Stella

Etimologia#

La parola italiana deriva dal latino stēlla, probabilmente da una forma più antica *stērla. È imparentata con il latino astrum e con il greco astḗr (ἀστήρ) e ástron (ἄστρον): tutte queste voci risalgono a una radice indoeuropea comune, da cui provengono anche l’inglese star e il tedesco Stern. Dal ramo greco discendono i termini scientifici che cominciano con astro-, come astronomia e astrofisica.

Da luci nel cielo a soli lontani#

Fra tutte le stelle ce n’è una che non abbiamo bisogno di cercare nel cielo notturno: il Sole. È quella che crea la luce del giorno, l’unica che vediamo come un disco e non come un punto e la sola di cui sentiamo il calore. Oggi sappiamo che il Sole è una stella e che le stelle sono soli, ma nell’antichità non era così: per arrivare a questa conclusione servirono più di duemila anni. Bisognava prima capire che cosa fosse il Sole e da dove venissero la sua luce e il suo calore e, poi, riconoscere nelle stelle corpi della stessa natura, resi puntiformi e fiochi dalla distanza.

Nel mondo antico una “stella” era qualunque punto luminoso visibile nel cielo notturno. Si distinguevano le stelle fisse, che apparivano reciprocamente immobili nel cielo, dalle stelle mobili, la cui posizione variava nel tempo rispetto a quelle fisse. I Greci chiamavano astḕr planḗtēs, cioè “astro vagante”, un corpo celeste di questo tipo. Rimase poi solo planḗtēs, da cui, attraverso il latino planeta, l’italiano ‘pianeta’. Fra gli astri vaganti c’erano anche il Sole e la Luna, perché si spostano rispetto alle stelle fisse. Per gli astronomi greci, e per quelli che ne ereditarono la tradizione fino a Copernico, i pianeti erano sette e il Sole era uno di loro: un pianeta, non una stella.

Il linguaggio comune conserva le tracce di quell’uso ampio del termine ‘stella’: chiamiamo ancora oggi “stelle cadenti” le meteore, scie luminose prodotte da piccoli frammenti di roccia o di polvere che bruciano entrando nell’atmosfera e che nulla hanno a che fare con le stelle propriamente dette. E “stella cometa” è l’astro che, nella tradizione cristiana, guidò i Re Magi a portare doni a Gesù.

Quanto alla natura fisica del Sole e degli altri punti luminosi visibili di notte sulla volta celeste, non esisteva alcuna tecnologia in grado di fornire informazioni utili. L’unico strumento disponibile era la speculazione intellettuale, basata sull’osservazione dei fenomeni visibili a occhio nudo: era ciò che formava il fondamento della cosiddetta filosofia naturale.

Nel V secolo a.C. il filosofo Anassagora sostenne che il Sole era una massa incandescente, una pietra infuocata più grande del Peloponneso, e per questa idea fu accusato di empietà dagli ateniesi. Secondo le testimonianze antiche, per Anassagora anche la Luna e tutte le stelle erano pietre infuocate, troppo lontane affinché il loro calore giungesse fino a noi. Secondo le fonti storiche, fu dunque il filosofo greco nato in Asia Minore il primo a concepire il Sole e le stelle come corpi materiali della stessa specie e ad attribuire la debolezza della luce delle stelle alla loro distanza. Fu un’intuizione geniale, ma isolata: a prevalere, per molti secoli, fu la visione di Aristotele.

Per Aristotele, tutte le cose terrene erano fatte da mutevoli mescolanze di quattro elementi: terra, acqua, aria e fuoco. Ma le stelle erano fatte di una sostanza diversa, un quinto elemento detto etere, per sua natura incorruttibile. L’influenza del filosofo di Stagira sul pensiero successivo fu immensa e per circa due millenni quasi nessuno osò mettere in dubbio che tutto ciò che si trovava in cielo oltre la Luna fosse davvero immutabile.

Ma, se il Sole era fatto di etere e non di fuoco, da dove venivano la sua luce e il suo calore? Aristotele rispose nel De caelo che i corpi celesti non sono caldi in sé: sono i loro movimenti a produrre luce e calore, riscaldando per attrito l’aria sottostante, e questo effetto è massimo nella regione dove si muove il Sole. Il calore del Sole non era dunque una sua proprietà, ma una conseguenza del suo moto.

