, esse hanno assunto una valenza positiva: basti pensare alla Stella di Betlemme, tradizionalmente considerata una cometa, che si ritiene abbia guidato i re magi sino a Betlemme, dove sarebbe nato Gesù. Anche le meteore, popolarmente dette stelle cadenti, rivestivano un ruolo particolare nella cultura popolare: erano infatti considerate un buon auspicio, in particolar modo quelle che comparivano nella notte di San Lorenzo, ovvero le Perseidi.
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 inquinamento luminoso. Nonostante diverse amministrazioni regionali stiano prendendo provvedimenti per cercare di arginare questa forma di inquinamento, oggi è molto difficile osservare le stelle dai centri 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.
La Vulcan, replica della Nave stellare Enterprise, protagonista di numerosi episodi della serie fantascientifica Star Trek.
Nella fantascienza
La nascita e lo sviluppo del genere letterario della fantascienza, a partire dai primi anni del XX secolo, ha ridestato nel pubblico l'interesse per le stelle. Alcune delle tematiche principali della narrazione fantascientifica sono infatti l'esplorazione dello spazio, la sua colonizzazione e la realizzazione di viaggi interstellari alla ricerca di mondi abitabili orbitanti intorno a stelle differenti dal Sole. Gli autori iniziarono allora ad immaginare delle tecnologie che consentissero di intraprendere viaggi interstellari a velocità superluminali (superiori cioè a quella della luce) ed ambientarono le loro storie su immaginari sistemi extrasolari; questa tendenza divenne predominante quando l'esplorazione del sistema solare mostrò l'improbabilità che nel nostro sistema planetario vi fossero delle forme evolute di vita extraterrestre.
Una delle saghe fantascientifiche più note, ambientata nel futuro tra le stelle della nostra Galassia, è Star 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 Federazione dei Pianeti Uniti.
Sebbene buona parte delle stelle nominate dagli autori fantascientifici siano puramente frutto della loro immaginazione, un discreto numero di scrittori ed artisti ha preferito servirsi dei nomi di stelle realmente esistenti e ben note agli astronomi, sia tra le più brillanti del cielo notturno sia tra le più vicine al sistema solare. 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 astrobiologi ritengono insufficiente per consentire lo sviluppo di forme di vita complesse.Le giganti rosse sono ugualmente inadatte a supportare la vita, poiché si tratta di stelle fortemente instabili, spesso variabili.
Le stelle effettivamente idonee allo sviluppo della vita, come le deboli nane rosse, possiedono però una luminosità così bassa da renderle invisibili ad occhio nudo; per tale motivo molte di esse non possiedono spesso specifici nomi propri, che le renderebbero interessanti per gli scrittori di fantascienza.
fonte: wikipedia. -
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Stella di Betlemme
Il cielo di Gerusalemme il 12 novembre del 7 a.C.
La stella di Betlemme è quel fenomeno astronomico che, secondo il racconto del Vangelo secondo Matteo (2,1-12.16), guidò i Re Magi a fare visita a Gesù appena nato.
Una cometa "indica" il Cristo nell'Adorazione dei Magi del Perugino
La dicitura comunemente più diffusa per indicare la stella di Betlemme è la contraddittoria stella cometa, che accorpa due corpi celesti completamente dissimili tra loro: la stella è di grandi dimensioni, si trova a enormi distanze dal sistema solare e nel firmamento appare fissa e puntuale; la cometa è di piccole dimensioni, si trova all'interno del sistema solare e nel firmamento appare mobile e con una forma e dimensione non puntuale.
La storicità del racconto è discussa. Storici non-cristiani e alcuni biblisti cristiani lo vedono come un dettaglio di un racconto midrashico di carattere haggadico [1]. Altri biblisti cristiani ne ammettono la veridicità storica. L'ipotesi "realista" odierna più comune identifica la stella con una triplice congiunzione di Giove e Saturno verificatasi nel 7 a.C nella costellazione dei Pesci.Il dibattito antico sulla natura della stella
Già nell'antichità le opinioni dei cristiani erano discordi, anche perché le opinioni dei filosofi sulla natura dei corpi celesti erano confuse. Secondo il filosofo ebreo Filone di Alessandria e prima di lui Platone e gli Stoici, le stelle "sono creature viventi, ma di un genere interamente spirituale"[2]. Perfino Aristotele espresse giudizi contraddittori sull'argomento. L'identificazione delle stelle con gli angeli traspare in molti testi biblici o della letteratura giudaica. Perciò diversi padri della chiesa, fra cui Giovanni Crisostomo, non videro alcuna contraddizione nel fatto che una stella, cioè un angelo, scendesse in terra a guidare i Magi sino alla stalla di Gesù, secondo la narrazione popolare e in analogia alla guida data a Israele durante l'Esodo (14,19; 23,20; 32,34; 33,2.
