Este es un artículo destacado. Haga clic aquí para obtener información más detallada

Estrella

De Wikipedia, la enciclopedia libre.
Saltar a navegación Saltar a búsqueda
Nota de desambiguación.svg Desambiguación : si está buscando otros significados, consulte Stella (desambiguación) .
Nota de desambiguación.svg Desambiguación - "Estrellas" se refiere aquí. Si busca otros significados, consulte Estrellas (desambiguación) .
( LA )

" Per aspera ad astra ".

( ES )

"A través de la aspereza de las estrellas".

( Proverbio latino [1] )
Aparte del Sol , las estrellas están tan lejos que solo son visibles como puntos de luz, a pesar de que su diámetro es de millones de kilómetros. En la imagen, tomada por el telescopio espacial Hubble , la estrella Nube de Sagitario ( M24 ), un cúmulo abierto en la constelación del mismo nombre .

Una estrella es un cuerpo celeste que brilla con luz propia. Es un esferoide de plasma que mediante procesos de fusión nuclear en su núcleo genera energía , irradiada al espacio en forma de radiación electromagnética ( luminosidad ), flujo de partículas elementales ( viento estelar ) y neutrinos . [2] La mayoría de los elementos químicos más pesados ​​que el hidrógeno y el helio se sintetizan en los núcleos de las estrellas mediante el proceso de nucleosíntesis .

La estrella más cercana a la Tierra es el Sol , la fuente de gran parte de la energía de nuestro planeta. Las otras estrellas, con la excepción de algunas supernovas , [N 1] son visibles sólo durante la noche [N 2] como puntos brillantes parpadeantes, debido a los efectos de distorsión ( ver ) producidos por la atmósfera terrestre . [3]

Las estrellas tienen una masa entre 0.08 y 150-200 masas solares (M ). Las que tienen una masa inferior a 0,08 M se denominan enanas marrones , objetos a medio camino entre las estrellas y los planetas que no producen energía a través de la fusión nuclear; no parece que existan, por lo que se ha observado hasta ahora, estrellas con masa superior a 200 M , lo que confirma el límite de Eddington . [4] Las dimensiones también son variables, desde unos pocos kilómetros de estrellas degeneradas hasta miles de millones de kilómetros de supergigantes e hipergigantes . Las luminosidades están entre 10 −4 y 10 6 - 10 7 luminosidades solares (L ).

Las estrellas ocurren, así como solas, también en sistemas que constan de dos estrellas binarias o un número mayor ( sistemas múltiples ), unidas por la fuerza de la gravedad . [5] También pueden formar asociaciones estelares y cúmulos estelares ( abiertos o globulares ), a su vez agrupados, junto con estrellas individuales y nubes de gas y polvo , en cúmulos aún más extensos, las galaxias . [6] Numerosas estrellas también poseen sistemas planetarios más o menos grandes. [7]

Las estrellas se dividen en clases de magnitud o magnitud aparente, de acuerdo con la regla de que cuanto más débil es el brillo percibido, mayor es el número que expresa la magnitud: así las estrellas de tercera magnitud son más débiles que las de segunda magnitud y las estrellas de primera. Las magnitudes son cien veces más brillantes que las más débiles visibles sin un telescopio (sexta magnitud). La Vía Láctea , nuestra galaxia, contiene más de 100 mil millones de estrellas de varios tipos: más pequeñas y menos brillantes que el Sol, no más grandes que la Tierra, como las enanas blancas , y algunas gigantes, como Betelgeuse , cuyo diámetro es mayor que el de la órbita de la Tierra .

A lo largo de la historia, el cielo estrellado ha sido fuente de inspiración para numerosos filósofos, poetas, escritores y músicos, que en varios casos se han interesado directamente por el estudio de la astronomía . [8]

Observación

Parte del Cinturón de Gould y las estrellas de una región cercana de formación de estrellas forman el grupo de estrellas conocido en todo el mundo como la constelación de Orión .

La estrella más visible de nuestro planeta, así como la más cercana, es el Sol : ocupa la parte central de nuestro sistema solar y se encuentra a una distancia promedio de 150 millones de kilómetros de la Tierra ; su proximidad hace que llegue a nuestro planeta una cantidad de luz tal que, en el hemisferio en el que es visible, se oscurecen las demás estrellas. [9] Cuando se ve directamente sin protección, el sol puede incluso causar daño permanente a los ojos . [10] En general, sin embargo, cuando nos referimos al término "estrella" pensamos en todos los demás cuerpos celestes que tienen características similares al Sol, pero que están más lejos; en particular, pensamos en los puntos brillantes de varios colores que pueblan un cielo nocturno cuyas condiciones atmosféricas son óptimas, es decir, sin nubes, bruma o contaminación lumínica.

No todas las estrellas tienen el mismo brillo, de hecho muestran un rango de luminosidad muy amplio; esto se debe principalmente a dos factores. La más importante es la distancia: las estrellas de hecho están distribuidas en el espacio de manera irregular, debido a su propio movimiento , debido a eventos externos a ellas que pueden alterar su distribución como explosiones de supernovas , de su propio origen dentro de nubes moleculares y , a gran escala, de la morfología y dinámica galácticas. La segunda, no menos importante, es la luminosidad intrínseca de la estrella, que depende de su masa , su temperatura superficial y su fase evolutiva : una estrella de gran masa puede ser decenas de miles de veces más brillante que una estrella pequeña. [11] Como ejemplo, piense que la estrella más cercana a nosotros, el sistema α Centauri , es solo la tercera estrella más brillante en el cielo nocturno, mientras que Sirio , que está a más del doble de distancia, es la más brillante; [11] la segunda estrella más brillante del cielo es Canopus , una estrella supergigante amarilla unas setenta veces más lejos que α Centauri pero al menos 20.000 veces más brillante. [12]

A simple vista es posible ver, en una noche con condiciones atmosféricas óptimas, hasta 3000-4000 estrellas, según el lugar y el período de observación; las áreas del cielo con mayor densidad de estrellas visibles son aquellas cercanas al rastro luminoso de la Vía Láctea , donde la línea de visión cruza más estrellas. En general, del hemisferio norte los cielos más ricos en estrellas son los de invierno, mientras que los de verano, aunque se ve el centro de la Vía Láctea , son algo menos ricos; además, los cielos más estrellados de todos son los del hemisferio sur y, en particular, sus noches de verano. [13] En cambio, sería lógico pensar que en la dirección del centro galáctico son visibles muchas más estrellas, incluso a simple vista, que en la dirección opuesta; Esta aparente paradoja se debe a tres factores principales: el primero está ligado a la morfología del brazo espiral en el que nos encontramos, el cual presenta en dirección opuesta al centro galáctico y en dirección al hemisferio sur una gran estructura de arco de estrellas jóvenes, llamadas cinturón de Gould , formadas por cientos de estrellas brillantes; [14] el segundo factor se refiere a nuestra posición, en el borde interior del Brazo de Orión , por lo tanto, la mayor parte de nuestro brazo espiral anfitrión es visible en la dirección opuesta al centro galáctico, mientras que el brazo más cercano en la dirección interna, el de Sagitario , está a unos pocos miles de años luz de distancia, por lo que la distancia de sus estrellas es considerablemente mayor que la de nuestro brazo en espiral. [15] El tercer factor es la presencia, en la franja de cielo visible desde el hemisferio norte, de enormes bancos de nebulosas oscuras relativamente cerca de nosotros, que oscurecen las grandes regiones de formación estelar de nuestro brazo espiral, como Cefeo y Cisne. . [16] [17]

Historia de observaciones

Icono de lupa mgx2.svg El mismo tema en detalle: Historia de la Astronomía .
El "Big Dipper" visto en Kalalau, Islas Hawaianas

La historia de la observación estelar tiene una extensión muy amplia, que se remonta al origen del hombre . El deseo de conocimiento siempre ha alentado los estudios astronómicos tanto por razones religiosas o adivinatorias como para la predicción de eventos; al principio la astronomía coincidió con la astrología , representando al mismo tiempo un instrumento de conocimiento y poder; sólo después del advenimiento del método científico se produjo una clara separación entre estas dos disciplinas.

Prehistoria

Icono de lupa mgx2.svg Mismo tema en detalle: Arqueoastronomía .

El hombre , desde sus orígenes, ha sentido la necesidad de buscar en la bóveda celeste posibles correlaciones entre sus propios eventos y los fenómenos cósmicos . De esta necesidad ancestral y de la imaginación y creatividad propias del ser humano nacieron las constelaciones [18], que respondían a una serie de exigencias tanto prácticas como religiosas .