Per tutto il Medioevo il Sole rimase uno dei sette pianeti, trasportato dalla propria sfera intorno alla Terra, mentre le stelle erano punti di luce fissati sulla sfera più esterna del cosmo. Quando nel 1543 Niccolò Copernico pose il Sole al centro del sistema dei pianeti, lo fece soprattutto per ragioni astronomiche: il nuovo sistema, detto eliocentrico, gli sembrava più semplice di quello tolemaico e spiegava in modo naturale perché i pianeti, di tanto in tanto, sembrano tornare indietro nel cielo². Ma Copernico vedeva nel Sole anche il più nobile dei corpi celesti: nel De revolutionibus lo paragonò alla lampada di un tempio bellissimo, alla quale spettava per natura il posto centrale. Il Sole, dunque, cambiava posto nello schema del cosmo e, con il posto, anche rango: non era più uno dei sette pianeti, ma un astro unico, senza eguali nel cielo.

E le stelle del firmamento? Già nel 1576 l’inglese Thomas Digges, presentando ai suoi lettori il sistema copernicano, le aveva disegnate non più fissate su una sfera, ma sparse in uno spazio che si estende all’infinito. Pochi anni dopo, nel 1584, Giordano Bruno immaginò nel De l’infinito, universo e mondi che le stelle fossero soli lontani, circondati a loro volta da mondi: un’intuizione geniale quanto quella di Anassagora duemila anni prima, che però non poteva essere verificata in alcun modo e che molti rifiutarono. Fra questi c’era Giovanni Keplero. Nel Mysterium cosmographicum del 1596 Keplero assimilò il Sole, che dal centro distribuiva ai pianeti luce, calore e moto, all’immagine di Dio Padre e immaginò la sfera delle stelle fisse come la rappresentazione del Figlio. Nell’Epitome astronomiae Copernicanae (1618-1621) descrisse il Sole come il più eccellente dei corpi dell’universo, la cui essenza non è altro che luce purissima. Le stelle, invece, gli sembravano mostrare un diametro apparente misurabile: alla distanza enorme che il sistema copernicano richiedeva³, dovevano essere corpi giganteschi e assai meno luminosi del Sole. Keplero vide in ciò una prova contro l’idea che le stelle fossero soli. Soltanto nella seconda metà del Seicento si capì che quei diametri apparenti erano un’illusione prodotta dagli strumenti ottici.

Ma la perfezione stessa del Sole fu messa in discussione e a farlo fu Galileo Galilei. Nell’Istoria e dimostrazioni intorno alle macchie solari del 1613 sostenne che le macchie si trovano sulla superficie del Sole e non sono astri che gli girano intorno. E, se il Sole aveva macchie che apparivano e sparivano dalla sua superficie, allora era un corpo imperfetto e mutevole come qualunque corpo materiale. Il cannocchiale aveva inoltre mostrato a Galileo, fin dal 1610, moltitudini di stelle invisibili a occhio nudo, che egli considerava soli lontani, tanto più distanti quanto più apparivano piccoli e fiochi.

Si deve al filosofo e matematico Cartesio (René Descartes) una delle prime teorie fisiche in cui il Sole e le stelle erano trattati come corpi dello stesso genere. Nei Principia philosophiae del 1644 Cartesio distinse tre elementi della materia: il Sole e le stelle erano fatti del primo, quello luminoso, la Terra e i pianeti del terzo, opaco, mentre il secondo, “etereo” o celeste, trasparente, riempiva lo spazio fra i corpi celesti. L’elemento etereo formava innumerevoli vortici, ciascuno con un sole al centro, e questi vortici trascinavano i pianeti nel loro moto. Era una costruzione qualitativa e in gran parte speculativa, ma in essa ogni stella era un sole per la stessa ragione fisica per cui lo era il nostro Sole.

