Lo scintillio delle stelle ha da sempre richiamato l'attenzione dell'uomo. Numerosi, tra filosofi, poeti, scrittori, e persino musicisti, hanno tratto ispirazione per le proprie opere dal cielo stellato: Omero citava le Pleiadi, Arato narrava i miti legati alle costellazioni, Leopardi citava le vaghe stelle dell'Orsa, gli autori fantascientifici ambientarono le loro storie in sistemi planetari fittizi orbitanti attorno a diverse stelle.
Questo portale, sviluppato e gestito dal Progetto:Astronomia, ha lo scopo di illustrare in maniera semplice e chiara le caratteristiche generali delle stelle, focalizzando l'attenzione anche su alcune stelle degne di nota e sulle figure che esse compongono sulla sfera celeste: le costellazioni e gli asterismi. Da questa pagina si può avere un rapido accesso alle voci specifiche presenti su it.wiki e alle categorie che le raggruppano.
Nomenclatura delle stelle variabili, basata sulle maiuscole dell'alfabeto latino (a partire dalla R, non dalla A), seguite dal genitivo della costellazione; in alcune costellazioni il numero di stelle variabili è tale che si utilizza una nomenclatura basata sulla lettera V (che sta per variable) seguita da un numero e dal genitivo della costellazione. Esempi: S Doradus, RR Lyrae, V838 Monocerotis ecc.
Il progredire dell'astronomia osservativa e l'utilizzo di strumenti sempre più avanzati ha reso necessaria l'adozione di altri sistemi di nomenclatura, che hanno dato origine ad estesi cataloghi stellari.
Cataloghi stellari (tra parentesi la sigla di catalogo)
La classificazione spettrale Morgan-Keenan si basa sulla temperatura superficiale (e quindi sul colore), che consentono di suddividere le stelle in tipi spettrali; in ordine decrescente di temperatura sono: W, O, B, A, F, G, K, M (R, N, S), L e T; ogni tipo spettrale è ulteriormente suddiviso in dieci sottoclassi, da 0 (la sottoclasse più calda) a 9 (la meno calda).
La classificazione di alcune stelle richiede l'uso di lettere supplementari per descrivere delle particolarità spettrali: ad esempio, e indica la presenza di linee di emissione, m indica un livello straordinariamente alto di metalli e var indica una variabilità nel tipo spettrale.
Esistono diverse tipologie stellari, ognuna con delle caratteristiche fisico-chimiche proprie. La lista che segue raccoglie le principali tipologie stellari.
I parametri stellari sono espressi convenzionalmente secondo le unità di misura del Sistema Internazionale. Massa, luminosità e raggio sono spesso dati anche in unità solari, un sistema basato sulle caratteristiche del Sole:
Grandezze maggiori, come il raggio di una supergigante o ipergigante o il semiasse maggiore di un sistema binario, sono spesso espresse in unità astronomiche (U.A.), equivalenti alla distanza media Terra-Sole (~150 milioni di km).
Le distanze che intercorrono tra le stelle sono espresse in anni luce (a.l.), che è la distanza, pari a 9,4608 × 1015 m, percorsa dalla luce nel vuoto in un anno. Un'altra unità di misura è il parsec (pc; 1 pc= 3,2615 a.l), definito come la distanza dalla Terra di una stella che ha una parallasse annua di un secondo d'arco. La stella più vicina al Sole, Proxima Centauri, dista 4,2 a.l (1,34 parsec).
Il diagramma H-R è una rappresentazione grafica che mette in relazione luminosità e temperatura superficiale di una stella e consente agli astrofisici di determinarne l'età e lo stadio evolutivo.
Il termine evoluzione stellare indica i cambiamenti che una stella sperimenta nel corso della sua esistenza, durante la quale varia, anche in maniera molto accentuata, di dimensioni, luminosità e, in certi casi, di massa. Lo studio dell'evoluzione stellare si basa su modelli teorici fisico-matematici, poiché per l'uomo è impossibile seguire l'intero ciclo vitale di una stella a causa dei tempi molto lunghi (milioni o miliardi di anni).