Los vestigios de cultos religiosos atribuidos a asterismos particulares, como el de la " Osa Mayor ", se remontan al Paleolítico . [19] Estudios recientes sostienen que un sistema de veinticinco constelaciones ya se desarrolló en el Paleolítico superior (hace unos 16.000 años). [18]

En el Neolítico , para memorizar mejor los astros, se atribuían similitudes y nombres a asterismos, no siempre antropomórficos , aludiendo a aspectos y elementos de la vida agrícola y pastoril . [18]

El primer conocimiento astronómico del hombre prehistórico, que consideraba las estrellas como puntos inmutables "incrustados" en la esfera celeste , consistió esencialmente en la predicción de los movimientos del Sol, la Luna y los planetas sobre el fondo de las estrellas fijas . [20] Un ejemplo de esta "protoastronomía" lo dan las orientaciones, según un sentido astronómico, de los primeros monumentos megalíticos, como el famoso complejo de Stonehenge , para demostrar el antiguo vínculo del hombre con el cielo, pero también la capacidad para realizar observaciones precisas.
El movimiento aparente del Sol sobre el fondo de las estrellas fijas y el horizonte se utilizó para elaborar calendarios , que se utilizaron para regular las prácticas agrícolas. [21]

Edad Antigua y Edad Media

El sistema de constelaciones fue perfeccionado en el segundo milenio antes de Cristo por la civilización babilónica , que dio los nombres actuales -casi todos de origen sumerio- a las constelaciones zodiacales y creó un calendario lunar, centrado en la sucesión de fenómenos celestes que marcaron el ciclo de las estaciones . [22] En el área de Babilonia se ha encontrado una lista con todas las constelaciones y objetos celestes visibles, que luego fueron ordenados en el firmamento no muy diferente de su posición actual. La civilización mesopotámica también tenía un gran interés en la astrología, entonces considerada una ciencia real. [22]

La civilización egipcia tenía un alto conocimiento astronómico: prueba de ello es el descubrimiento en Dendera de la carta estelar más antigua y precisa, fechada en 1534 a . C. [23] Incluso los fenicios , un pueblo de navegantes, tenían buenos conocimientos astronómicos. Ya se referían a la Osa Menor como medio de orientación para la navegación, y servían como indicador del Norte de la Estrella Polar , que en el 1500 a.C. ya debió estar muy cerca del Polo Norte celeste . [18]

Grabado representando a Hiparco de Nicea

La ciencia astronómica moderna debe mucho a la astronomía griega y romana . 48 de las 88 constelaciones modernas fueron codificadas y catalogadas ya en el siglo II d.C. por el astrónomo Claudio Ptolomeo , pero aún antes de él, astrónomos como Eudoxo de Cnido ( siglos V - IV a.C. ) e Hiparco ( siglo II a.C. ) elaboraron catálogos de estrellas. sobre la base de los producidos por civilizaciones anteriores que ellos mismos estudiaron.
El propio Hiparco, al presenciar afortunadamente el estallido de una nova en la constelación de Escorpio , llegó a dudar de la inmutabilidad de la esfera celeste. Además, habiendo notado, después de cuidadosas observaciones, que la posición de las constelaciones había cambiado con respecto a lo señalado por astrónomos anteriores, llegó a descubrir el fenómeno de la precesión de los equinoccios , es decir, el cambio lento pero continuo. en la orientación del eje de la Tierra en comparación con la esfera ideal de las estrellas fijas. [18]

Precisamente en la época de los griegos, el valor naturalista inicial de los asterismos se sumó a uno puramente mitológico: de hecho , los mitos y leyendas asociados a la mayoría de las constelaciones se deben a la cultura mitológica de la Grecia clásica . Los griegos también asignaron los nombres de los dioses del Olimpo a algunas "estrellas" particulares, que definieron como πλανῆται ( planētai , vagabundos ), que parecían moverse con respecto a las estrellas fijas : eran los planetas del sistema solar . Sin embargo, solo reconocieron cinco de ellos, desde Mercurio hasta Saturno : de hecho, de Urano , que aparece como una estrella tenue en los límites de la visibilidad a simple vista en un cielo muy oscuro, nadie registró nunca el movimiento orbital; Neptuno , por otro lado, es completamente invisible a simple vista. Debido a su baja luminosidad, debido a la gran distancia, los dos planetas más externos fueron descubiertos solo en tiempos recientes: el primero en 1781 , el segundo en 1846 . [6]

Incluso en la época romana , las estrellas se consideraban principalmente divinidades reales, como lo atestigua Cicerón . [24] Durante la Edad Media hubo un período general de estancamiento en la investigación astronómica esencialmente debido al hecho de que los astrónomos cristianos prefirieron aceptar la cosmología aristotélica-ptolemaica , que estaba en sintonía con los escritos bíblicos , incluso renunciando a las observaciones. Sin embargo, en este período se distinguieron astrónomos islámicos , redescubridores y grandes admiradores del Almagesto de Ptolomeo , quienes dieron nombres árabes , la mayoría de los cuales todavía se utilizan hoy en día, a un gran número de estrellas; también inventaron numerosos instrumentos astronómicos capaces de tener en cuenta la posición de las estrellas. En el siglo XI, el astrónomo Abū Rayhān al-Bīrūnī describió nuestra galaxia , la Vía Láctea , como una multitud de fragmentos con las propiedades típicas de las estrellas nebulosas , calculando también la latitud de algunas estrellas durante un eclipse lunar ocurrido en 1019 . [25]

Incluso los astrónomos chinos , como Hiparco antes que ellos, eran conscientes de que la esfera celeste no era inmutable y podían aparecer estrellas nunca antes vistas: presenciaron la explosión de varias supernovas en tiempos históricos, sobre las que escribieron grandes y detallados informes. [26] Uno de los más importantes fue aquel cuya luz, emitida unos 3000 años antes de Cristo, llegó a la Tierra el 4 de julio de 1054 : es SN 1054 , estalló en la constelación de Tauro , el resto del cual es el famoso Cangrejo Nebulosa (catalogada siglos después por el francés Charles Messier como Messier 1 - M1 - ). [26] [27]

Desarrollos en la era moderna

Retrato de William Herschel

Los primeros astrónomos europeos de la era moderna , como Tycho Brahe y su alumno Johannes Kepler , llegaron a dudar de la inmutabilidad de los cielos. De hecho, identificaron en el cielo nocturno algunas estrellas nunca antes vistas, a las que llamaron stellae novae , creyendo que eran estrellas recién formadas; [28] en realidad eran supernovas , estrellas masivas que terminan su existencia con una explosión catastrófica.

En 1584 Giordano Bruno , en su De el universo y los mundos infinitos , planteó la hipótesis de que las estrellas eran como otros soles y que los planetas podían orbitar alrededor de ellas, probablemente también similares a la Tierra. [29] La idea, sin embargo, no era nueva, ya que previamente había sido concebida por algunos filósofos de la antigua Grecia , como Demócrito y Epicuro ; [30] Aunque inicialmente se tachó de herejía , la hipótesis ganó credibilidad en los siglos siguientes y alcanzó el consenso general de la comunidad astronómica.

Para explicar por qué las estrellas no ejercen atracciones gravitacionales en el sistema solar , Isaac Newton planteó la hipótesis de que las estrellas estaban distribuidas por igual en todas las direcciones. La misma idea había sido formulada previamente por el teólogo Richard Bentley , quien quizás inspiró al propio Newton. [28]

El italiano Geminiano Montanari registró en 1667 variaciones en el brillo de la estrella AlgolPersei ). En 1718 , en Inglaterra , Edmond Halley publicó las primeras mediciones del movimiento adecuado de algunas de las estrellas más cercanas , incluidas Arturo y Sirio , mostrando que su posición había cambiado desde la época en que vivían Ptolomeo e Hiparco. [31]

William Herschel , el descubridor de los sistemas binarios , fue el primer astrónomo en intentar medir la distribución de estrellas en el espacio. En 1785 realizó una serie de mediciones en seiscientas direcciones diferentes, contando las estrellas contenidas en cada porción del campo visual . Luego notó que la densidad estelar aumentaba a medida que uno se acercaba a cierta área del cielo, coincidiendo con el centro de la Vía Láctea , en la constelación de Sagitario . Su hijo John luego repitió las mediciones en el hemisferio sur, llegando a las mismas conclusiones que su padre. [32] Herschel senior luego dibujó un diagrama sobre la forma de la Galaxia, pero considerando erróneamente al Sol cerca de su centro.