Nel 1668 il matematico scozzese James Gregory osservò che il Sole e le stelle fisse sono gli unici corpi dell’universo che brillano di luce propria. Dovevano essere quindi corpi simili tra loro, tanto da poter considerare il Sole una stella fissa vicina e le altre stelle come soli lontani. Ciò lo spinse a un primo tentativo di stimare la distanza di una stella diversa dal Sole. Supponendo che Sirio, l’astro più brillante del cielo notturno, fosse in tutto uguale al Sole, Gregory provò a calcolarne la distanza confrontando lo splendore di Sirio con quello di Giove, che riflette la luce solare: ottenne una distanza pari a circa $83\,190$ volte quella fra la Terra e il Sole⁴.

Trent’anni dopo, nel Cosmotheoros (1698), Christiaan Huygens arrivò a un risultato dello stesso ordine di grandezza con un esperimento diretto. Osservò il Sole attraverso un minuscolo foro praticato all’estremità di un tubo lungo dodici piedi (poco meno di quattro metri), poi attraverso una sferetta di vetro inserita nel foro, finché la luce che gli giungeva non gli parve pari a quella di Sirio. In quelle condizioni il Sole era ridotto alla $27\,664^a$ parte del suo diametro apparente. Se Sirio era uguale al Sole, doveva trovarsi, quindi, $27\,664$ volte più lontana del Sole: una palla di cannone, calcolò Huygens, avrebbe impiegato quasi settecentomila anni per raggiungerla. Entrambe le stime erano sbagliate per difetto, perché Sirio è molto più luminosa del Sole e si trova in realtà a circa $8{,}6$ anni luce⁵ da noi. Ma il ragionamento era giusto: se le stelle sono soli, quanto più sono fioche tanto più sono lontane.

Anche Isaac Newton condivise quest’idea. Nell’Ottica si chiese se il Sole e le stelle fisse non fossero grandi corpi simili alla Terra, ma estremamente caldi, capaci di conservare il proprio calore grazie alla loro grande massa. Alla fine del Settecento William Herschel propose un modello che, alla luce di quanto sappiamo oggi, appare quasi ingenuo: il Sole sarebbe stato un corpo solido e opaco, avvolto da un’atmosfera luminosa e forse persino abitato, e le macchie solari sarebbero state squarci in quell’atmosfera, attraverso i quali si intravedeva la superficie scura sottostante. Nello stesso lavoro Herschel sostenne, tuttavia, che le stelle sono soli come il nostro, molte delle quali dotate di macchie e di rotazione. L’identità fra il Sole e le stelle era ormai largamente accettata, ma che cosa facesse brillare gli uni e le altre restava un mistero.

La prova che quelle luci tremolanti che popolano il cielo notturno sono davvero corpi lontanissimi arrivò soltanto nel 1838, quando Friedrich Bessel riuscì finalmente a misurare la parallasse di una stella, un’impresa difficile e lungamente tentata dagli astronomi. La stella era 61 Cygni e la parallasse misurata da Bessel era di appena $0{,}3136$ secondi d’arco, un angolo che corrispondeva a una distanza di $10{,}4$ anni luce⁶. Ciò confermava l’idea che le stelle fossero corpi simili al Sole, visti da distanze enormi. La distanza di 61 Cygni, pari a $657\,700$ volte quella fra la Terra e il Sole, era molto maggiore di quella che Gregory e Huygens avevano stimato per Sirio.

Restava da capire di che cosa fossero fatti questi corpi lontanissimi. Nel 1835 il filosofo Auguste Comte indicò proprio la composizione chimica delle stelle come esempio di una conoscenza che sarebbe rimasta per sempre preclusa all’uomo. Ma si sbagliava. Già nel 1814 Joseph von Fraunhofer aveva osservato che lo spettro del Sole è attraversato da righe scure. Negli stessi anni cercò quelle righe anche nella luce di Venere e di alcune stelle brillanti: Venere, che riflette la luce solare, mostrava le stesse righe del Sole, mentre gli spettri delle stelle differivano da una stella all’altra. Tra il 1859 e il 1860 Gustav Kirchhoff e Robert Bunsen dimostrarono che ogni elemento chimico lascia in uno spettro luminoso righe caratteristiche: era nata la spettroscopia astronomica. Nel 1864 William Huggins e William Allen Miller confrontarono gli spettri di diverse stelle, fra cui Aldebaran e Betelgeuse, con quelli degli elementi chimici prodotti in laboratorio e conclusero che le stelle, pur diverse fra loro, sono fatte come il Sole: una “superficie” caldissima e luminosa avvolta da uno strato di gas più rarefatto, che ne assorbe parte della luce, composto almeno parzialmente degli stessi elementi chimici presenti nel Sistema solare. Era la prova che mancava: il Sole e le stelle sono oggetti della stessa natura.