Una linea di pensiero completamente diversa compare in Origene, che sostenne che dovesse trattarsi di un evento naturale e non miracoloso. San Gerolamo, poi, combatté l'idea che le stelle potessero essere angeli e finalmente nel 553 il secondo concilio di Costantinopoli escluse tassativamente che i pianeti o le stelle potessero avere un'anima.
La maggior parte degli esegeti antichi, quindi, interpretarono la stella come un fenomeno celeste inanimato, naturale o portentoso, ma senza identificarlo con una cometa. Nell'iconografia cristiana antica, infatti, la stella non è mai rappresentata con la coda. L'esempio più antico è un affresco delle Catacombe di Priscilla (III-IV secolo).
La comune rappresentazione a forma di cometa e la dicitura "stella cometa" risalgono al fatto che Giotto, impressionato dal passaggio della Cometa di Halley nel 1301, la disegnò appunto come una cometa dalla lunga coda nella Cappella degli Scrovegni a Padova. A partire dal XV secolo il particolare ha avuto una straordinaria fortuna artistica, in particolare nelle rappresentazioni della natività e del presepe.
La coda risponde al desiderio di rappresentare un oggetto celeste che indichi una direzione, in accordo con la lettura popolare del testo evangelico.Testo del Vangelo
Ecco il testo di Matteo, in cui si riportano anche alcuni termini del testo originale greco:
« Gesù nacque a Betlemme di Giudea, al tempo del re Erode. Alcuni Magi giunsero da oriente a Gerusalemme e domandavano: "Dov'è il re dei Giudei che è nato? Abbiamo visto sorgere la sua stella (tòn astéra en têi anatolêi) e siamo venuti per adorarlo".
All'udire queste parole, il re Erode restò turbato e con lui tutta Gerusalemme. Riuniti tutti i sommi sacerdoti e gli scribi del popolo, s'informava da loro sul luogo in cui doveva nascere il Messia.
Gli risposero: "A Betlemme di Giudea, perché così è scritto per mezzo del profeta: E tu, Betlemme, terra di Giuda, non sei davvero il più piccolo capoluogo di Giuda: da te uscirà infatti un capo che pascerà il mio popolo, Israele".
Allora Erode, chiamati segretamente i Magi, si fece dire con esattezza da loro il tempo in cui era apparsa la stella e li inviò a Betlemme esortandoli: "Andate e informatevi accuratamente del bambino e, quando l'avrete trovato, fatemelo sapere, perché anch'io venga ad adorarlo".
Udite le parole del re, essi partirono. Ed ecco la stella (o astér), che avevano visto nel suo sorgere (en têi anatolêi), li precedeva (proêghen autoús), finché (eôs) giunse e si fermò sopra (estáthe epáno) il luogo dove si trovava il bambino.
Al vedere la stella, essi provarono una grandissima gioia. Entrati nella casa, videro il bambino con Maria sua madre, e prostratisi lo adorarono. Poi aprirono i loro scrigni e gli offrirono in dono oro, incenso e mirra.
Avvertiti poi in sogno di non tornare da Erode, per un'altra strada fecero ritorno al loro paese.