Le stelle si formano a partire dal collasso gravitazionale di una nube molecolare o di un complesso molecolare gigante, che porta alla formazione di una o più protostelle, circondate da un disco di accrescimento. Dopo un tempo variabile, dipendente dalla massa, la stella neoformata entra nella sequenza principale, preceduta, nel caso delle stelle meno massicce (fino a 8 M☉), da una fase di pre-sequenza principale, che termina quando nel nucleo dell'oggetto ha inizio la fusione dell'idrogeno. Gli oggetti che si trovano in uno stadio evolutivo antecedente la sequenza principale sono detti oggetti stellari giovani (YSO). La durata della sequenza principale e la successiva evoluzione dipendono dalla massa e, in minima parte, dalla metallicità e dal campo magnetico dell'astro. Al termine della sequenza principale la stella attraversa diverse fasi di instabilità: il nucleo collassa, mentre gli strati più esterni vengono espulsi in maniera più o meno violenta; ciò che resta è un oggetto estremamente denso, una stella degenere.
Di seguito sono riportati i modelli evolutivi calcolati per alcune stelle in base alla loro massa.
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 (nell'immagine), ha un'età stimata di 13,2 miliardi di anni. La durata del ciclo vitale di una stella dipende dalla massa al momento della formazione: quanto più una stella è massiccia, tanto più la durata del suo ciclo vitale è breve.
Al momento della formazione, le stelle sono composte prevalentemente da idrogeno ed elio, con una piccola percentuale di elementi più pesanti, detti metalli, la cui quantità è detta metallicità; è curioso notare come elementi, quali ossigeno e carbonio, siano annoverati, in astrofisica, nella categoria "metalli", pur non essendolo dal punto di vista chimico.
Composizione fotosferica di una stella come il Sole
La percentuale dei singoli elementi varia da stella a stella a seconda della popolazione cui essa appartiene, e, dunque, della sua età: determinare la composizione chimica di una stella può, quindi, aiutare a determinarne l'età.
Esistono poi stelle caratterizzate da abbondanze di "metalli" particolarmente elevate: si tratta delle stelle peculiari.
Il campo magnetico superficiale della giovane stella T TauriSU Aur riscostruito tramite lo Zeeman-Doppler imaging.
Il campo magnetico di una stella si genera nella zona convettiva, nella quale il plasma, messo in movimento dalle correnti convettive, 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, e dunque dall'età: stelle molto giovani, caratterizzate da rapide rotazioni, hanno anche intensi campi magnetici. Durante la loro evoluzione, le stelle tendono ad avere attività magnetiche sempre meno intense, soggette a variazioni cicliche, e rotazioni piuttosto lente: infatti i campi magnetici interagiscono con i venti stellari frenando la rotazione.
L'attività mangetica è all'origine di diversi fenomeni legati principalmente agli strati più esterni della stella; di seguito saranno elencati i principali.
Le stelle degeneri, in particolare le stelle di neutroni (pulsar), possiedono una rotazione molto rapida, con periodi spesso inferiori al secondo; alcune stelle di neutroni, dette magnetar, possiedono invece campi magnetici estremamente intensi.
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Reazioni nucleari
La fusione dell'idrogeno
Nei nuclei stellari hanno luogo numerosi processi di fusione nucleare che, in base alla massa, alla composizione chimica e all'età dell'astro, danno origine a nuovi elementi secondo un fenomeno detto nucleosintesi. Durante la sequenza principale le reazioni prevalenti riguardano la fusione dell'idrogeno in elio, in cui quattro nuclei di prozio si fondono in uno di elio, liberando energia secondo l'equazioneE=mc².
Sono due i metodi più utilizzati per fondere l'idrogeno: le stelle meno massicce si servono della catena protone-protone, mentre le più massicce fanno ricorso al ciclo CNO, più "efficiente" rispetto alla catena protone-protone, ma che richiede temperature più alte.
Al termine della sequenza principale subentrano altri processi nucleari: le stelle da 0,5 ad 8 M☉ fondono l'elio in carbonio secondo il processo tre alfa, mentre le stelle più massicce sono in grado di fondere anche i successivi elementi più pesanti, in un nucleo in progressiva contrazione, tramite processi specifici per ogni classe di elementi. Il seguente specchio raccoglie i principali processi nucleosintetici.
Alcune stelle mostrano delle variazioni periodiche o improvvise nella luminosità; sono dette per questo motivo stelle variabili, e si dividono in due categorie: le variabili intrinseche e le variabili estrinseche. Le cosiddette variabili intrinseche possono essere suddivise a loro volta in tre categorie principali:
Variabili pulsanti: stelle che, in una determinata fase della loro evoluzione, manifestano delle pulsazioni più o meno regolari e variano, oltre che di luminosità, anche di dimensioni in un arco di tempo che varia da alcuni minuti ad alcuni anni, a seconda delle proprie dimensioni.
Variabili eruttive: stelle che manifestano improvvisi aumenti nella luminosità, causati da fenomeni eruttivi o esplosivi di moderata entità legati all'attività magnetica.