Già dalla fine degli anni Cinquanta dell’Ottocento la spettroscopia aveva permesso di riconoscere nell’atmosfera del Sole elementi presenti anche sulla Terra, come il sodio e il ferro, e perfino un elemento allora sconosciuto, l’elio, il cui nome deriva da quello greco del Sole. Si sapeva, quindi, quali elementi contenesse l’atmosfera solare, ma non in quali proporzioni. Poiché nello spettro del Sole le righe dell’idrogeno appaiono deboli, si pensava che vi fosse poco idrogeno nell’atmosfera solare, così come sulla Terra. Ma nel 1925 Cecilia Payne, nella sua tesi di dottorato, applicò allo studio degli spettri stellari la nuova fisica dell’atomo e giunse alla conclusione opposta: nelle atmosfere stellari l’idrogeno e l’elio sono di gran lunga più abbondanti di tutti gli altri elementi messi insieme. Il risultato fu accolto inizialmente con scetticismo, ma alla fine risultò che Payne aveva ragione sia per il Sole sia per le stelle in generale.

Restava la domanda più antica: che cosa fa brillare il Sole? Nel 1848 Julius Robert Mayer ipotizzò che il Sole si scaldasse per la caduta incessante di meteoriti sulla sua superficie, ma la quantità di materia necessaria avrebbe alterato in modo misurabile le orbite dei pianeti, sicché l’idea fu abbandonata. Hermann von Helmholtz e Lord Kelvin attribuirono la luminosità del Sole alla sua lenta contrazione gravitazionale, ma un simile meccanismo gli avrebbe concesso al massimo qualche decina di milioni di anni di vita, troppo pochi per i tempi richiesti dalla geologia e dall’evoluzione biologica sulla Terra. Fu Arthur Eddington, nel 1920, a proporre l’idea giusta, cioè che le stelle ricavassero la loro energia dalla trasformazione dell’idrogeno in elio: le misure di Francis Aston mostravano infatti che un nucleo di elio ha una massa di poco inferiore a quella di quattro nuclei di idrogeno; quella piccola differenza, convertita in energia, poteva alimentare il Sole per miliardi di anni. Nel 1939 Hans Bethe descrisse in dettaglio le reazioni nucleari che rendono possibile questa trasformazione. Nel 1957 Margaret e Geoffrey Burbidge, William Fowler e Fred Hoyle mostrarono come all’interno delle stelle si formino quasi tutti gli elementi più pesanti dell’elio.

Le intuizioni, le ipotesi teoriche, le misurazioni, gli studi e le scoperte susseguitisi tra l’Ottocento e il Novecento hanno dunque finalmente chiarito cosa sono il Sole e le altre stelle: giganteschi meccanismi naturali, in cui la gravità e le leggi della fisica nucleare regolano le reazioni che producono la luce e il calore, irradiati ininterrottamente nello spazio per milioni o miliardi di anni.

Che cosa distingue una stella da ciò che una stella non è#

Non esiste una definizione ufficiale di stella sancita dall’Unione Astronomica Internazionale, ma il criterio condiviso dagli astrofisici è chiaro. Non basta che un corpo sia in equilibrio idrostatico, cioè che la sua forma sia modellata dal bilanciamento fra la gravità e la pressione interna, perché lo sono anche i pianeti. Non basta nemmeno che brilli di luce propria: anche le nane brune e i pianeti giganti appena formati emettono radiazione infrarossa, alimentata dal calore accumulato durante la loro contrazione.