Astronomía estelar en los siglos XIX y XX

El diagrama de Hertzsprung-Russell
El diagrama de Hertzsprung-Russell (HR) es una poderosa herramienta teórica inventada por el astrofísico estadounidense HN Russell y el danés E. Hertzsprung , que relaciona el brillo (expresado en ordenadas ) y la temperatura de la superficie (expresado en abscisas ) de una estrella. Ambas son cantidades físicas que dependen estrictamente de las características intrínsecas de la estrella, las cuales, aunque no directamente medibles por el observador, pueden derivarse a través de modelos físicos, lo que permite a los astrofísicos determinar con cierta precisión la edad y etapa evolutiva de cada estrella. [33]

La primera medición directa de la distancia de una estrella a la tierra fue realizada en 1838 por el alemán Friedrich Bessel ; él, utilizando el método de paralaje , cuantificó la distancia del sistema binario 61 Cygni , obteniendo como resultado un valor de 11,4 años luz , todavía aceptado, aunque con mayores refinamientos. Las mediciones realizadas con este método mostraron la gran distancia entre una estrella y otra. [29]

Joseph von Fraunhofer y Angelo Secchi fueron los pioneros de la espectroscopia estelar . Los dos astrónomos, al comparar los espectros de algunas estrellas (incluida Sirio) con el del Sol, notaron diferencias en el grosor y el número de sus líneas de absorción . En 1865, Secchi comenzó a clasificar las estrellas según su tipo espectral , [34] pero el esquema de clasificación que se usa actualmente fue desarrollado durante el siglo XX por Annie J. Cannon .

Las observaciones de sistemas binarios crecieron en importancia durante el siglo XIX . El citado Bessel observó en 1834 algunas irregularidades y desviaciones en el propio movimiento de la estrella Sirio, que atribuyó a una compañera invisible identificada posteriormente en la enana blanca Sirio B. Edward Pickering descubrió el primer binario espectroscópico en 1899 , cuando observó que las líneas espectrales de la estrella Mizar (ζ Ursae Majoris) mostraban cambios regulares durante un período de 104 días. Al mismo tiempo, observaciones detalladas, realizadas en muchas estrellas binarias por astrónomos como Wilhelm von Struve y Sherburne Wesley Burnham , hicieron posible determinar las masas de las estrellas a partir de sus parámetros orbitales . La primera solución al problema de derivar la órbita de una estrella binaria sobre la base de observaciones telescópicas fue encontrada por Felix Savary en 1827 . [35]

El siglo XX vio grandes avances en el estudio científico de las estrellas; La fotografía proporcionó una ayuda válida en esta área. Karl Schwarzschild descubrió que el color de una estrella (y por lo tanto su temperatura real ) se podía determinar comparando la magnitud observada con la de la fotografía. El desarrollo de la fotometría fotoeléctrica permitió mediciones de magnitud muy precisas en múltiples longitudes de onda . En 1921, Albert A. Michelson realizó la primera medición de un diámetro estelar utilizando un interferómetro montado en el telescopio Hooker del observatorio Mount Wilson . [36]

Un importante trabajo conceptual sobre la base física de las estrellas se llevó a cabo en las primeras décadas del siglo pasado, gracias también a la invención en 1913 , por Ejnar Hertzsprung e, independientemente, Henry Norris Russell , del diagrama HR . Posteriormente se desarrollaron modelos para explicar la dinámica interna y la evolución de las estrellas, mientras que los avances logrados por la física cuántica permitieron explicar con éxito las particularidades de los espectros estelares; esto permitió conocer y determinar la composición química de las atmósferas estelares con cierta precisión. [37]

Una cefeida variable vista por HST en la galaxia M100

Los avances tecnológicos en la observación astronómica han permitido a los astrónomos observar estrellas individuales también en otras galaxias del Grupo Local , el cúmulo al que pertenece nuestra Vía Láctea. [38] [39] Recientemente ha sido posible observar algunas estrellas distintas, en su mayoría variables Cefeidas , [40] también en M100 , una galaxia que forma parte del Cúmulo Virgo , ubicada a unos 100 millones de años luz de la Tierra. [41] Por el momento, no ha sido posible observar cúmulos de estrellas o incluso estrellas individuales más allá del supercúmulo de Virgo ; la única excepción fue la tenue imagen de un vasto supercúmulo estelar , que contiene cientos de miles de estrellas, ubicado en una galaxia a mil millones de años luz de la Tierra: diez veces la distancia del cúmulo de estrellas más lejano observado hasta ahora. [42]

Desde principios de los noventa se han descubierto orbitando un gran número de estrellas, muchos planetas extrasolares ; el primer sistema planetario extrasolar fue descubierto en 1992 orbitando al púlsar PSR B1257 + 12 y consta de tres planetas, más un probable cometa . [43] Desde entonces se han registrado muchos otros descubrimientos que han llevado a más de 3200 el número de exoplanetas confirmado actualmente . [44]

Nomenclatura y catalogación

Icono de lupa mgx2.svg El mismo tema en detalle: Star Nomenclature y Star Catalog .
La constelación de Orión en el atlas de uranometría de Bayer

La mayoría de las estrellas están identificadas por un número de catálogo ; solo una pequeña parte de ellos, generalmente los más brillantes , tienen un nombre real que a menudo deriva del nombre árabe o latino original de la estrella. Muchos de estos nombres se deben a los mitos asociados a ellos, [45] a su posición en la constelación (como Deneb - α Cygni -, que significa cola ya que corresponde a la cola del Cisne Celestial ), o al período o posición particular en que aparecen en la esfera celeste en el transcurso del año; un ejemplo en este sentido es Sirio, cuyo nombre deriva del griego σείριος ( séirios ), que significa ardiente , quemador . De hecho, los antiguos griegos asociaban la estrella con el período más caluroso durante el verano , la ola de calor , ya que del 24 de julio al 26 de agosto la estrella sale y se pone con el Sol ( salida helíaca ). [46]

A partir del siglo XVII , los nombres de las constelaciones a las que pertenecían se empezaron a dar a las estrellas de determinadas regiones del cielo. El astrónomo alemán Johann Bayer creó una serie de mapas estelares (recogidos en el atlas Uranometria ) en los que utilizó, para nombrar las estrellas de cada constelación, las letras del alfabeto griego (asignando la letra α a la más brillante) seguidas del genitivo. del nombre de la constelación en latín ; [6] este sistema se conoce como nomenclatura de Bayer . Sin embargo, dado que las letras griegas son muy limitadas, sucede que en algunas constelaciones, que contienen un gran número de estrellas, resultan insuficientes; Bayer pensó entonces en recurrir a las minúsculas del alfabeto latino una vez agotadas las griegas. [6] In seguito l'astronomo inglese John Flamsteed inventò un nuovo sistema di nomenclature, denominato in seguito nomenclatura di Flamsteed , molto simile a quello di Bayer, ma basato sull'utilizzo di numeri al posto delle lettere greche; il numero 1 però non era assegnato alla stella più luminosa, ma alla stella con ascensione retta (una coordinata astronomica analoga alla longitudine terrestre) più bassa. [6] A seguito della scoperta delle stelle variabili, si è deciso di assegnare loro una nomenclatura diversa , basata sulle lettere maiuscole dell'alfabeto latino seguite dal genitivo della costellazione; la lettera di partenza non è però la A, ma la R, cui seguono S, T e così via; la A viene immediatamente dopo la Z. Una volta esaurite le lettere dell'alfabeto si riparte con RR e via dicendo (ad esempio S Doradus , RR Lyrae ecc.). [6] Il numero di variabili scoperte è cresciuto al punto che in alcune costellazioni si è resa necessaria l'adozione di un nuovo sistema di nomenclature, che prevede la lettera V (che sta per variable ) seguita da un numero identificativo e dal genitivo latino della costellazione (ad esempio V838 Monocerotis ).

In seguito, con il progredire dell' astronomia osservativa e l'utilizzo di strumenti sempre più avanzati, si è resa necessaria l'adozione di numerosi altri sistemi di nomenclatura, che hanno dato origine a nuovi cataloghi stellari. [47]

La sola organizzazione abilitata dalla comunità scientifica a conferire i nomi alle stelle, e più in generale a tutti i corpi celesti, è l' Unione Astronomica Internazionale . [47]

Unità di misura

Gran parte dei parametri stellari sono espressi convenzionalmente secondo le unità di misura del Sistema Internazionale , anche se non di rado vengono utilizzate le unità del sistema CGS (ad esempio, la luminosità viene talvolta espressa in erg al secondo). Massa, luminosità e raggio sono spesso dati in unità solari, un sistema che tiene conto delle caratteristiche del Sole:

Massa solare : M = 1,9891 × 10 30 kg [48]
Luminosità solare : L = 3,827 × 10 26 W [48]
Raggio solare : R = 6,960 × 10 8 m [49]

Le grandezze maggiori, come il raggio di una stella supergigante o ipergigante o il semiasse maggiore di un sistema binario, sono spesso espresse in termini di unità astronomiche (UA), una misura equivalente alla distanza media tra la Terra e il Sole (circa 150 milioni di km).