(...). Erode, accortosi che i Magi si erano presi gioco di lui, si infuriò e mandò ad uccidere tutti i bambini di Betlemme e del suo territorio dai due anni in giù, corrispondenti al tempo su cui era stato informato dai Magi. » (Matteo 2,1-12.16)
Come si può constatare, il racconto biblico non corrisponde esattamente alla comune tradizione popolare cristiana e contiene, invece, utili dettagli che occorre sottolineare:
Il testo non specifica quanto tempo dopo la nascita di Gesù fossero arrivati a Betlemme i Magi, né che Gesù e i suoi si trovassero ancora nel ricovero di fortuna (la "stalla") dove aveva avuto luogo il parto. Dal vangelo di Luca sappiamo che Giuseppe, Maria e Gesù rimasero a Betlemme almeno 40 giorni, cioè sino alla Presentazione al Tempio. La visita dei Magi e l'immediatamente successiva fuga in Egitto dovrebbero aver avuto luogo dopo questo evento, in contrasto con la tradizione liturgica, che lascia solo dodici giorni fra Natale ed Epifania;
Non si dice né che i Magi fossero re, né quale fosse il loro numero e il loro nome (si veda la voce Re Magi per l'origine di queste notizie);
Il termine "magi" indica l'appartenenza a una casta sacerdotale di astrologi zoroastriani, il cui centro più importante era Babilonia. Le parole en têi anatolêi (= "al suo sorgere") possono anche essere tradotte "in Oriente", rafforzando l'indicazione della provenienza dei Magi (a oriente di Gerusalemme c'era Babilonia e più in là la Persia);
Alternativamente la traduzione di en têi anatolêi come "in oriente" potrebbe indicare che la stella splendeva a est. Dato che più tardi, a Gerusalemme, la stella risulta splendere a sud, questa traduzione favorirebbe l'interpretazione della stella come una cometa;
Matteo, però, usa il termine "astér", più adatto per una stella che per una cometa;
Il testo non dice affatto che i Magi siano arrivati a Gerusalemme seguendo la stella, ma soltanto che la vista della stella li indusse a cercare notizie alla corte di Erode sulla nascita di un re dei Giudei;
Solo grazie ai Magi Erode fu informato della nascita di Gesù. Ciò potrebbe indicare che l'interpretazione dello (o degli) eventuali eventi astrologici non era ovvia per gli astrologi ellenistici, mentre era più chiara per quelli caldei.
I Magi "provarono una grandissima gioia" perché la posizione della stella corrispondeva proprio alla direzione di Betlemme, non perché fosse ricomparsa dopo un temporaneo occultamento. Il testo non afferma, ma non esclude, che la stella sia rimasta ininterrottamente visibile per tutto il viaggio (come necessario se fosse stata una cometa o una nova);
La stella splendeva a sud di Gerusalemme (questa, infatti, è la direzione di Betlemme);
Non si afferma neppure che la stella si sia fermata sopra la capanna (come nei presepi), ma solo che si trovava sopra la località di Betlemme;
L'indicazione che la stella stava sopra il luogo dove si trovava Gesù può avere molti significati. In testi coevi l'indicazione estáthe epáno è utilizzata per comete la cui coda è diretta verso l'alto. Secondo Mario Codebò, infine, il testo greco è ambiguo e potrebbe essere tradotto in modo completamente diverso da quello solito (inaugurato nella traduzione latina di San Gerolamo). Ad esempio il vangelo di Matteo potrebbe semplicemente dire che l'aurora sorse proprio quando i Magi arrivarono a Betlemme (la stella, quindi, non si fermò ma scomparve per la troppa luce);
L'uccisione di tutti i bambini di età inferiore ai due anni indica che l'evento o la sequenza di eventi significativi era iniziata ben due anni prima.Interpretazione midrashica
La presenza di una stella alla nascita di Gesù è un simbolo messianico. Il riferimento biblico è la profezia di Balaam su una stella, che sarebbe spuntata da Giacobbe Nm 24,17. Benché la stella sia stata spesso identificata col Re Davide, già prima della nascita di Cristo alcuni ebrei l'avevano identificata col Messia. Nel secondo secolo Origene ed Ireneo di Lione richiamarono questa profezia proprio in relazione alla Stella di Betlemme. L'identificazione messianica è ancora più chiara nella versione dei LXX (quella normalmente utilizzata dagli evangelisti), in cui lo "scettro", che sorge in Israele, è tradotto in greco con "uomo".
In accordo con la profezia di Balaam, il tema della "luce" compare in molte altre profezie tradizionalmente applicate al Messia, fra cui quella a cui questo passo è maggiormente collegata Is 60,1-6
Il carattere "nazionalistico" della profezia di Baalam potrebbe essere il motivo per cui la stella non compare nel vangelo di Luca, diretto ai "gentili" e agli ebrei ellenizzati.