Ciò che distingue davvero una stella è una massa sufficiente ad accendere nel proprio nucleo la fusione dell’idrogeno e a sostenerla a lungo in modo stabile, compensando con l’energia prodotta quella che perde irradiandola nello spazio. Tale fase occupa la maggior parte della vita di una stella; nelle fasi successive della sua evoluzione, se è abbastanza massiccia, può continuare a fondere elementi più pesanti dell’idrogeno, come l’elio e il carbonio. Le stelle più leggere si fermano alla fusione dell’idrogeno in elio. Quando la fusione si spegne del tutto, ciò che resta è un tipo diverso di stella: una nana bianca o una stella di neutroni, oggetti estremamente densi che brillano grazie al calore accumulato al loro interno, ma non producono più energia. Una stella, in altre parole, è un corpo celeste che è, oppure è stato, abbastanza massiccio da accendere la fusione dell’idrogeno. È la massa, in definitiva, ciò che separa una stella dalle nane brune e dai pianeti, troppo leggeri per riuscire ad accendere la fusione nucleare.

La stabilità delle stelle nasce da un meccanismo di autoregolazione. Se l’astro si contrae, il nucleo si comprime e si riscalda, le reazioni nucleari accelerano e la pressione crescente fa espandere la stella, riportandola alle dimensioni di partenza; se si espande, il nucleo si raffredda, le reazioni rallentano e la gravità prevale di nuovo, generando una contrazione. Il risultato è un astro che può mantenere quasi invariate dimensioni e luminosità per milioni o miliardi di anni.

Affinché si inneschi la fusione dell’idrogeno, il nucleo stellare deve raggiungere temperature di diversi milioni di gradi. In un corpo di massa troppo piccola la contrazione che genera la pressione e la temperatura necessarie viene frenata prima, perché gli elettroni, compressi in uno spazio sempre più ristretto, oppongono una resistenza che non dipende dalla temperatura: la pressione di degenerazione⁷. Appena sotto il limite di massa, qualche reazione nucleare si accende ancora nel nucleo, ma l’energia prodotta non riesce mai a compensare quella che l’oggetto perde irradiando calore, sicché la sua luminosità è destinata a calare indefinitamente. Nei modelli di Chabrier e Baraffe, il limite cade intorno a $0{,}07$ masse solari per una composizione chimica simile a quella del Sole e sale a circa $0{,}08$ masse solari negli oggetti molto poveri di metalli⁸. In altre parole, un corpo celeste deve possedere almeno tra $73$ e $84$ volte la massa di Giove, a seconda della sua composizione, per accendersi e diventare una stella.

Al di sotto di quel limite si trovano le nane brune, le cosiddette “stelle fallite”. Si formano per lo più come le stelle comuni, dal collasso di una nube di gas, ma non raggiungono la massa necessaria per accendere in modo stabile la fusione dell’idrogeno. Le più massicce fondono per un breve periodo il deuterio, un isotopo pesante dell’idrogeno molto più raro di quello comune, ma è una fonte di energia che si esaurisce presto. Prive di un sostegno duraturo, le nane brune irradiano lentamente il loro calore interno, mentre la loro luminosità, già debolissima, cala di conseguenza. Una stella, al contrario, trova nella fusione dell’idrogeno un equilibrio che le consente di brillare stabilmente per tempi lunghissimi.

Shiv Kumar previde teoricamente l’esistenza delle nane brune nel 1963 e Jill Tarter propose nel 1975 il nome con cui le conosciamo, ma le prime furono individuate solo nel 1995. Rebolo et al. annunciarono la scoperta di Teide 1 nell’ammasso delle Pleiadi; pochi mesi dopo Nakajima et al. scoprirono Gliese 229B, compagna di una piccola stella rossa a meno di $20$ anni luce dal Sole.

Se le nane brune rappresentano il confine di massa inferiore, esiste però anche un limite superiore, oltre il quale l’equilibrio di cui abbiamo parlato non è più possibile. Nelle stelle molto massicce la pressione di radiazione diventa così intensa da avvicinarsi al limite di Eddington. Quando ciò accade, gli strati esterni dell’astro tendono a essere letteralmente soffiati via da venti stellari fortissimi, cioè da flussi di materia diretti dall’interno verso lo spazio esterno, sospinti dalla forza stessa della luce. Il risultato è una costante perdita di massa.