Classificazione

Magnifying glass icon mgx2.svg Lo stesso argomento in dettaglio: Classificazione stellare .
Schema della classificazione spettrale Morgan-Keenan-Kellman

La classificazione stellare è generalmente basata sulla temperatura superficiale delle stelle, che può essere stimata mediante la legge di Wien a partire dalla loro emissione luminosa. La temperatura superficiale è all'origine del colore dell'astro [50] e di diverse particolarità spettrali, che consentono di dividerle in classi, a ciascuna delle quali è assegnata una lettera maiuscola. I tipi spettrali più utilizzati sono, in ordine decrescente di temperatura: O, B, A, F, G, K, M; in lingua inglese è stata coniata una frase per ricordare facilmente questa scala: O h B e AF ine G irl , K iss M e . Le stelle di tipo O , di colore blu-azzurro, sono le più massicce e luminose, visibili da grandissime distanze, ma anche le più rare; quelle di tipo M , rosse e solitamente grandi appena da permettere che abbia inizio la fusione dell'idrogeno nei loro nuclei, sono invece le più frequenti. Esistono poi diversi altri tipi spettrali utilizzati per descrivere alcuni tipi particolari di stelle: i più comuni sono L e T, utilizzati per classificare le nane rosse meno massicce più fredde e scure (che emettono principalmente nell' infrarosso ) e le nane brune ; di grande importanza sono anche i tipi C, R e N, utilizzati per le stelle al carbonio , e W, utilizzato per le caldissime ed evolute stelle di Wolf-Rayet .

Ogni tipo spettrale è ulteriormente suddiviso in dieci sottoclassi, da 0 (la più calda) a 9 (la meno calda). Per esempio, il tipo A più caldo è l'A0, che è molto simile al B9, il tipo B meno caldo. Questo sistema dipende strettamente dalla temperatura superficiale della stella, ma perde valore se si considerano le temperature più alte; tant'è che non sembrano esistere stelle di classe O0 e O1. [51] Tale classificazione è detta classificazione spettrale di Morgan-Keenan-Kellman .

Caratteristiche delle differenti classi spettrali nella sequenza principale [52]
Classe Temperatura ( K ) Colore Massa (M ) Raggio (R ) Luminosità (L ) Linee di assorbimento Esempio
O
28 000 - 50 000
Blu-azzurro 16 - 150 15 fino a 1 400 000 N , C , He e O 10 Lacertae
B
9 600 - 28 000
Bianco-azzurro 3,1 - 16 7 20 000 He, H Regolo
A
7 100 - 9 600
Bianco 1,7 - 3,1 2,1 80 H Altair
F
5 700 - 7 100
Bianco-giallastro 1,2 - 1,7 1,3 6 Metalli : Fe , Ti , Ca , Sr e Mg Procione
G
4 600 - 5 700
Giallo 0,9 - 1,2 1,1 1,2 Ca, He, H e altri Sole
K
3 200 - 4 600
Arancione 0,4 - 0,8 0,9 0,4 Metalli + TiO 2 α Centauri B
M
1 700 - 3 200
Rosso 0,08 - 0,4 0,4 0,04 Come sopra Stella di Barnard

Le stelle possono essere anche suddivise in gruppi in base agli effetti, strettamente dipendenti dalle dimensioni spaziali dell'astro e dalla sua gravità superficiale, che la luminosità sortisce sulle linee spettrali. Identificate da numeri romani , le classi di luminosità sono comprese tra la 0 ( ipergiganti ) e la VII (nane bianche), passando per la III ( giganti ) e la V (la sequenza principale , che comprende la maggior parte delle stelle, tra cui il Sole); tale classificazione è detta classificazione spettrale di Yerkes . [51]

La classificazione di certe stelle richiede l'uso di lettere minuscole per descrivere alcune situazioni particolari rilevate nei loro spettri: ad esempio, la " e " indica la presenza di linee di emissione, la " m " indica un livello straordinariamente alto di metalli e " var " indica una variabilità nel tipo spettrale. [51]

Le nane bianche godono di una classificazione a parte. Indicate genericamente con la lettera D (che sta per l'inglese dwarf , nano ), sono a loro volta suddivise in sottoclassi che dipendono dalla tipologia predominante delle linee riscontrate nei loro spettri: DA, DB, DC, DO, DZ e DQ; segue poi un numero che identifica la temperatura del corpo celeste. [53]

Evoluzione

Magnifying glass icon mgx2.svg Lo stesso argomento in dettaglio: Evoluzione stellare .
Il percorso evolutivo di diverse stelle lungo il Diagramma HR

Con la locuzione "evoluzione stellare" si intendono i cambiamenti che una stella sperimenta nel corso della sua esistenza, durante la quale essa varia, anche in maniera molto pronunciata, di luminosità, raggio e temperatura. Tuttavia, a causa dei tempi evolutivi molto lunghi (milioni o miliardi di anni), è impossibile per un essere umano seguire l'intero ciclo vitale di un astro; pertanto, per riuscire a comprendere i meccanismi evolutivi, si osserva una popolazione stellare che contiene stelle in diverse fasi della loro vita e si costruiscono dei modelli fisico - matematici che permettano di riprodurre in via teorica le proprietà osservate. Un valido aiuto in questo senso è dato dal diagramma HR, che pone a confronto la luminosità e la temperatura . Ogni astro ha una propria evoluzione la cui durata dipende dalla propria massa: quanto più una stella è massiccia, tanto più breve risulterà essere la durata del ciclo vitale.

Formazione

Magnifying glass icon mgx2.svg Lo stesso argomento in dettaglio: Formazione stellare .
Rappresentazione grafica della protostella scoperta nella nube oscura LDN 1014 ; ben visibili sono il disco di accrescimento ei getti che si dipartono dai poli della protostella.

Le stelle si formano all'interno delle nubi molecolari , delle regioni di gas ad "alta" densità [N 3] presenti nel mezzo interstellare , costituite essenzialmente da idrogeno, con una quantità di elio del 23–28% e tracce di elementi più pesanti. [54] Le stelle più massicce che si formano al loro interno le illuminano e le ionizzano , creando le cosiddette regioni H II . [55]

La formazione di una stella ha inizio quando una nube molecolare inizia a manifestare fenomeni di instabilità gravitazionale, spesso innescati dalle onde d'urto di una supernova o della collisione tra due galassie . Non appena si raggiunge una densità della materia tale da soddisfare i criteri dell' instabilità di Jeans , la regione inizia a collassare sotto la sua stessa gravità.

Il graduale collasso della nube porta alla formazione di densi agglomerati di gas e polveri oscure al cui interno si forma la protostella , circondata da un disco che alimenta l' aumento della sua massa . Il destino della protostella dipende dalla massa che riesce ad accumulare: se questa è inferiore a 0,08 M , la protostella non raggiunge l'ignizione delle reazioni nucleari e si trasforma in una nana bruna ; [56] se possiede una massa fino a otto masse solari, si forma una stella pre-sequenza principale , spesso circondata da un disco protoplanetario ; se la massa è superiore a 8 M , la stella raggiunge direttamente la sequenza principale senza passare per questa fase. [57]

Sequenza principale

Magnifying glass icon mgx2.svg Lo stesso argomento in dettaglio: Sequenza principale .
Vega (α Lyrae, qui confrontata con il Sole ) è una stella di sequenza principale.