Le stelle possono anche variare la propria luminosità per fattori estrinseci; in questo caso prendono il nome di variabili estrinseche. A questa classe appartengono le binarie a eclisse (nell'immagine) e le stelle che, ruotando, mostrano periodicamente delle vaste macchie fotosferiche.
Fotografia della cintura asteroidale e del pianeta in orbita attorno a Fomalhaut.
Sono noti oltre 3600 pianeti orbitanti in sistemi planetari attorno a stelle diverse dal Sole; si tratta dei pianeti extrasolari, la maggior parte dei quali scoperti tramite metodi indiretti. Per via dei limiti delle attuali tecniche, la maggior parte dei pianeti scoperti sono giganti gassosi di massa paragonabile a Giove, più rari i pianeti rocciosi massicci del tipo Super Terra. In alcuni di questi sistemi sono inoltre presenti delle cinture asteroidali.
La ricerca di esopianeti coincide con la ricerca di mondi in grado di supportare delle forme di vita.
PSR 1257+12 - il primo sistema extrasolare scoperto, oltre ad essere il primo sistema multiplo e il primo sistema orbitante attorno ad una pulsar.
υ Andromedae - il primo sistema planetario multiplo intorno una stella appartenente di sequenza principale, scoperto nell'aprile1999.
PSR B1620-26 - il primo sistema planetario a più stelle.
55 Cancri - il più numeroso sistema planetario scoperto (5 pianeti nel dicembre2007), a parte il sistema solare.
Gliese 876 - il primo sistema orbitante attorno ad una nana rossa; il primo sistema in cui sia stato scoperto un fenomeno di risonanza orbitale, a parte il sistema solare.
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. Ogni stella presenta una struttura interna ad involucri concentrici.
Schema sulle strutture interne di differenti tipi di stelle; le curve rappresentano la zona convettiva, le linee spezzate la zona radiativa.
Nella parte più interna della stella si trova il nucleo, in cui avviene la fusione nucleare, sorgente dell'energia della stella.
Al di sopra del nucleo si trovano altri due strati: la zona radiativa e la zona convettiva. La prima è quella regione in cui il trasferimento dell'energia avviene per irraggiamento; la seconda è quella in cui l'energia viene trasportata tramite moti convettivi. La posizione delle due zone cambia a seconda della massa e della classe spettrale dell'astro: nelle stelle massicce la zona convettiva è posta in profondità, adiacente al nucleo, mentre la zona radiativa è posta subito al di sopra; nelle stelle meno massicce, come il Sole, le posizioni sono invertite. Le stelle con massa inferiore a 0,4 masse solari presentano solamente una zona convettiva che previene l'accumulo precoce di elio inerte nel nucleo.
La porzione visibile di una stella di sequenza principale è detta fotosfera e costituisce la superficie dell'astro; al di sopra di essa si staglia l'atmosfera stellare.
A causa della grande distanza, le stelle, eccetto il Sole, appaiono come minuscoli punti brillanti nel cielo notturno, scintillanti a causa del seeingatmosferico.
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.
Una stella, per essere tale, deve possedere una massa minima di almeno 1,5913 × 1029kg (0,08 M☉), che le consente di innescare la fusione dell'idrogeno. Le stelle più massicce non possono invece superare i 3,9782 × 1032 kg (120-150 M☉); la ragione di questo limite non è ancora ben nota, ma gli astrofisici ritengono che sia dovuto al limite di Eddington.
La combinazione di raggio e massa determina la gravità superficiale della stella.
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Moti spaziali
I moti di una stella nello spazio 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 spaziale di una stella sono la velocità radiale ed il moto proprio.
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 della Stella di Barnard.
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, la quale sfrutta il cambiamento di posizione assunto dalla Terra ogni sei mesi durante il suo moto orbitale, per determinare lo spostamento apparente di una stella rispetto alle stelle più lontane, dette "fisse". Le stelle che presentano dei grandi valori di moto proprio sono le più vicine 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.
La luminosità si misura anche tramite la magnitudine. La magnitudine apparente misura la luminosità percepita dall'osservatore e dipende dalla luminosità reale della stella, dalla sua distanza dalla Terra e dal seeing atmosferico. La magnitudine assoluta 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 legata alla luminosità reale della stella. Entrambe le scale hanno un andamento logaritmico: una variazione un'unità di magnitudine equivale infatti ad una variazione di luminosità di 2,5 volte.
