Portale:Stelle

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.

Ma cosa è, nello specifico, una stella? Una stella è un corpo celeste che brilla di luce propria. Si tratta, propriamente, di un enorme e luminoso sferoide autogravitante di plasma che genera energia attraverso processi di fusione nucleare; tale energia è irradiata nello spazio sotto forma di onde elettromagnetiche e particelle elementari (neutrini). La fusione nucleare nei nuclei stellari genera, tramite un processo noto come nucleosintesi stellare, gli elementi chimici più pesanti dell'idrogeno e dell'elio, che sono i più abbondanti nell'Universo.

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Solo le più luminose hanno un nome proprio (come Sirio, Betelgeuse, Altair ecc.), che deriva spesso dall'arabo o dal latino; la maggioranza delle stelle è invece identificata da numeri di catalogo.
A partire dal XVII secolo furono creati dei sistemi di nomenclatura. I principali sono:

• Nomenclatura di Bayer, che si serve delle lettere dell'alfabeto greco (assegnando la α alla più luminosa) e, quando queste sono insufficienti, delle minuscole dell'alfabeto latino, seguite dal genitivo del nome latino della costellazione. Esempi: α Centauri, γ Velorum, ε Indi ecc.
• Nomenclatura di Flamsteed, basata su numeri, assegna l'1 non alla stella più luminosa, ma a quella con ascensione retta più bassa. Esempi: 4 Ursae Majoris, 14 Herculis, 61 Cygni ecc.
• 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.

La sola organizzazione abilitata dalla comunità scientifica a conferire i nomi alle stelle è l'Unione Astronomica Internazionale (UAI o IAU).

I sistemi di classificazione delle stelle tengono conto di diversi parametri:

• 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 spettrale di Yerkes, associata alla precedente, tiene conto degli effetti della luminosità e delle dimensioni dell'astro sulle linee spettrali e divide le stelle in otto sottoclassi, da 0, che identifica le ipergiganti, a VII, le nane bianche; queste ultime godono anche di una classificazione particolare.
  

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:

Massa solare:  M_☉ = 1,9891 × 10³⁰ kg

Luminosità solare:  L_☉ = 3,827 × 10²⁶ W

Raggio solare:  R_☉ = 6,960 × 10⁸ m

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).

Magnitudine assoluta

Temperatura (× 10³ kelvin)

Diagramma H-R

Oggetti
stellari
giovani

Nane
brune

Nane
bianche

Subnane

Stelle "di sequenza principale"

Sequenza principale

Nane blu

Bianco-azzurre

Bianche

Bianco-gialle

Gialle

Arancioni

Rosse

Subgiganti

Giganti

Blu

Rosse

Giganti brillanti

Supergiganti

Blu

Gialle

Rosse

Wolf-
Rayet

Ipergiganti

Gialle

Tipo spettrale

Il diagramma 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.

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 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.

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'equazione E=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.

• Variabili cataclismiche: stelle soggette ad eventi esplosivi estremamente violenti o cataclismatici che ne sconvolgono le proprietà originarie.

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.

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.

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.

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 seeing atmosferico.
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 × 10²⁹ kg (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.

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 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.

L'energia prodotta dalle reazioni nucleari viene irradiata nello spazio sotto forma di onde elettromagnetiche e particelle elementari; queste ultime formano il vento stellare, costituito da particelle sia provenienti dagli strati esterni della stella, come protoni liberi, particelle alfa e beta, sia dall'interno stellare, come i neutrini.
La luminosità (L) della stella dipende dal suo raggio (R) e dalla sua temperatura superficiale (T_eff), secondo l'equazione:

${\displaystyle L=4\pi R^{2}\sigma T_{eff}^{4}}$

dove ${\displaystyle {\begin{smallmatrix}4\pi R^{2}\end{smallmatrix}}}$ è la superficie della stella e ${\displaystyle {\begin{smallmatrix}\sigma \end{smallmatrix}}}$ la costante di Stefan-Boltzmann.

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.

Fomalhaut (α PsA / α Piscis Austrini / Alfa Piscis Austrini) è la stella più luminosa della costellazione del Pesce Australe, la diciottesima più brillante del cielo visto dalla Terra. Appare come una stella dal colore bianco-azzurro; la sua individuazione in cielo è facilitata, oltre che dalla sua luminosità (si tratta della diciottesima stella più brillante del cielo ad occhio nudo) dalla sua singolare posizione, lontana da altre stelle luminose e quindi in risalto in un campo celeste povero di stelle appariscenti.
Fomalhaut è una stella bianca di sequenza principale (classe spettrale A3 V) di magnitudine apparente 1,23, posta a circa 25 anni luce di distanza (pari a 7,688 parsec) dal sistema solare. Possiede una grande somiglianza con la brillante stella Vega: infatti entrambe emettono un eccesso di radiazione infrarossa che indica la presenza in orbita, confermata anche dalle foto scattate dal telescopio spaziale Hubble, di un disco circumstellare di polveri. All'interno del disco di Fomalhaut si trova anche un pianeta extrasolare, Fomalhaut b, il primo fotografato alle lunghezze d'onda del visibile.
Il suo nome deriva dall'arabo فم الحوت Fam al-Hut, che significa "la bocca della balena".

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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.

Il Centauro (in latino Centaurus, g. Centauri, abbreviazione Cen) è una costellazione meridionale, una delle 48 elencate da Tolomeo ed una delle 88 moderne.
Da est, in senso orario, confina con: Lupo, Idra, Macchina Pneumatica, Vele, Carena, Croce del Sud, Mosca, Compasso.
Il Centauro è una delle costellazioni più caratteristiche nei cieli dell'emisfero australe terrestre; si estende a sud dell'equatore celeste ed è ricchissima di stelle brillanti, grazie alla presenza della Via Lattea, su cui ricade la parte meridionale della costellazione, e dell'Associazione Scorpius-Centaurus, l'associazione di giovani stelle blu più vicina a noi. Grazie alla sua estensione e alla sua posizione, il Centauro è la costellazione che contiene il maggior numero di stelle visibili ad occhio nudo; la [[Stelle principali della costellazione del Centauro

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