La sequenza principale è una fase di stabilità durante la quale le stelle fondono l'idrogeno del proprio nucleo in elio a temperatura e pressione elevate; le stelle trascorrono in questa fase circa il 90% della propria esistenza. [58]

In questa fase ogni stella genera un vento di particelle cariche che provoca una continua fuoriuscita di materia nello spazio, che per gran parte delle stelle risulta irrisoria. Il Sole, ad esempio, perde, nel vento solare , 10 −14 masse solari di materia all'anno, [59] ma le stelle più massicce arrivano a perderne decisamente di più, sino a 10 −7 – 10 −5 masse solari all'anno; tale perdita può riflettersi in maniera sostanziale sulla successiva evoluzione dell'astro. [60]

La durata della sequenza principale dipende dalla massa iniziale e dalla luminosità della stella. [58] Le stelle più massicce consumano il proprio "combustibile nucleare" piuttosto velocemente e hanno una vita decisamente più breve (qualche decina o centinaio di milioni di anni); le stelle più piccole invece bruciano l'idrogeno del nucleo molto lentamente e hanno un'esistenza molto più lunga (decine o centinaia di miliardi di anni). [58]

La sequenza principale termina non appena l'idrogeno, contenuto nel nucleo della stella, è stato completamente convertito in elio dalla fusione nucleare; la successiva evoluzione della stella segue vie diverse a seconda della massa dell'oggetto celeste. [61]

Fase post-sequenza principale

Schema che rappresenta le dimensioni del Sole nella sequenza principale e nella fase di gigante rossa

Le stelle più piccole, le nane rosse (tra 0,08 e 0,4 masse solari), si riscaldano, divenendo per breve tempo delle stelle azzurre , per poi contrarsi gradualmente in nane bianche . [62] Tuttavia, dato che la durata della vita di tali stelle è maggiore dell' età dell'Universo (13,7 miliardi di anni), si ritiene che nessuna di essa sia ancora giunta al termine della propria evoluzione. [63]

Le stelle la cui massa è compresa tra 0,4 e 8 masse solari attraversano, al termine della sequenza principale, una fase di notevole instabilità: il nucleo subisce una serie di collassi gravitazionali, incrementando la propria temperatura e dando inizio a diversi processi di fusione nucleare che riguardano anche gli strati immediatamente contigui al nucleo; gli strati più esterni invece si espandono per far fronte al surplus energetico proveniente dal nucleo e gradualmente si raffreddano, assumendo di conseguenza una colorazione rossastra. La stella, dopo esser passata per la fase instabile di subgigante , si trasforma in una fredda ma brillante gigante rossa . [61] [64] Durante questo stadio la stella fonde l' elio in carbonio e ossigeno e, qualora la massa sia sufficiente (~7-8 M ), una parte di quest'ultimo in magnesio. [65] Parallela a quella di gigante rossa è la fase di gigante blu , che intercorre come meccanismo di compensazione qualora la velocità delle reazioni nucleari subisca un rallentamento. [5]
Si stima che il Sole diverrà una gigante rossa tra circa 5 miliardi di anni: le sue dimensioni saranno colossali (circa 100 volte quelle attuali) e il suo raggio si estenderà sino quasi a coprire l'attuale distanza che separa la stella dalla Terra (1 UA). [66]

La supergigante rossa Betelgeuse

Anche le stelle massicce (con massa superiore a 8 M ), al termine della sequenza principale, subiscono numerose instabilità, che le portano a espandersi allo stadio di supergigante rossa . In questa fase, l'astro fonde l'elio in carbonio e, all'esaurimento di questo processo, si innesca una serie di successivi collassi nucleari e aumenti di temperatura e pressione che avviano i processi di sintesi di altri elementi più pesanti: neon , silicio e zolfo , per terminare con il nichel -56, che decade in ferro -56. In tali stelle può svolgersi in contemporanea la nucleosintesi di più elementi all'interno di un nucleo pluristratificato. [67] In ciascuno degli strati concentrici avviene la fusione di un differente elemento: il più esterno fonde idrogeno in elio, quello immediatamente sotto fonde elio in carbonio e via dicendo, a temperature e pressioni sempre crescenti man mano che si procede verso il centro. Il collasso di ciascuno strato è sostanzialmente evitato dal calore e dalla pressione di radiazione dello strato sottostante, dove le reazioni procedono a un regime più intenso. [63] [68]

Qualora subiscano un rallentamento i processi di fusione nucleare, le supergiganti rosse possono attraversare uno stadio simile a quello di gigante blu, che prende il nome di supergigante blu ; l'astro tuttavia, prima di raggiungere questo stadio, passa per la fase di supergigante gialla , caratterizzata da una temperatura e da dimensioni intermedie rispetto alle due fasi. [67]

Le stelle supermassicce (>30 M ), dopo aver attraversato la fase instabile di variabile blu luminosa , man mano che procedono lungo il loro percorso post-sequenza principale accumulano al loro centro un grande nucleo di ferro inerte; divengono così stelle di Wolf-Rayet , oggetti caratterizzati da venti forti e polverosi che provocano una consistente perdita di massa. [69]

Stadi terminali

Magnifying glass icon mgx2.svg Lo stesso argomento in dettaglio: Stella degenere .

Quando una stella è prossima alla fine della propria esistenza, la pressione di radiazione del nucleo non è più in grado di contrastare la gravità degli strati più esterni dell'astro. Di conseguenza il nucleo va incontro a un collasso , mentre gli strati più esterni vengono espulsi in maniera più o meno violenta; ciò che resta è un oggetto estremamente denso: una stella compatta , costituita da materia in uno stato altamente degenere . [70] La tipologia di stella compatta che si viene a formare differisce in relazione alla massa iniziale della stella.

Alcune nane bianche fotografate da HST nell' ammasso globulare NGC 6397

Se la stella possedeva originariamente una massa tra 0,08 e 8 M si forma una nana bianca , un oggetto dalle dimensioni piuttosto piccole (paragonabili all'incirca a quelle della Terra) con una massa minore o uguale al limite di Chandrasekhar (1,44 M ). [71] Una nana bianca possiede una temperatura superficiale molto elevata, [62] [71] che col tempo tende a diminuire in funzione degliscambi termici con lo spazio circostante fino a raggiungere, in un lunghissimo lasso di tempo, l' equilibrio termico e trasformarsi in una nana nera . Sino a ora non è stata ancora osservata alcuna nana nera; perciò gli astronomi ritengono che il tempo previsto perché una nana bianca si raffreddi del tutto sia di gran lunga superiore all'attuale età dell'Universo. [71]

Se la stella morente ha una massa compresa tra 0,08 e 0,4 M dà luogo a una nana bianca senza alcuna fase intermedia; se invece la sua massa è compresa tra 0,4 e 8 M , essa, prima di trasformarsi in nana bianca, perde i suoi strati più esterni in una spettacolare nebulosa planetaria . [62]

La Nebulosa Granchio , un noto resto di supernova visibile nella costellazione del Toro

Nelle stelle con masse superiori a 8 M , la fusione nucleare continua finché il nucleo non raggiunge una massa superiore al limite di Chandrasekhar. Oltrepassato questo limite, il nucleo non riesce più a tollerare la sua stessa massa e va incontro a un improvviso e irreversibile collasso. L' onda d'urto che si genera provoca la catastrofica esplosione della stella in una brillantissima supernova di tipo II o di tipo Ib o Ic , se si trattava di una stella supermassiccia (>30 M ). Le supernovae hanno una luminosità tale da superare, anche se per breve tempo, la luminosità complessiva dell'intera galassia che le ospita. [72]

L'energia liberata nell'esplosione è talmente elevata da consentire la fusione dei prodotti della nucleosintesi stellare in elementi ancora più pesanti, in un fenomeno detto nucleosintesi delle supernovae . [72] L'esplosione della supernova diffonde nello spazio la gran parte della materia che costituiva la stella; tale materia forma il cosiddetto resto di supernova , [72] mentre il nucleo residuo sopravvive in uno stato altamente degenere. Se la massa del residuo è compresa tra 1,4 e 3,8 masse solari, esso collassa in una stella di neutroni (che talvolta si manifesta come pulsar ); nel caso in cui la stella originaria sia talmente massiccia che il nucleo residuo mantiene una massa superiore a 3,8 masse solari ( limite di Tolman-Oppenheimer-Volkoff ), [73] nessuna forza è in grado di contrastare il collasso gravitazionale e il nucleo si contrae fino a raggiungere dimensioni inferiori al raggio di Schwarzschild : si origina un buco nero stellare . [74]

Struttura

Magnifying glass icon mgx2.svg Lo stesso argomento in dettaglio: Struttura stellare .

L'interno di una stella di sequenza principale si trova in una condizione di equilibrio in cui le due forze predominanti, la gravità (orientata in direzione del centro della stella) e l' energia termica della massa del plasma (orientata verso la superficie) si controbilanciano alla perfezione. Perché questa situazione di stabilità permanga, è necessario che la temperatura del nucleo raggiunga o superi i 10 7 K; la combinazione di valori elevati di temperatura e pressione favorisce il processo di fusione dei nuclei di idrogeno in nuclei elio, che sprigiona un' energia sufficiente a contrastare il collasso cui la stella andrebbe naturalmente incontro. [75] Tale energia è emessa sotto forma di neutrini e fotoni gamma , che, interagendo col plasma circostante, contribuiscono a mantenere elevata la temperatura dell'interno stellare.

Schema sulle strutture interne di differenti tipi di stelle; le curve rappresentano la zona convettiva, le linee spezzate la zona radiativa.

