L astronomia costituisce al tempo stesso la scienza più antica e la più moderna. Lo studio della volta celeste ha infatti attratto l uomo fin dagli albori della civiltà e continua a costituire una delle scienze più affascinanti.
Le proprietà delle stelle Le proprietà caratteristiche di una stella sono la massa, le dimensioni, la temperatura superficiale (che determina il colore della stella) e la luminosità, che viene descritta da una grandezza chiamata magnitudine. La MASSA di una stella può variare da circa un decimo a circa 100 volte la massa del Sole, cioè da 2x10 29 a 2x10 32 Kg. Le DIMENSIONI variano invece in un intervallo più ampio; il diametro di una stella è sempre piuttosto difficile da determinare, e può essere misurato solo per stelle vicine. Esso può variare da pochi Km per una nana bianca a cento milioni di Km per una supergigante rossa. Il COLORE, la LUMINOSITÀ e la TEMPERATURA delle stelle vengono studiate dalla spettroscopia e dalla fotometria astronomica. A parità di temperatura superficiale e quindi di colore, le stelle possono avere una diversa luminosità. Gli astronomi hanno quindi introdotto anche alcune classi di luminosità. Per esempio, due stelle che abbiano la stessa temperatura superficiale ma diversa luminosità, devono avere una diversa superficie irradiante e quindi un diverso volume. La luminosità è infatti l energia emessa in un secondo dall intera superficie della stella.
O B A F G K M Azzurra Azzurra Bianca Bianca Bianca Gialla Gialla Arancione Rossa 50.000-29.000 29.000-11.000 11.000-7.500 7.500-6.200 6.200-5.400 5.400-3.800 3.800-2.700 Le stelle si dividono in supergiganti, giganti e nane. Esse differiscono non soltanto per le loro dimensioni, ma anche per la densità: le stelle giganti e supergiganti sono molto rarefatte ed espanse, mentre le nane sono più dense, piccole e compatte. Le nane bianche costituiscono in un certo senso un prolungamento di questa scala, essendo più piccole e compatte delle stelle di sequenza principale. Bisogna sottolineare che non c è necessariamente una relazione tra le dimensioni e la massa di una stella: Antares, che ha un diametro di 480 volte quello del Sole, ha una massa soltanto 20 volte più grande, mentre esistono nane bianche con massa pari a quella del Sole ma diametro pari a 1/200 di quello solare. Ogni stella possiede una temperatura, una luminosità ed un colore ben definiti; ad essi corrisponde una posizione sul diagramma H-R, dal nome dei due astronomi, il danese Hertzpung e l americano Russel, che lo hanno elaborato indipendentemente l uno dall altro.
Le stelle Una stella può essere definita come un enorme sfera auto-gravitante di gas caldissimo (principalmente idrogeno ed elio), che produce energia attraverso un processo di fusione nucleare e la riemette sotto forma di radiazione. Le stelle si trovano a distanze immense dal nostro sistema solare, così ci appaiono come piccoli puntini luminosi nel cielo. Esse costituiscono la componente principale delle galassie, che sono agglomerati di miliardi di stelle grandi e piccole, di nubi di gas e polvere. Le stelle ci appaiono sulla sfera celeste raggruppate in insiemi, detti costellazioni. A molte stelle gli astronomi hanno attribuito nomi propri, per lo più di origine greca, araba o latina. Altre vengono classificate con il nome della costellazione a cui appartengono e una lettera dell alfabeto greco, che indica la luminosità relativa a quella delle altre stelle della stessa costellazione. Ad esempio, Alfa Tauri è la stella più brillante della costellazione del Toro, Beta Tauri la seconda, e così via. Altre ancora prendono il nome da particolari cataloghi nei quali sono classificate. I più moderni cataloghi, compilati con l aiuto delle osservazioni di satelliti artificiali, contengono anche milioni di stelle, oltre ad altri oggetti, galattici ed extragalattici. La formazione delle stelle Le stelle si formano per collasso gravitazionale di una nube interstellare di gas (prevalentemente idrogeno, con tracce di altri gas) e polvere. Le nubi di gas interstellare sono molto grandi, con masse di gas fino ad un milione di volte quella del Sole, e hanno temperature molto basse, da circa una decina a poche centinaia di gradi sopra lo zero assoluto. Le stelle di piccola massa si formano per collasso gravitazionale di nubi molto dense e oscure.
Le stelle più massicce sembra che si formino invece nel collasso di nubi meno dense, causato da fattori esterni. Uno di questi può essere la compressione della nube da parte di materiale espulso ad alte velocità da stelle evolute (nebulose planetarie o supernovae). Oppure, la collisione casuale tra due nubi durante il loro moto all interno della galassia, e il successivo collasso di una parte di esse. In realtà, le nubi di gas interstellare sono molto grandi e il loro collasso non dà origine ad una stella sola, ma ad un insieme di stelle (cioè un ammasso stellare ), dopo aver subito una frammentazione in nubi più piccole. Immagine della stella binaria Sirio ripresa dal telescopio spaziale Hubble, in cui Sirio B è chiaramente visibile (in basso a sinistra) A loro volta, i frammenti possono dare origine o ad una stella singola o ad un sistema di più stelle che orbitano attorno a un baricentro comune. Nella nostra galassia, per esempio, le stelle singole sono all incirca la metà del totale. Le restanti sono raggruppate in sistemi doppi (la maggioranza, detti sistemi binari) o anche multipli: sono stati osservati sistemi multipli composti di 6 stelle. Quando la nube si contrae, al suo interno le particelle di gas si muovono più rapidamente e il nucleo si riscalda. In questa fase, che prende il nome di protostella, la nube emette energia sotto forma di radiazione, anche se molto più debolmente di una stella. Durante questa fase, la protostella ha una temperatura superficiale di 2-3.000 gradi ed è ancora immersa nella nube di gas e polvere dalla quale si è originata. Generalmente si forma un disco di gas attorno alla protostella, gas che piano piano cade su di essa. La stella, a sua volta, emette dei getti gassosi dalle regioni polari, lungo l asse di simmetria del disco. La struttura «disco più getti» è molto comune nelle prime fasi della vita di una stella. In questa fase la protostella è oscurata dal materiale circostante e perciò poco luminosa; la polvere della nube circostante assorbe la radiazione emessa dall oggetto, e la riemette a sua volta a frequenze più basse.