Alcuni biblisti moderni seguono tuttora le tesi di Giovanni Crisostomo sopra delineate, integrandole con il metodo storico-critico di lettura dei testi biblici: la stella di Betlemme, quindi, potrebbe essere una invenzione narrativa appartenente al genere letterario ebraico del midrash. Il narratore avrebbe semplicemente voluto affermare in modo indiretto che Gesù era il Messia annunciato dall'Antico Testamento e avrebbe utilizzato a questo scopo gli stessi elementi simbolici usati dai profeti, senza probabilmente avere né la consapevolezza, né l'intenzione di introdurre elementi soprannaturali, che secoli dopo (ma non ai suoi tempi, come discusso sopra) molti lettori avrebbero considerato inverosimili.Tentativi di identificazione astronomica
Gli indizi astronomici utilizzati per spiegare la narrazione del vangelo di Matteo sono di due tipi: eventi astronomici eccezionali di grande effetto visibile come il passaggio di una cometa o il formarsi di una supernova oppure congiunzioni planetarie di speciale significato astrologico.
Queste ultime spiegherebbero meglio come i Magi hanno potuto capire di doversi recare proprio a Gerusalemme, dato che l'orientamento di ogni stella o evento astronomico rispetto ai punti cardinali cambia continuamente per effetto della rotazione terrestre; solo la stella polare resta fissa. Un evento astronomico naturale, quindi, non potrebbe indicare la direzione da Babilonia a Gerusalemme e infatti solo per il brevissimo tratto fra Gerusalemme e Betlemme (8 km) Matteo dice che la stella "precedeva" i Magi, indicando che essa si trovava in direzione sud nell'ora di approssimata durata dell'ultimo tratto di viaggio.
I due tipi di evento potrebbero anche essere combinati fra loro, assegnando a una congiunzione planetaria il ruolo "informativo" e a una supernova o a una cometa il ruolo "direzionale". Questa ipotesi fu proposta per la prima volta da Keplero e successivamente adottata da diversi autori, anche recenti.
Dato che la morte di Erode è datata perlopiù al 4 a.C., la maggior parte degli studiosi ha esaminato il periodo 8-4 a.C.; alcuni lavori, però, hanno trovato interessanti eventi astronomici anche nel successivo periodo 3-1 a. C., il biennio immediatamente precedente la data tradizionale di nascita di Gesù.
Eventi astronomici spettacolari
L'ipotesi di un evento eccezionale è in accordo con la descrizione fornita dal Protovangelo di Giacomo, uno scritto apocrifo del secondo secolo, secondo cui la Stella era “tanto brillante da far scomparire le altre stelle”. La fonte, tuttavia, non è sufficientemente attendibile da considerare vincolante questo dettaglio. Un evento eccezionale, inoltre, sarebbe stato notato da tutti ed Erode non avrebbe avuto bisogno di chiedere ai Magi la data precisa di inizio dell'evento. L'evento eccezionale, se davvero ebbe luogo, deve essere stato preceduto da altri eventi astronomici, il cui significato era comprensibile solo da astrologi.Una cometa
foto:keywordpicture.com
L'ipotesi che la stella di Betlemme fosse una cometa, o qualcosa di simile, risale a Origene, che non si basa su tradizioni precedenti, ma suppone che si sia trattato di una nuova "stella", cioè di un evento eccezionale, probabilmente allo scopo di non deviare dal rifiuto della pratica astrologica, consueto fra i cristiani. Origene cita il perduto trattato "Sulle comete", scritto dal precettore di Nerone, Cheremone, secondo il quale era prassi accettata che l'apparizione di comete o nuovi astri segnalasse la nascita di importanti personaggi ed era quindi plausibile che i Magi si fossero messi in viaggio al suo apparire.
È stato proposto che la Stella fosse la cometa di Halley, che fu visibile nel 12 a.C., ma questa data non è compatibile con l'opinione corrente della maggior parte degli storici, che datano la nascita di Gesù tra il 7 e il 4 a.C. Non si conosce il passaggio di altre comete nel periodo d'interesse, eccetto forse un evento del 5 a.C., descritto dagli astronomi cinesi come una cometa, ma oggi spesso reinterpretato come una supernova. L'identificazione della Stella con questa cometa è sostenuta, ad esempio, da Colin Humphreys, che la utilizza per datare la nascita di Cristo attorno alla Pasqua del 5 a.C.
Come detto sopra, l'identificazione della "stella" con una cometa diventò opinione comune solo nel XV secolo, un secolo dopo l'opera di Giotto.