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. L'interno delle stelle presenta una struttura ben definita, che appare suddiviso in diversi strati. La zona radiativa è quella regione all'interno della stella in cui il trasferimento dell'energia per irraggiamento è sufficiente a mantenere stabile il flusso energetico. In questa zona il plasma non subisce né perturbazioni né spostamenti di massa; se però il plasma inizia a dare manifestazioni di instabilità ed è soggetto a movimenti di tipo convettivo , la regione assume le caratteristiche di zona convettiva . Quanto detto si verifica generalmente nelle zone della stella in cui sono localizzati i flussi altamente energetici, come nello strato immediatamente superiore al nucleo, o in aree con un' opacità alla radiazione superiore allo strato più esterno. [75] La posizione della zona radiativa e di quella convettiva di una stella di sequenza principale dipende dalla classe spettrale e dalla massa. Nelle stelle con una massa diverse volte quella solare la zona convettiva è posta in profondità, adiacente al nucleo, mentre la zona radiativa è posta subito al di sopra della zona convettiva. Nelle stelle meno massicce, come il Sole , le due zone sono invertite, ovvero la zona radiativa è adiacente al nucleo. [76] Le nane rosse con una massa inferiore a 0,4 masse solari presentano solamente una zona convettiva che previene l'accumulo di un nucleo di elio. [77] In gran parte delle stelle la zona convettiva tende a variare nel corso del tempo man mano che la stella procede nella sua evoluzione e la sua composizione interna subisce dei cambiamenti. [75]

Sezione di una stella simile al Sole e di una gigante rossa. In basso a destra il confronto delle dimensioni.

La porzione visibile di una stella di sequenza principale è detta fotosfera e costituisce la superficie dell'astro. In questa zona il plasma stellare diviene trasparente ai fotoni luminosi e permette la propagazione delle radiazioni nello spazio . Sulla fotosfera compaiono delle zone più scure causate dall' attività magnetica dell'astro: si tratta delle macchie stellari , che appaiono scure poiché hanno una temperatura inferiore a quella del resto della fotosfera. [76]

Al di sopra della fotosfera si staglia l' atmosfera stellare . In una stella di sequenza principale, come il Sole, la parte più bassa dell'atmosfera, detta cromosfera , è una debole regione, di colore rosaceo, in cui hanno luogo vari fenomeni come le spicule oi flare , circondata da una zona di transizione, dall'ampiezza di 100 km, in cui la temperatura cresce enormemente. Al di sopra si trova la corona , un volume di plasma poco denso a elevatissima temperatura (oltre il milione di kelvin) che si estende nello spazio per diversi milioni di km. [78] L'esistenza della corona sembra dipendere dalla presenza della zona convettiva in prossimità degli strati superficiali della stella. [76] A dispetto dell'altissima temperatura, la corona emette una quantità relativamente piccola di luce e risulta visibile, nel caso del Sole, solo durante le eclissi .

Dalla corona si diparte un vento stellare , costituito da plasma estremamente rarefatto e particelle cariche, che si propaga nello spazio sino a quando non viene a interagire col mezzo interstellare , dando origine, soprattutto nel caso delle stelle massicce, a delle cavità del mezzo interstellare dette " bolle ". [79]

Caratteristiche

Il Sole fotografato dalla sonda STEREO (A). La nostra stella ha un'età di circa 5 miliardi di anni; l'età attuale del nostro astro è stata determinata tramite modelli elaborati al computer sull' evoluzione stellare e la nucleocosmocronologia . [80]

Quasi tutte le caratteristiche di una stella, incluse luminosità, dimensioni, evoluzione, durata del ciclo vitale e destino finale, sono determinate dalla sua massa al momento della formazione.

Massa , raggio , accelerazione di gravità alla superficie e periodo di rotazione possono essere misurati sulla base dei modelli stellari ; la massa inoltre può essere calcolata in maniera diretta in un sistema binario sfruttando le leggi di Keplero combinate con la meccanica newtoniana o tramite l'effetto lente gravitazionale . [81] Tutti questi parametri, associati, possono permettere di calcolare l'età della stella. [82]

Età

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 , ha un'età stimata di 13,2 miliardi di anni. [83] Studi in banda submillimetrica effettuati con il radiotelescopio ALMA hanno evidenziato [84] che le prime stelle si sarebbero formate quando l'universo aveva circa il 2% dell'età attuale. [85]

La durata del ciclo vitale di una stella dipende dalla massa che essa possiede al momento della sua formazione: quanto più una stella è massiccia, tanto più la durata del suo ciclo vitale è breve. Infatti la pressione e la temperatura che caratterizzano il nucleo di una stella massiccia sono nettamente superiori a quelle presenti nelle stelle meno massicce; di conseguenza l'idrogeno viene fuso in maniera più "efficiente" tramite il ciclo CNO (anziché secondo la catena protone-protone ), che produce una quantità di energia superiore mentre le reazioni avvengono a un ritmo più serrato. Le stelle più massicce hanno una vita prossima al milione di anni, mentre le meno massicce (come le nane arancioni e rosse ) bruciano il proprio combustibile nucleare molto lentamente arrivando a vivere per decine o centinaia di miliardi di anni. [86] [87]

Composizione chimica

Magnifying glass icon mgx2.svg Lo stesso argomento in dettaglio: Metallicità .
Rappresentazione grafica di HE 1523-0901 , la stella più antica conosciuta; la sua metallicità, tra le più basse conosciute ([Fe/H]=-2,95), [83] ha consentito di determinarne l'età. ( ESO )

Al momento della loro formazione, le stelle sono composte prevalentemente da idrogeno ed elio, con una piccola percentuale di elementi più pesanti, detti metalli ; tra di essi vi sono però alcuni elementi, come l'ossigeno e il carbonio, che dal punto di vista chimico non sono realmente dei metalli . La quantità di tali elementi nell'atmosfera stellare è detta metallicità ([M/H] o, più spesso, [Fe/H]) ed è definita come il logaritmo decimale della quantità di elementi pesanti (M), soprattutto il ferro (Fe), rispetto all'idrogeno (H), diminuita del logaritmo decimale della metallicità del Sole: così, se la metallicità della stella presa in esame è pari a quella solare, il risultato sarà pari a zero. Ad esempio, un valore del logaritmo pari a 0,07 equivale a un tasso reale di metallicità di 1,17, il che significa che l'astro è più ricco di metalli rispetto alla nostra stella del 17%; [88] tuttavia il margine d'errore della misura rimane relativamente alto.

Le stelle più antiche (dette di Popolazione II ) sono costituite da idrogeno (per circa il 75%), elio (per circa il 25%) e una frazione molto piccola (<0,1%) di metalli. Nelle stelle più giovani (dette di Popolazione I ), invece, la percentuale di metalli sale fino a circa il 2% - 3%, mentre l'idrogeno ed elio hanno percentuali rispettivamente dell'ordine del 70% - 75% e 24% - 27%. Queste differenze sono dovute al fatto che le nubi molecolari, da cui le stelle si originano, sono costantemente arricchite dagli elementi pesanti diffusi dalle esplosioni delle supernove. La determinazione della composizione chimica di una stella può essere, quindi, utilizzata per determinare la sua età. [89]

La frazione di elementi più pesanti dell'elio è generalmente misurata sulla base delle quantità di ferro contenute nell'atmosfera stellare, dato che il ferro è un elemento abbastanza comune e le sue linee di assorbimento sono piuttosto facili da identificare. La quantità degli elementi pesanti è anche indice della probabile presenza di un sistema planetario in orbita attorno alla stella. [90]

La stella col minor contenuto di ferro mai misurato è la gigante rossa SMSS J160540.18-144323.1 , con appena 1/1 500 000 del contenuto ferroso del Sole. [91] Al contrario, la stella μ Leonis è ricchissima in "metalli", con una metallicità circa il doppio di quella del Sole, mentre 14 Herculis , attorno alla quale orbita un pianeta ( 14 Herculis b ), ha una metallicità tre volte superiore. [92] Alcune stelle, dette stelle peculiari , mostrano nel proprio spettro un'insolita abbondanza di metalli, specialmente cromo e lantanidi (le cosiddette terre rare ). [93]

La metallicità influenza inoltre la durata della sequenza principale, l'intensità del campo magnetico [94] e del vento stellare. [95] Le vecchie stelle di popolazione II hanno una metallicità minore delle più giovani stelle di popolazione I, poiché le nubi molecolari da cui si sono formate queste ultime possedevano una maggiore quantità di metalli. [N 4]

Dimensioni apparenti e reali

A causa della grande distanza dalla Terra , tutte le stelle, eccetto il Sole, appaiono all'occhio umano come dei minuscoli punti brillanti nel cielo notturno, scintillanti a causa degli effetti distorsivi dell' atmosfera terrestre . Il Sole invece, pur essendo esso stesso una stella, è abbastanza vicino al nostro pianeta da apparire come un disco che illumina il nostro pianeta dando luogo al giorno .