Le stelle più massicce conosciute si trovano nell’ammasso R136, nella Grande Nube di Magellano. Per la più grande di esse, R136a1, Crowther et al. calcolarono nel 2010 una massa attuale di $265$ masse solari e una massa iniziale di circa $320$. Le stime successive sono state più prudenti. Bestenlehner et al. hanno ottenuto una massa attuale di circa $215$ masse solari; Kalari et al., con immagini che per la prima volta hanno risolto nella luce visibile il nucleo dell’ammasso, l’hanno ridotta a circa $200$; Brands et al. stimano prudentemente che la stella sia nata con almeno $250$ masse solari. Stelle come R136a1 mostrano che il limite superiore di massa di una stella è più alto di quanto si pensasse un tempo, quando lo si collocava intorno alle $150$ masse solari, ma il suo valore preciso resta incerto.

Le nane bianche e le stelle di neutroni sono stelle in un senso diverso: sono ciò che resta di stelle che hanno esaurito il combustibile nucleare. Non producono più energia per fusione: brillano grazie al calore residuo e resistono alla gravità grazie alla pressione di degenerazione, degli elettroni nel primo caso e dei neutroni nel secondo. Per questo gli astronomi le chiamano anche “stelle compatte” o “stelle degeneri”. I buchi neri di origine stellare, infine, non sono stelle in alcun senso: sono regioni dello spazio da cui nulla può sfuggire, nemmeno la luce, e nascono dal collasso del nucleo di alcune stelle molto massicce. Tutti questi oggetti rientrano nella famiglia dei resti stellari, o oggetti compatti, e si capiscono solo alla luce della vita delle stelle che li hanno generati.

La vita di una stella, in breve#

Questa sezione riporta in modo sommario temi che richiederebbero una trattazione più ampia. Tale trattazione è fornita dalle corrispondenti voci del dizionario, alle quali rimandiamo il lettore per approfondire ognuno degli argomenti accennati nel seguito di questa voce.

La nascita#

Le stelle nascono all’interno di nubi di gas e polveri interstellari, fredde e dense, composte in prevalenza da idrogeno molecolare. Quando una porzione della nube diventa instabile, collassa sotto la propria gravità e si frammenta. Ogni frammento si contrae e si riscalda, convertendo in calore la propria energia gravitazionale: è la fase di protostella, in cui l’oggetto brilla senza ancora produrre energia nucleare, se non per una breve combustione del deuterio. Quando la temperatura centrale diventa sufficiente ad avviare in modo stabile la fusione dell’idrogeno, la contrazione si arresta e la protostella diventa una stella vera e propria. Comincia così la fase più lunga e stabile della sua vita.

La sequenza principale#

Nella fase di sequenza principale le stelle trasformano l’idrogeno presente nel nucleo in elio. Nelle stelle simili al Sole questo processo avviene soprattutto attraverso la catena protone-protone, una sequenza di reazioni che parte dall’unione diretta di due nuclei di idrogeno. Nelle stelle un po’ più massicce del Sole prevale invece il ciclo CNO, in cui carbonio, azoto e ossigeno fanno da catalizzatori: partecipano alle reazioni e alla fine del ciclo si ritrovano intatti.

Il nome ‘sequenza principale’ deriva dal diagramma di Hertzsprung-Russell⁹, sul quale la maggior parte delle stelle si dispone lungo una fascia diagonale che, per convenzione, parte da destra in basso e va verso sinistra in alto. La posizione di una stella su quella fascia dipende quasi soltanto dalla sua massa, che determina anche la temperatura superficiale, il colore, la luminosità e la durata della fase.

Le stelle di sequenza principale sono chiamate anche nane, per distinguerle dalle giganti e dalle supergiganti in cui molte di esse si trasformano dopo questa fase. Le nane si distinguono in base al colore, che dipende dalla temperatura della fotosfera. Le più piccole e fredde, con masse che vanno dal limite delle nane brune a poco più di metà della massa del Sole, sono le nane rosse; seguono le nane arancioni e le nane gialle, come il Sole. Vi sono anche stelle più massicce e calde, bianche e azzurre, che appartengono alla sequenza principale, ma di rado vengono chiamate nane, perché sono molto più grandi e luminose del Sole. La terminologia usata dagli astronomi può talvolta creare confusione: le stelle nane di sequenza principale non hanno nulla a che fare con le nane brune e le nane bianche, di cui abbiamo già parlato: queste ultime sono oggetti di natura diversa, che non fondono l’idrogeno nel nucleo.

