Le stelle sono astri allo stato fluido incandescente dotate di luce propria e di alta temperatura. Quest'ultima è generata da una violentissima disgregazione atomica. Si compiono infatti in esse ( e quindi anche nel sole) processi di trasmutazione atomica (reazioni termonucleari ). Prima dperò di parlare di tali reazioni è opportuno premettere alcuni cenni sulla probabile struttura interna delle stelle avvalendoci di modelli stellari proposti dai moderni astronomi dal momento che è assolutamente impossibile giungere ad un accertamento per via diretta.
Una stella risulterebbe formata da un nucleo centrale fuso e denso in cui si compiono reazioni termonucleari, da un primo strato avvolgente in cui si verifica il trasporto di radiazioni verso l'esterno da un secondo involucro detto fotosfera in cui si manifestano movimenti connettivi cioè la materia in essa contenuta sale e scende rimescolandosi continuamente.
Oltre la fotosfera si estende l'atmosfera trasparente distinta a sua volta in strato invertente o cromosfera.
Le stelle hanno approssimativamente la stessa composizione chimica: risultano infatti composto da idrogeno elio in un dato rapporto e di frazioni di altri elementi quali carbonio azoto ossigeno ferro silicio magnesio e neon. Nel nucleo stellare si compiono come si è già accennato razioni termonucleari che possono essere schematizzate
4 nuclei di idrogeno (protoni ) fondendosi danno origine ad un nucleo di elio (si ricordi che per l'alta temperatura e l'elevata pressione del nucleo gli atomi ivi esistenti soprattutto H e He sono privi di elettroni periferici e si scontrano continuamente essendo carichi positivamente; come i protoni anche gli elettroni vanno per conto loro). Un nucleo di elio dovrebbe pesare come i 4 nuclei di idrogeno da cui deriva invece persa un po' mono in quanto una parte di massa si è trasformata in energia. E l'equivalente di energia di una massa piccola quanto si voglia è dato dalla equazione di Einstein
dove E = energia espressa in erg m= massa espressa in grammi e c = velocità della luce pari a circa 300000 km sec.
La trasformazione dell'idrogeno in elio provoca la contrazione e il riscaldamento della regione centrale delle stelle. A sua volta la temperatura così ottenuta accelera la velocità con cui l'idrogeno diventa elio con conseguente aumento di energia. La stella diventa in tal modo più luminosa e la parte esterna si espande. Bisogna però precisare che il consumo dell'idrogeno nella regione centrale delle stelle è molto lento. Si ritiene che in una stella la cui massa sia uguale a quella del Sole l'idrogeno del nucleo impieghi circa dieci miliardi di anni per consumarsi completamente.
Allorché si compie l'esaurimento dell'idrogeno interno la stella si presenta con un nucleo di elio avvolto da uno strato con il rapporto originario di idrogeno ed elio. Il nucleo stesso comincia a contrasti per effetto del proprio peso diventando man mano più denso e più caldo fino a che la temperatura raggiunge un grato tale che l'idrogeno presente nella regione che circonda il nucleo comincia a trasformarsi in elio. Durante questa trasformazione l'involucro stellare si spande con rapidità e la stella si ingrandisce sempre di più trasformandosi in gigante rossa.
Con la trasformazione dell'idrogeno in elio in strati via via più esterni il nucleo di elio cresce e continua a contrarsi e quindi a riscaldarsi fino a giungere ad una temperatura di circa 100 milioni di gradi. A questo punto inizia una nuova reazione del nucleo; dalla fusione di 3 nuclei di elio si ha la formazione di un nucleo di carbonio; un nucleo di carbonio origina un nucleo di ossigeno per cattura di un altro nucleo di elio. Con il consumarsi dell'elio la sterra verrà ad esser costituita da un nucleo di carbonio e ossigeno da un involucro in cui l'elio continua a bruciare e da uno strato più esterno dove le reazioni nucleari trasformano l'idrogeno in elio.
Le fasi successive che portano alla morte delle stelle sono diverse per le stelle con massa inferiore a quella del Sole (stelle leggere) e per quelle con massa superiore (stelle massicce).
Melle stelle leggere quando tutto l'idrogeno periferico si è trasformato in elio si verrà ad avere un nucleo di carbonio e ossigeno e un sottile involucro di elio. In questa fase l'astro si mostrerà particolarmente luminoso e molto caldo superficialmente. Poi con la fine dell'idrogeno periferico la stella man mano si affievolisce si contrae e si trasforma in massa bianca di dimensioni pressappoco come quelle della Terra ma talmente densa che in ogni centimetro cubo sono racchiuse decine di tonnellate di materia. Durante il periodo di raffreddamento la stella emette ancora luce, ma sempre più fievole fino a quando nessun telescopio riuscirà più a vederla.