Schema in cui sono messe a confronto le dimensioni del Sole e di VY Canis Majoris , la stella più grande conosciuta

Oltre al Sole, la stella con la maggiore grandezza apparente è R Doradus , con un diametro angolare di soli 0,057 secondi d'arco . [96]

Le dimensioni angolari del disco di gran parte delle stelle sono troppo piccole per permettere l'osservazione delle strutture superficiali attive (come le macchie ) con gli attuali telescopi ottici di terra; pertanto l'unico modo per riprodurre immagini di tali caratteristiche è l'utilizzo di telescopi interferometrici . È possibile misurare le dimensioni angolari delle stelle anche durante le occultazioni , valutando il calo di luminosità di una stella mentre essa è occultata dalla Luna o l'aumento di luminosità della stessa al termine dell'occultazione. [97]

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: ad esempio quello di BetelgeuseOrionis ) è 630 volte quello del Sole, circa un miliardo di km (quasi 6,7 UA); [36] tali stelle possiedono tuttavia densità decisamente inferiori a quella del nostro Sole, tanto che la loro atmosfera è assimilabile a un vuoto spinto . [98] La stella più grande conosciuta è VY Canis Majoris , il cui diametro è quasi 2000 volte quello del Sole: se si trovasse al centro del Sistema solare , la sua atmosfera si estenderebbe sino all'orbita di Saturno . [99]

Massa

Eta Carinae (circondata dalla Nebulosa Omuncolo ) possiede una massa circa 150 volte quella del Sole

Le stelle sono oggetti dotati di una massa considerevole, compresa tra 1,5913 × 10 29 [56] e 3,9782 × 10 32 kg ; [100] in unità solari, da 0,08 a 150–200 masse solari (M ).

Una delle stelle più massicce conosciute è l' ipergigante LBV Eta Carinae , [101] la cui massa è stimata in 100–150 M ; tuttavia una simile massa comporta una sensibile riduzione della vita dell'astro, che vive al massimo per alcuni milioni di anni. [4] [101] Uno studio condotto sulle stelle dell' ammasso Arches suggeriva che 150 M fosse il limite massimo raggiungibile da una stella nell'attuale era dell'Universo. [4] La ragione di questo limite non è ancora nota; gli astronomi tuttavia ritengono che ciò sia dovuto in buona parte alla metallicità dell'astro, ma soprattutto al limite di Eddington , [4] che definisce la quantità massima di radiazione luminosa in grado di attraversare gli strati della stella senza provocarne l'espulsione nello spazio. Tuttavia, la scoperta di una stella con una massa di gran lunga superiore a questo limite, R136a1 nella Grande Nube di Magellano (con una massa ipotizzata in circa 265 M ), [102] impone agli astronomi una revisione teorica del valore del limite massimo di massa stellare.

Le prime stelle, formatesi qualche centinaia di migliaia di anni dopo il Big Bang , dovevano possedere delle masse ancora maggiori (forse oltre 300 M [103] ) per via della totale assenza al proprio interno di elementi più pesanti del litio . Questa primitiva generazione di stelle supermassicce (dette di popolazione III ) si è estinta già da miliardi di anni, per cui gli astronomi sono in grado di formulare esclusivamente delle congetture sulla base dei dati attualmente in loro possesso.

Con una massa appena 93 volte quella di Giove , la nana rossa AB Doradus C, membro del sistema stellare di AB Doradus, è invece la stella meno massiccia conosciuta a essere alimentata dalle reazioni nucleari. [104] Gli astronomi ritengono che per le stelle dotate di una metallicità simile a quella del Sole la massa minima per innescare la fusione nucleare sia di circa 75 masse gioviane . [105] [106] Un recente studio, condotto sulle stelle meno massicce, ha permesso di scoprire che, se la metallicità è molto bassa, la massa minima perché un astro possa produrre energia tramite la fusione nucleare corrisponde a circa l'8,3% della massa solare (circa 87 masse gioviane). [106] [107] Una particolare tipologia di oggetti , che prende il nome di nane brune , costituisce l'anello di congiunzione tra le stelle nane ei pianeti giganti gassosi : la loro massa non è sufficiente a innescare le reazioni nucleari, ma è comunque nettamente superiore a quella di un gigante gassoso.

Gravità superficiale

La combinazione di raggio e massa determina la gravità superficiale della stella. Le stelle giganti hanno una gravità decisamente minore di quella delle stelle di sequenza principale, che a loro volta hanno una gravità inferiore a quella delle stelle degeneri (nane bianche e stelle di neutroni). Tale caratteristica è in grado di influenzare l'aspetto di uno spettro stellare, causando talvolta un allargamento o uno spostamento delle linee di assorbimento. [37]

Moti spaziali

Magnifying glass icon mgx2.svg Lo stesso argomento in dettaglio: Cinematica stellare , Moto proprio , Parallasse e Velocità radiale .
Spostamento della Stella di Barnard negli anni compresi tra il 1985 e il 2005

I moti di una stella rispetto al Sole 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 di una stella sono la velocità radiale (che può essere in avvicinamento o allontanamento dal Sole) e il moto proprio (il movimento angolare trasversale).

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 . Le stelle che presentano dei grandi valori di moto proprio sono i più vicini al Sistema solare e pertanto si prestano in maniera ottimale alla rilevazione della parallasse. [108]

Conosciuti moto proprio, velocità radiale e parallasse, è possibile calcolare la velocità spaziale di una stella in relazione al Sole o alla Galassia. Si è scoperto tra le stelle vicine che le stelle di popolazione I hanno in genere velocità minori delle più antiche stelle di popolazione II; queste ultime inoltre orbitano attorno al centro della Via Lattea secondo traiettorie ellittiche , inclinate verso il piano galattico . [109] La comparazione dei moti di stelle vicine ha anche portato all'identificazione delle associazioni stellari , gruppi di stelle che condividono un medesimo punto di origine in una nube molecolare gigante . [110]

La stella col più alto valore conosciuto di moto proprio è la Stella di Barnard , una nana rossa della costellazione dell' Ofiuco . [111]

Campo magnetico

Ricostruzione computerizzata del particolare campo magnetico superficiale di τ Scorpii , una stella massiccia, ricostruito tramite lo Zeeman-Doppler imaging
Magnifying glass icon mgx2.svg Lo stesso argomento in dettaglio: Campo magnetico stellare .

Il campo magnetico di una stella è generato all'interno della sua zona convettiva , nella quale il plasma, messo in movimento dai moti convettivi , 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 . Un risultato dell'attività magnetica sono le caratteristiche macchie fotosferiche , regioni a temperatura inferiore rispetto al testo della fotosfera in cui il campo magnetico si presenta particolarmente intenso. Altri fenomeni strettamente dipendenti dal campo magnetico sono gli anelli coronali ei flare . [112]

Le giovani stelle, che tendono ad avere una velocità di rotazione molto alta, hanno un'attività magnetica molto intensa. I campi magnetici possono influire sui venti stellari arrivando ad agire come dei "freni" che rallentano progressivamente la rotazione della stella man mano che essa compie il proprio percorso evolutivo. Per questo motivo le stelle non più giovani, come il Sole, compiono la propria rotazione in tempi più lunghi e presentano un'attività magnetica meno intensa. I loro livelli di attività tendono a variare in maniera ciclica e possono cessare completamente per brevi periodi di tempo; [113] un esempio fu il minimo di Maunder , durante il quale il Sole andò incontro a un settantennio di attività minima, in cui il numero delle macchie fu esiguo, se non quasi assente per diversi anni. [114]

Rotazione

Magnifying glass icon mgx2.svg Lo stesso argomento in dettaglio: Rotazione stellare .
L'aspetto schiacciato di AchernarEridani ) è causato dalla rapida rotazione sul proprio asse

La rotazione stellare è il movimento angolare di una stella sul proprio asse di rotazione , la cui durata può essere misurata in base al suo spettro o in maniera più accurata monitorando il periodo di rotazione delle strutture attive superficiali (macchie stellari).