Un fatto controintuitivo della fisica stellare è che le stelle più massicce consumano il loro combustibile nucleare molto più in fretta di quelle meno massicce. Una stella di $10$ masse solari resta sulla sequenza principale circa $18$ milioni di anni; il Sole vi trascorrerà, invece, circa $10$ miliardi di anni, dei quali sono già passati più o meno $4{,}6$; le nane rosse più piccole, che sono anche le stelle più numerose della Galassia, bruciano l’idrogeno così lentamente da poter durare migliaia di miliardi di anni, molto più dell’età attuale dell’universo.

La classificazione stellare#

Le stelle si classificano in base al loro spettro. La sequenza oggi in uso fu fissata a Harvard all’inizio del Novecento, soprattutto per opera di Annie Jump Cannon. Essa ordina le stelle in tipi spettrali indicati dalle lettere O, B, A, F, G, K, M, dalle più calde e azzurre alle più fredde e rosse. Ciascun tipo è suddiviso in dieci sottoclassi numerate da 0 a 9. Più di recente sono state aggiunte le classi L, T e Y per gli oggetti ancora più freddi, in gran parte nane brune. Nel 1943 William Morgan, Philip Keenan ed Edith Kellman introdussero una seconda dimensione, le classi di luminosità, indicate da numeri romani: la classe V corrisponde alla sequenza principale, mentre i numeri più bassi indicano giganti e supergiganti. Il Sole, con la sigla G2V, è una nana gialla: tipo spettrale G2, classe di luminosità V.

Dopo la sequenza principale#

Quando l’idrogeno del nucleo si esaurisce, la fusione si arresta e il nucleo, ormai composto di elio, si contrae e si riscalda. L’idrogeno continua a bruciare in un guscio intorno al nucleo, mentre gli strati esterni si espandono e si raffreddano: la stella diventa una gigante rossa o, se è molto massiccia, una supergigante. Il Sole non ha la massa sufficiente per diventare una supergigante. Al termine della sequenza principale diventerà una gigante rossa, espandendosi fin quasi all’orbita della Terra.

La contrazione del nucleo al termine della sequenza principale sotto la spinta della gravità innesca un aumento di pressione e di temperatura. Quando la temperatura del nucleo raggiunge circa $100$ milioni di gradi, si attiva la fusione dell’elio, che produce carbonio e ossigeno. Nelle stelle di massa piccola e intermedia, come il Sole, la catena delle reazioni nucleari si ferma qui. Nelle stelle massicce il nucleo continua invece a contrarsi e a riscaldarsi, accendendo in successione la fusione del carbonio, del neon, dell’ossigeno e del silicio, fino alla formazione di un nucleo di ferro. Con il ferro la sequenza delle reazioni si interrompe: la fusione di nuclei più pesanti assorbe energia invece di liberarla e la stella perde, in tal modo, la sua fonte di sostegno contro la gravità.

Come l’energia esce da una stella#

In ogni fase della vita di una stella, l’energia prodotta all’interno deve attraversare tutto il raggio dell’astro prima di disperdersi nello spazio dalla fotosfera. Lo fa in due modi: per irraggiamento e per convezione.

Nell’irraggiamento sono i fotoni a trasportare l’energia: vengono assorbiti e riemessi innumerevoli volte dalla materia che incontrano e così avanzano lentamente verso l’esterno. Nella convezione è invece la materia stessa a muoversi: grandi masse di gas caldo salgono fino agli strati più esterni, dove cedono la loro energia sotto forma di radiazione, si raffreddano e ridiscendono, come l’acqua in una pentola sul fuoco. Qualunque sia il modo in cui l’energia attraversa l’interno della stella, alla fine la lascia come luce: un flusso di fotoni emesso dalla fotosfera. La convezione prevale dove l’irraggiamento non basta a smaltire l’energia: o perché il gas è troppo opaco alla radiazione o perché in una piccola regione si produce così tanta energia che la radiazione da sola non riesce a portarla via abbastanza in fretta.