Continua......
fonte: wikipedia
Edited by Rocco007 - 19/9/2011, 22:53. -
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Una Nova
Alcuni studi, invece, hanno trovato traccia di esplosione di supernove:
Nel 1977 un gruppo di ricercatori inglesi (Clark, Parkinson e Stephenson) hanno rilevato che gli annali astronomici cinesi registrano nel marzo del 5 a.C. l'apparizione di un oggetto brillante, probabilmente una nova, che rimase visibile per circa 70 giorni tra le costellazioni dell'Aquila e del Capricorno. Si tratta quasi certamente di un oggetto rilevato anche dagli astronomi coreani, anche se le loro registrazioni contengono imprecisioni, dovute verosimilmente ad errori di trascrizione. Se i Magi si misero in viaggio dalla Mesopotamia al suo apparire, poterono raggiungere la Giudea in aprile/maggio: in quel periodo, all'alba era visibile da Gerusalemme in direzione sud, cioè verso Betlemme, in perfetta corrispondenza con il racconto evangelico.
Una recente ipotesi suggerisce che la stella di Betlemme fosse una supernova o una ipernova, le cui tracce sono state scoperte nei pressi della galassia di Andromeda. La datazione di questo evento non è attualmente possibile, ma potrebbe diventarlo col progresso della tecnologia. Frank Tipler, però, osserva che una supernova in Andromeda spiegherebbe in modo letterale un aspetto misterioso del vangelo di Matteo: il fermarsi della stella proprio sopra Betlemme. Il "fermarsi" indicherebbe il raggiungimento dello zenit, istante in cui la stella cessa di fornire una indicazione direzionale.Congiunzioni planetarie
Molti studiosi hanno suggerito che la stella di Betlemme non fosse una stella o una cometa, ma il pianeta Giove in congiunzione con altri pianeti meno luminosi. Keplero (De anno natali Christi, 1614) per primo segnalò che nel 7 a.C. vi fu una tripla congiunzione di Giove con Saturno nella costellazione dei Pesci. Il fenomeno aveva attirato l'attenzione anche degli astronomi caldei, che lo avevano previsto sin dall'anno precedente. La tavoletta con la previsione del fenomeno, datata 8 a. C., è stata trovata in ben quattro copie in siti diversi (fatto molto raro); ciò segnala l'interesse degli astrologi antichi per il fenomeno.
I due pianeti entrarono nella costellazione dei Pesci in corrispondenza all'equinozio di primavera, visibili a oriente subito dopo il tramonto, e vi rimasero per circa un anno, avvicinandosi tra loro per ben tre volte. Prima di uscirne furono raggiunti anche da Marte. Perciò nel febbraio del 6 a.C. vi furono simultaneamente le congiunzioni di Giove con la Luna e di Marte con Saturno, entrambe nella costellazione dei Pesci. Poco dopo Giove entrò nella costellazione dell'Ariete, dove secondo l'astronomo Michael Molnar ebbe due congiunzioni con la luna, così prossime da essere occultato (evento calcolabile con i computer odierni, ma non prevedibile nell'antichità). Secondo Molnar furono particolarmente significativi l'occultamento del 17 aprile e la stazionarietà di Giove il 19 dicembre del 6 a.C.[20].
Negli anni 7-6 a.C. vi fu quindi una sequenza di eventi astrali durata circa diciotto mesi e variamente interpretata dagli studiosi utilizzando testi astrologici ebraici, ellenistici e babilonesi. La sequenza era centrata sul pianeta Giove, il più luminoso dopo Venere e quello che nella mitologia antica era il Dio creatore degli uomini (Marduk per i Babilonesi, Zeus per i Greci).
Altre sette congiunzioni molto significative dal punto di vista astrologico ebbero luogo negli anni 3-2 a.C (cioè nei due anni antecedenti la data di nascita di Gesù secondo la tradizione cristiana). Tre di esse implicarono Giove e la stella Regolo della costellazione del Leone, anch'essa un simbolo regale. Altre, verificatesi sempre nei pressi di Regolo implicarono Venere e altri pianeti, fra cui Marte e Mercurio.
Gli eventi astrali del 7-6 a.C. sono quelli ritenuti più interessanti dalla maggioranza degli studiosi.La tripla congiunzione Giove-Saturno del 7 a.C.