55 Cancri vista progressivamente dai suoi pianeti.
55 Cancri (ρ1 Cancri / ρ1 Cnc) è una stella doppia, distante 40,9 anni luce dal sistema solare, posta in direzione della costellazione del Cancro. Il sistema è costituito da due stelle di sequenza principale, una nana gialla (55 Cnc A) di classe spettrale G8V ed una nana rossa di classe M3.5-4V; le due componenti sono separate da 1065 U.A.
La stella è all'estremo limite di osservabilità ad occhio nudo (magnitudine apparente +5,95), sebbene la sua luminosità venga incrementata apparentemente dalla presenza a pochi minuti d'arco dalla stella 53 Cancri, di magnitudine apparente molto simile, sicché la coppia diventa visibile come una stellina minuta poco ad est di Iota Cancri. Un binocolo consente già di scindere le componenti, che appaiono la prima gialla e la seconda rossa; in realtà, mentre 55 Cancri è una delle stelle relativamente più vicine al Sistema solare, 53 Cancri è una gigante rossa molto più lontana.
55 Cancri A è una rara "stella super ricca in metalli", le cui dimensioni sono appena inferiori di quelle del nostro Sole; tuttavia è una stella molto particolare, in quanto possiede in orbita il più nutrito sistema planetario, dopo il sistema solare: infatti, attorno a 55 Cnc A orbitano 5 pianeti noti (in ordine di distanza sono: 55 Cancri e, b, c, f – posto nella zona abitabile – e d), quattro dei quali hanno una massa simile a quella di Giove e di Saturno, mentre il più interno ha una massa simile a quella di Nettuno. Attorno alla stella orbita anche una cintura asteroidale simile alla cintura di Kuiper, posta ad una distanza dalla stella centrale di 40 UA e un'inclinazione di 25° rispetto al piano di osservazione.
L'asterismo del Triangolo Invernale, tra le costellazioni di Cane Maggiore, Cane Minore, Orione e Unicorno.
L'uomo, spinto da esigenze pratiche (come la navigazione) o esoterico-religiose, nel corso della storia ha associato a particolari figure le stelle che appaiono vicine sulla sfera celeste, creando le costellazioni e gli asterismi. Le stelle di una costellazione o di un asterismo raramente hanno qualche relazione astrofisica tra loro; appaiono semplicemente vicine per un effetto prospettico.
Il raggruppamento delle stelle in costellazioni è essenzialmente arbitrario, e differenti culture hanno definito differenti costellazioni, anche se alcune delle figure più caratteristiche tendono a ricorrere con lo stesso nome in quasi tutte le culture.
L'Unione Astronomica Internazionale suddivide il cielo in 88 costellazioni con confini precisi, di modo che ogni punto della sfera celeste appartenga ad una ed una sola costellazione. I nomi delle costellazioni boreali ricalcano quelli assegnati da Claudio Tolomeo e si basano sul vasto repertorio della mitologia della Grecia classica, mentre le costellazioni dell'emisfero australe sono state battezzate in età illuministica con nomi che celebrino le opere dell'ingegno umano.
L'Idra (in latinoHydra, g.Hydrae, abbreviazione Hya) è la più estesa delle 88 costellazioni moderne, una delle 48 costellazioni elencate da Tolomeo.
Da est, in senso orario, confina con: Sestante, Cratere, Corvo, Vergine, Bilancia, Lupo, Centauro, Macchina Pneumatica, Bussola, Poppa, Unicorno, Cane Minore e Cancro.
La costellazione si snoda ad una ventina di gradi dalla scia della Via Lattea. Il periodo più adatto alla sua osservazione nel cielo serale ricade fra i mesi di marzo e giugno, ossia quando è visibile per intero; essendo inoltre una costellazione contenuta quasi interamente nell'emisfero australe, alle latitudini settentrionali si presenta sempre piuttosto bassa sull'orizzonte.
Nonostante la sua grande estensione (1303 gradi quadrati, circa il 3,16% della volta celeste), contiene solo una stella ragionevolmente luminosa: Alphard (α Hya, magn. 1,99), che spicca in una zona priva di stelle luminose. Altre stelle degne di nota sono γ Hydrae (magn. 2,99), ζ Hydrae e ν Hydrae (magn. 3,11).
La costellazione si trova in un'area priva di oggetti del profondo cielo di una certa importanza; gli oggetti brillanti sono pochi e molto distanti fra di loro. Notevoli sono l'ammasso apertoM48, l'ammasso globulareM68, la nebulosa planetariaNGC 3242 e la galassia a spiraleM83.
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