Diversa è la sorte delle stelle massicce. Dopo la formazione del nucleo di carbonio e ossigeno si verifica la trasformazione dei nuclei di carbonio in nuclei di magnesio con sviluppo di tanta energia termica che la temperatura nella parte centrale si innalza fino a centinaia di milioni di gradi. In queste condizioni si avrà la totale trasformazione del carbonio; poi anche l'ossigeno e il magnesio fonderanno del tutto e daranno origine alla produzione del silicio e quindi ad un nucleo di ferro intorno al quale si susseguono strati di diversa composizione. La temperatura interna cresce ancora e allorché supera il miliardo di gradi i nuclei di ferro urtandosi si spezzano assorbendo una grande energia. Il nucleo allora privo della necessaria energia in brevissimo tempo si contrae e diventa enormemente piccolo e denso traendo a sé gli strati più esterni. La contrazione di questi però dà luogo ad un improvviso riscaldamento che mette in moto le reazioni nucleari con produzione di tanta energia che ad un certo punto la stella si trasforma in supernova; l'interno esplode e scaraventa nello spazio il materiale degli strati esterni costituito in prevalenza da ferro silicio e magnesio carbonio e ossigeno; elementi formati durante le reazioni nucleari e che poi sono gli stessi di cui noi siamo in gran parte composti.
La supernova dopo l'esplosione diventa talmente densa che 1 cm cubo della sua materia avrebbe sulla Terra il peso di 100 milioni di tonnellate. Crescendo ancora la sua densità essa si trasforma in una stella a neutroni in cui si verificherebbero un dissolvimento dei nuclei atomici e una formazione di neutroni in seguito alla fusione di protoni ed elettroni. Le dimensioni del corpo celeste si ridurrebbero a quelle di una piccola sfera oltremodo densa dotata di una grandissima velocità con un diametro di 20 - 30 km. Da esso giungerebbero ai nostri strumenti radio-onde sotto forma di pulsazioni per cui al corpo stesso è stato dato il nome di pulsar: Quando una stella giunge nell'ultima parte della sua evoluzione si trasforma secondo alcuni in quello che viene chiamato buco nero un oggetto freddo che appunto perché nero non può esser visto ne osservato dotato di una tale forza di gravità che qualsiasi cos o forma di energia passasse nelle vicinanze subirebbe una tale attrazione che sarebbe costretta a penetrarvi senza poterne uscire.
Le stelle presentano un caratteristico scintillio più intenso quanto più sono basse sull'orizzonte e meno quando sono alte sopra di noi dovuto alla variazione dello stato dell'atmosfera. Esse inoltre sembrano conservare sempre la stessa posizione una rispetto all'altra così da dare l'impressione di essere infisse nella volta celeste onde il nome dato loro di stelle fisse. Solo quelle più vicine al sistema solare a causa del movimento di rivoluzione della terra sembrano percorrere rispetto alle stelle più lontane un'orbita ellittica che altro non è se non la proiezione dell'orbita terrestre sulla sfera celeste.
La distanza degli astri si esprime in UNITA' ASTRONOMICA ANNO LUCE E PARSEC.
L'UNITA' ASTRONOMICA pari a circa km 149.600.000 corrisponde alla distanza media Terra-sole. Dire che un astro dista 100 unità astronomiche significa che la sua distanza da noi corrisponde 100 volte quella tra Terra e Sole.
L'ANNO LUCE è lo spazio percorso dalla luce in un anno. Poiché la velocità della luce è di circa 300.000 km al secondo un anno luce corrisponde a 9.460 miliardi di km pari a circa 63 mila volte la distanza tra Sole e Terra.
Dei corpi celesti la maggior parte ha una distanza da noi pari a miliardi di anni luce.
IL PARSEC (parallasse-secondo) è la distanza di una stella avente la parallasse di un secondo d'arco. Equivale a 3.262 anni-luce. Si dice parallasse stellare (dal greco =deviazione) l'angolo sotto cui da una stella è visto il semiasse maggiore dell'orbita terrestre immaginato perpendicolare alla congiunzione Terra sole. Escludendo il sole la cui parallasse è di 8",794 nessuna stella ha la parallasse 1".
La stella più vicina è Proxima Centauri e la sua parallasse misura 0",79. Se la parallasse di una stella è di 1" la sua distanza è di 1 parsec se la parallasse è di 2" la distanza sarà 1/2 parsec.
Cioè la distanza di una stella in parsec è l'inverso della sua parallasse espressa in secondi di arco.
Ecco le distanze di alcune stelle dalla terra secondo il metodo fotometrico che sfrutta l'intensità luminosa delle Cefeidi stelle che si possono considerare fari celesti
Sole 8m 19 s
Sirio anni 10
vega anni 25
mizar " 70
Algol " 163
Deneb 540
Proxima centauri anni 4,1
altair " 14
stella polare " 47
antares " 126
Bellatrice " 172
Rigel " 546
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