Ogni 19 anni e 314 giorni Giove e Saturno si allineano con il sole. Normalmente queste congiunzioni sono brevissime e sono visibili per poche ore all'alba o al tramonto o addirittura sono completamente invisibili, perché la terra è in opposizione. Dato che il periodo di rivoluzione della terra è molto più breve di quello dei due pianeti, essa riesce perlopiù ad allinearsi con il sole e con i due pianeti, prima che essi si siano separati significativamente. L'allineamento geocentrico dei due pianeti ha, quindi, lo stesso periodo medio del loro allineamento eliocentrico, ma si verifica in modo più irregolare (anticipando o posticipando di qualche mese) a causa del moto della terra lungo la sua orbita.
Quando però anche la terra è esattamente allineata con i due pianeti nel giorno in cui essi sono allineati col sole, la congiunzione è preceduta e seguita a distanza di circa cento giorni da altre due congiunzioni con allineamento geocentrico, ma non eliocentrico. Le congiunzioni multiple sono un effetto dovuto alla maggior velocità angolare della terra, che determina un moto retrogrado apparente di Giove e Saturno fra la prima e l'ultima congiunzione. L'effetto è maggiore per il pianeta più vicino (Giove) determinando un moto retrogrado più veloce, che porta apparentemente Giove a intersecare nuovamente la traiettoria di Saturno. Quando poi il moto retrogrado si esaurisce e anzi il moto apparente è accelerato nella normale direzione, avviene l'ultima congiunzione.
Se, poi, nel giorno dell'allineamento eliocentrico dei due pianeti, la terra, pur non essendo perfettamente allineata anch'essa, si trova in un settore angolare di più o meno 30º, si verificano comunque congiunzioni multiple ma non più equidistanziate, e al limite la congiunzione centrale viene a sovrapporsi ad una di quelle estreme per cui la congiunzione tripla si riduce ad una pseudodoppia.
Le congiunzioni multiple si verificano in media ogni 120 anni, mentre secondo De Cesaris quelle in cui la terra è anch'essa molto prossima all'allineamento eliocentrico, si verificano in media ogni 500 anni. La frequenza si riduce ulteriormente se si richiedono condizioni aggiuntive, come il verificarsi entro una specifica casa dello Zodiaco.
Secondo Keplero le tre congiunzioni del 7 a.C. avrebbero avuto luogo il 29 maggio, il 29 settembre e il 5 dicembre, ma i calcoli di altri autori spostano queste date di alcuni giorni. La congiunzione quasi-eliocentrica del 29 settembre si verificò nei pressi della luna piena e poco dopo l'equinozio d'autunno.
Come mai una di queste congiunzioni planetarie potrebbe aver spinto i Magi a recarsi alla corte di Erode? Occorre evidentemente che l'evento fosse considerato eccezionale e che avesse un particolare significato astrologico. Vediamo, ad esempio, come queste condizioni si realizzarono per la tripla congiunzione di Giove e Saturno del 7 a.C.
Già nell'VIII secolo d.C. l'astrologo persiano Masha'allah ibn Athari, utilizzando dati e teorie astrologiche di origine iranica e babilonese, sostenne che ogni importante cambiamento religioso o politico, fra cui le nascite di Cristo e di Maometto, era collegato alla congiunzione fra Giove e Saturno. Un'interpretazione più dettagliata, basata su notizie fornite da Isaac Abrabanel, uno scrittore medievale ebreo, è pubblicata da Rosenberg. Il pianeta Saturno sarebbe il Padre divino, Giove il figlio e la costellazione dei Pesci sarebbe collegata con il popolo di Israele. Anche secondo l'assiriologo Simo Parpola l'evento del 7 a.C. sarebbe risultato di grande importanza per gli astrologhi caldei e avrebbe annunciato "la fine del vecchio ordine del mondo e la nascita di un nuovo re mandato da Dio". Infine Ettore Bianchi, Mario Codebò e Giuseppe Veneziano hanno sottolineato che proprio all'epoca della nascita di Cristo vi fu il trapasso dall'Era dell'Ariete all'Era dei Pesci, per cui durante gli equinozi il sole sarebbe entrato nelle costellazioni dei Pesci e della Vergine e sarebbe dovuta ritornare l'Età dell'oro. Qualunque evento astrale nella costellazione dei Pesci avrebbe avuto una risonanza fortissima fra gli astrologi di qualsiasi cultura, come testimonia anche l'ecloga IV di Virgilio, in cui si canta l'avvento dei Saturnia Regna . Secondo l'astrologia iranica e indiana l'età dell'oro torna ogni dodicimila anni.