La vita delle stelle La contrazione della protostella continua finché al suo interno non vengono raggiunte temperature abbastanza alte da poter dare inizio alla fusione nucleare, che sarà il suo mezzo di sostentamento per milioni o miliardi di anni: la protostella è diventata una stella. Le moderne teorie dell evoluzione stellare, unite alle osservazioni di come le stelle si distribuiscono nei vari intervalli di massa, hanno fissato questo limite inferiore a circa 0.08 volte la massa del Sole. Analogamente, esiste un limite superiore per la massa di una stella, al di sopra del quale essa subisce delle instabilità e non può esistere in equilibrio. Questo limite è probabilmente compreso tra 100/120 volte la massa del Sole. Una stella si può pensare Oltre 200 stelle di nuova formazione sono come una struttura stra- presenti all interno della nube nota come tificata, come una sorta di NGC 604, nella Galassia del Triangolo. Queste stelle irradiano i gas con un energetica cipolla, in cui ogni stra- luce ultravioletta, ionizzando gli atomi e creto possiede un dato valore di ando delle vaste cavità all interno della nube. temperatura, di densità e di pressione. Questi valori aumentano andando dalla superficie della stella verso il centro. Questa struttura di gas si trova in equilibrio tra due forze opposte: quella gravitazionale diretta verso l interno, cioè il peso degli strati esterni su quelli più interni, e la pressione della radiazione prodotta nel nucleo della stella, che è diretta Le colonne di polvere verso l esterno. Durante note come Pilastri della Creazione (visti nel tutta la vita della stella, visibile dal telescopio che può durare anche Hubble - HST -) nella decine di miliardi di anni, Nebulosa Aquila, dove questo equilibrio viesono attivi diversi prone sempre mantenuto, cessi di formazione attraverso dei meccanistellare. smi di autoregolazione.
Spaccato della struttura interna del Sole, la stella madre del sistema solare attorno alla quale orbita la Terra. Nelle condizioni di altissime temperature e pressioni che si trovano all interno delle stelle, tutto il gas è ionizzato. I nuclei del gas sono molto vicini tra loro e si urtano ad alte velocità. La fusione di due o più nuclei avviene quando la pressione e la temperatura sono abbastanza alte perché essi possano vincere la loro mutua repulsione elettromagnetica (dovuta al fatto che hanno una carica elettrica dello stesso segno). Le reazioni di fusione nucleare richiedono quindi due condizioni: una sufficiente abbondanza dell elemento combustibile e una temperatura abbastanza alta per vincere la repulsione dei nuclei. Le stelle sono delle importantissime sorgenti di evoluzione chimica: a partire dall idrogeno, che è l elemento più abbondante nell universo, nelle stelle vengono sintetizzati gli elementi più pesanti. Durante la sua evoluzione, una stella restituisce parte di questo materiale allo spazio interstellare, o attraverso processi lenti e continui come il vento stellare, o nel corso di fenomeni esplosivi (nebulose planetarie, supernovae); da questo gas si formeranno poi delle nubi, delle nuove stelle ed eventualmente dei pianeti. Le stelle che si formano da questo gas hanno una composizione chimica diversa da quelle che si formano da gas non arricchito. Sulla base di questa differenza, gli astronomi classificano le stelle in due gruppi: le stelle di prima generazione prendono il nome di stelle di popolazione II, mentre quelle che si sono formate successivamente da gas arricchito in elementi pesanti, sono le stelle di popolazione I.
Le costellazioni L'Unione Astronomica Internazionale (UAI) divide il cielo in 88 costellazioni ufficiali con confini precisi, di modo che ogni punto della sfera celeste appartenga ad una e una sola costellazione. Queste sono basate principalmente sulle costellazioni della tradizione dell'antica Grecia, tramandate attraverso il Medioevo. Le 88 costellazioni si dividono, secondo un criterio storico e di importanza, in tre gruppi: le 12 costellazioni dello Zodiaco, che si trovano lungo l'eclittica, e vengono quindi percorse dal Sole nel suo moto apparente sulla volta celeste durante l'anno; le altre 38 costellazioni elencate da Tolomeo nel suo Almagesto; le rimanenti 38 costellazioni, definite in epoca moderna (a partire dal 1600 circa) negli spazi vuoti tra le costellazioni tolemaiche e nell emisfero meridionale. Queste nuove costellazioni sono generalmente composte da stelle poco brillanti, e possono essere difficili da osservare dalle città. Inoltre si dividono anche in base alla loro posizione nel cielo: 18 costellazioni boreali (settentrionali); 34 costellazioni equatoriali; 36 costellazioni australi (meridionali).