Nelle stelle di sequenza principale, quale dei due meccanismi prevalga, e in quali regioni della stella, dipende soprattutto dalla massa. Nel Sole e nelle stelle di massa simile l’energia attraversa per irraggiamento il nucleo e gli strati intermedi, mentre gli strati esterni, più freddi e più opachi, sono convettivi: nel Sole la zona convettiva comincia a circa il $70\%$ del raggio e prosegue fino alla superficie. Nelle stelle più massicce di circa $1{,}2\text{-}1{,}3$ masse solari la situazione si capovolge. La fusione, dominata dal ciclo CNO, è così concentrata al centro che il nucleo diventa convettivo, mentre l’involucro esterno è radiativo. Le stelle con meno di circa $0{,}35$ masse solari, infine, sono convettive da cima a fondo. È uno dei motivi della straordinaria longevità delle nane rosse più piccole: i moti convettivi rimescolano di continuo tutto il gas della stella e portano nel nucleo idrogeno fresco, sicché quasi tutto il combustibile disponibile viene consumato, mentre in una stella come il Sole la fusione utilizza soltanto l’idrogeno del nucleo, all’incirca un decimo di quello che la stella contiene.

Dopo la sequenza principale la struttura della stella cambia. Quando diventa una gigante rossa, il suo involucro convettivo si estende in profondità e porta in superficie una parte degli elementi prodotti dalle reazioni nucleari.

Il destino finale#

Il destino di una stella dipende soprattutto dalla massa con cui è nata. Le stelle con massa iniziale inferiore a circa $8$ masse solari perdono gli strati esterni in modo relativamente quieto, formando una nebulosa planetaria; il nucleo superstite diventa una nana bianca: un oggetto grande più o meno come la Terra, ma con una massa tipica di circa $0{,}6$ masse solari. Le nane bianche più massicce possono arrivare al massimo a $1{,}4$ masse solari, il cosiddetto limite di Chandrasekhar, oltre il quale la pressione di degenerazione degli elettroni non è più in grado di sostenere la stella. Le nane rosse meno massicce sono così longeve che nessuna di esse è ancora arrivata a questo stadio, perché l’universo è troppo giovane, nonostante i suoi $13{,}8$ miliardi di anni.

Le stelle con massa iniziale superiore a circa $8$ masse solari terminano invece la loro vita con il collasso del nucleo di ferro, che avviene in una frazione di secondo. Nella maggior parte dei casi ciò produce una supernova: gli strati esterni vengono espulsi violentemente nello spazio, arricchendolo degli elementi prodotti dalla stella, e il nucleo collassato diventa una stella di neutroni, un oggetto di $10\text{-}13$ chilometri di raggio con una massa superiore a quella del Sole. In altri casi il nucleo diventa un buco nero.

Nel 2009 Smartt ricavò dalle stelle progenitrici di supernove osservate direttamente una massa minima di $8$ masse solari, con un’incertezza di una massa solare. Notò, inoltre, alcuni indizi del fatto che molte stelle oltre le $20$ masse solari collassino in un buco nero senza un’esplosione visibile. I modelli di Sukhbold et al. hanno poi mostrato che il destino di una stella massiccia non dipende in modo semplice e diretto dalla sua massa: conta anche la struttura interna al momento del collasso, tanto che le stelle che esplodono non occupano un intervallo continuo di masse.

Va precisato, infine, che anche una nana bianca può produrre un’esplosione di supernova. Se fa parte di un sistema binario e acquista massa dalla stella compagna oppure si fonde con un’altra nana bianca, si può innescare una fusione esplosiva del carbonio che distrugge completamente la stella. Le supernove prodotte dalle nane bianche, dette di tipo Ia, sono fondamentali in astrofisica perché la loro luminosità massima varia poco e si può correggere in base alla forma della curva di luce¹⁰, il che consente di usarle come candele standard¹¹ per misurare le distanze cosmiche.

La tabella riassume in modo molto semplificato i casi principali.

Tutta la vita di una stella, dalla nascita alla fine, è in definitiva la storia di un equilibrio fra la gravità, che tende a farla collassare, e la pressione, che le si oppone. Finché quella pressione è sostenuta dalla fusione nucleare, il corpo è una stella propriamente detta; quando la fusione cessa, quello che resta è un oggetto di natura diversa.