Alcuni esempi illustrativi
I dati astronomici sopra illustrati sono numerosi e le incertezze sulla datazione della nascita di Gesù così ampie, che non c'è difficoltà a trovare molteplici possibilità d'accordo. Le possibilità sono accresciute anche dalla molteplicità degli eventi biblici: il primo segnale astrologico potrebbe corrispondere non alla nascita, ma al concepimento di Gesù o addirittura a quello dell'annuncio a San Zaccaria, che diede l'avvio alla sequenza di eventi. La significatività di ogni coincidenza è quindi limitata.
A titolo illustrativo, riassumiamo alcune possibilità:
David Hughes e più recentemente Simo Parpola collocano tutti gli eventi nell'autunno del 7 a.C.; la nascita di Gesù sarebbe avvenuta in corrispondenza alla congiunzione equinoziale (6 ottobre), mentre l'arrivo dei Magi sarebbe da collocarsi in corrispondenza all'ultima congiunzione nei primi giorni di dicembre. Il pregio di questa proposta è che essi avrebbero osservato a Gerusalemme proprio un nuovo verificarsi dell'evento che avevano osservato in patria in accordo con Mt 2,10. Dato che la prima congiunzione si era verificata solo sei mesi prima, resta incerto il motivo per cui Erode avrebbe fatto uccidere tutti i bambini di Betlemme con meno di due anni;
Michael Molnar enfatizza solo gli eventi del 6 a.C. e il ruolo di Giove, collocando la visita dei Magi nel dicembre di quell'anno;
Per diversi autori, fra cui più recentemente Colin Humphreys, gli eventi del 7 e del 6 a.C. avrebbero avuto solo un ruolo di "allerta astrologica", mentre la nascita di Cristo avrebbe avuto luogo solo in coincidenza con (o poco dopo) la cometa/supernova del marzo 5 a.C. Dato che la "cometa" fu osservata dagli astronomi cinesi per 70 giorni, i Magi ebbero tutto il tempo per osservare la sua prima comparsa, decidere di mettersi in viaggio ed arrivare a Gerusalemme entro i due mesi successivi. Questa soluzione spiega il comportamento di Erode, al prezzo di introdurre due eventi, mentre il vangelo parlerebbe solo del secondo.
Proviamo, infine, a collocare la Natività il 25 dicembre del 6 a. C., una data il cui anno raccoglie grande consenso fra gli storici e il cui giorno accontenta anche i credenti tradizionalisti. Alcuni dei dati astronomici sopra discussi si collocano nella narrazione biblica come segue:
Settembre-Ottobre 7 a.C.: Annuncio dell'angelo a San Zaccaria e concepimento del Battista; avvio della catena di eventi che conduce alla nascita di Gesù (circa 180 giorni prima del concepimento di Gesù secondo Luca);
congiunzione di Giove e Saturno nella costellazione dei Pesci (la congiunzione astrologicamente più importante perché anche il sole era allineato con la terra e i pianeti, pur trovandosi nella costellazione della Vergine).
Marzo-Aprile del 6 a.C.: Annunciazione a Maria e concepimento di Gesù (circa 266 prima del Natale);
Nel febbraio Marte raggiunge Giove e Saturno nella Costellazione dei Pesci, congiunzioni di Marte con Saturno e di Giove con la Luna e successivo occultamento di Giove da parte della Luna nella costellazione dell'Ariete (17 aprile).
2 febbraio del 5 a.C.: Presentazione di Gesù al Tempio, durante la quale Simeone il Giusto pronuncia il Nunc dimittis (40 dopo Natale per obbedire la legge mosaica), seguita in data imprecisata dalla visita dei Magi;
L'esplosione di una supernova (o la comparsa di una cometa) in marzo annuncia ai Magi la realizzazione della profezia significata dalla misteriosa triplice congiunzione di due anni prima, spingendoli a partire per Gerusalemme; la profezia di Michea e la luce della stella li guidano a Betlemme. Erode uccide tutti i nati dall'avvio della triplice congiunzione (maggio 7 a.C.).
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