Le giovani stelle hanno una rapida velocità di rotazione , superiore spesso a 100 km/s all'equatore; ad esempio AchernarEridani ), una stella di classe spettrale B, ha una velocità di rotazione all' equatore di circa 225 km/so superiore, [115] il che conferisce all'astro un aspetto schiacciato, con il diametro equatoriale più largo del 50% rispetto al diametro polare. [115] Tale velocità di rotazione è di poco inferiore alla velocità critica di 300 km/s, raggiunta la quale la stella arriverebbe a frantumarsi; [116] [117] il Sole, di contro, compie una rotazione completa ogni 25 – 35 giorni, con una velocità angolare all'equatore di 1,994 km/s. Il campo magnetico e il vento della stella svolgono un'azione frenante sulla sua rotazione man mano che essa si evolve lungo la sequenza principale, arrivando a rallentarla, lungo questo arco di tempo, anche in maniera significativa. [118] La stella più sferica nota, Kepler 11145123 , con appena 3 km di differenza tra diametro polare ed equatoriale ha un periodo di rotazione di circa 27 giorni.

Le stelle degeneri hanno una massa elevata ed estremamente densa; ciò comporta una velocità di rotazione elevata, ma non sufficiente a raggiungere la velocità in grado di favorire la conservazione del momento angolare , cioè la tendenza di un corpo in rotazione a compensare una contrazione nelle dimensioni con una crescita nella velocità di rotazione. La perdita di gran parte del momento angolare da parte della stella è il risultato della perdita di massa attraverso il vento stellare. [119] Fanno eccezione le stelle di neutroni, che, manifestandosi come sorgenti radio pulsanti ( pulsar ), possono avere delle velocità di rotazione elevatissime; la pulsar del Granchio (posta all'interno della Nebulosa del Granchio ), ad esempio, ruota 30 volte al secondo. [120] La velocità di rotazione di una pulsar è però destinata a diminuire nel corso del tempo, a causa della continua emissione di radiazioni . [120]

Temperatura

Diagramma HR in cui è evidente la temperatura di ciascuna classe spettrale

La temperatura superficiale di una stella di sequenza principale è determinata dalla quantità di energia che viene prodotta nel nucleo e dal raggio del corpo celeste. Un valido strumento per la sua misurazione è l' indice di colore , [121] che è normalmente associato alla temperatura effettiva , vale a dire la temperatura di un corpo nero ideale che irradia la propria energia con una luminosità per area superficiale simile a quella della stella presa in considerazione. La temperatura effettiva è però solamente un valore rappresentativo: le stelle possiedono un gradiente di temperatura che diminuisce all'aumentare della distanza dal nucleo, [122] la cui temperatura raggiunge valori di decine di milioni (talvolta persino miliardi) di kelvin (K). [123]

La temperatura della stella determina l'entità della ionizzazione dei differenti elementi che la compongono, ed è pertanto misurata a partire dalle caratteristiche linee di assorbimento dello spettro stellare. Temperatura superficiale e magnitudine assoluta sono utilizzate nella classificazione stellare . [37]

Le stelle più massicce hanno temperature superficiali molto elevate, che possono arrivare fino a 50 000 K , mentre le stelle meno massicce, come il Sole, hanno temperature nettamente inferiori, che non superano qualche migliaio di Kelvin. Le giganti rosse hanno temperatura superficiale molto bassa, di circa 3 600-2 800 K, ma appaiono molto luminose poiché la loro superficie radiante possiede un' area estremamente vasta. [124]

Meccanismi delle reazioni nucleari

Magnifying glass icon mgx2.svg Lo stesso argomento in dettaglio: Nucleosintesi stellare .
Schema della catena protone-protone
Schema del ciclo CNO

Una grande varietà di reazioni nucleari ha luogo all'interno dei nuclei stellari e, in base alla massa e alla composizione chimica dell'astro, dà origine a nuovi elementi secondo un processo generalmente noto come nucleosintesi stellare . Durante la sequenza principale le reazioni prevalenti sono quelle di fusione dell'idrogeno, in cui quattro nuclei di idrogeno (ciascuno costituito da un solo protone ) si fondono per formare un nucleo di elio (due protoni e due neutroni ). La massa netta dei nuclei di elio è però minore della massa totale dei nuclei di idrogeno iniziali, e la conseguente variazione dell' energia di legame nucleare produce un rilascio di energia quantificabile per mezzo dell'equazione massa-energia di Albert Einstein , E = mc ² . [2]

Il processo di fusione dell'idrogeno è sensibile alla temperatura, perciò anche il minimo sbalzo termico si riflette sulla velocità a cui avvengono le reazioni. Di conseguenza la temperatura dei nuclei delle stelle di sequenza principale ha dei valori, variabili da stella a stella, che vanno da un minimo di 4 milioni di K (nelle nane rosse) a un massimo di 40 milioni di K (stelle massicce di classe O). [123]

Nel Sole, il cui nucleo raggiunge i 10-15 milioni di K, l'idrogeno è fuso secondo un ciclo di reazioni noto come catena protone-protone : [125]

4 1 H → 2 2 H + 2 e + + 2 ν e (4,0 M eV + 1,0 MeV)
2 1 H + 2 2 H → 2 3 He + 2 γ (5,5 MeV)
2 3 He → 4 He + 2 1 H (12,9 MeV)

Le precedenti reazioni possono essere riassunte nella formula:

4 1 H → 4 He + 2 e + + 2 ν e + 2 γ (26,7 MeV)

dove e + è un positrone , γ è un fotone nella frequenza dei raggi gamma, ν e è un neutrino elettronico , H e He sono rispettivamente gli isotopi dell'idrogeno e dell'elio. L'energia rilasciata da queste reazioni è espressa in milioni di elettronvolt , ed è solo una minima parte dell'energia complessivamente liberata. La concomitanza di un gran numero di queste reazioni, che avvengono continuamente e senza sosta sino all'esaurimento dell'idrogeno, genera l'energia necessaria per sostenere la fuoriuscita delle radiazioni prodotte. [125]

Massa minima per la fusione
Elemento Masse
solari
Idrogeno 0,01
Elio 0,4
Carbonio 4
Neon 8

Nelle stelle più massicce, la fusione non è effettuata tramite la catena protone-protone, ma tramite il ciclo del carbonio-azoto-ossigeno (ciclo CNO), un processo più "efficiente", ma altamente sensibile alla temperatura, che richiede almeno 40 milioni di K per poter avvenire. [125] Le singole reazioni che costituiscono il ciclo sono le seguenti:

12 C + 1 H → 13 N + γ + 1,95 MeV
13 N → 13 C + e + + ν e + 1,37 MeV
13 C + 1 H → 14 N + γ + 7,54 MeV
14 N + 1 H → 15 O + γ + 7,35 MeV
15 O → 15 N + e + + ν e + 1,86 MeV
15 N + 1 H → 12 C + 4 He + 4,96 MeV

I nuclei di elio delle stelle più evolute, che abbiano masse comprese tra 0,5 e 10 masse solari, hanno temperature prossime ai 100 milioni di K, tali da permettere di convertire questo elemento in carbonio per mezzo del processo tre alfa , un processo nucleare che si serve come elemento intermediario del berillio : [125]

4 He + 4 He + 92 keV → 8* Be
4 He + 8* Be + 67 keV → 12* C
12* C → 12 C + γ + 7,4 MeV

La reazione complessiva è:

3 4 He → 12 C + γ + 7,2 MeV

Le stelle più massicce sono in grado di fondere anche gli elementi più pesanti, in un nucleo in progressiva contrazione, tramite i diversi processi nucleosintetici, specifici per ciascun elemento: il carbonio , il neon e l'ossigeno . La fase finale della nucleosintesi di una stella massiccia è la fusione del silicio , che comporta la sintesi dell'isotopo stabile ferro-56; la fusione del ferro è un processo endotermico , che non può più andare avanti se non acquisendo energia: di conseguenza, le reazioni nucleari si arrestano e il collasso gravitazionale non è più contrastato dalla pressione di radiazione ; [125] la stella, come già visto, esplode ora in supernova.

La tabella sottostante riporta il tempo che una stella di massa 20 volte quella solare impiega per fondere il proprio combustibile nucleare. Si tratta di una stella di classe O, con un raggio 8 volte quello del Sole e una luminosità 62 000 volte quella della nostra stella . [126]

Combustibile
nucleare
Temperatura
(in milioni di K)
Densità
(kg/cm³)
Durata della fusione
(τ in anni)
H 37 0,0045 8,1 milioni
He 188 0,97 1,2 milioni
C 870 170 976
Ne 1 570 3 100 0,6
O 1 980 5 550 1,25
S/Si 3 340 33 400 0,0315 [N 5]

Radiazione stellare

La nebulosa a riflessione NGC 1999 è irradiata dalla variabile V380 Orionis (al centro), stella di 3,5 M

L'energia prodotta tramite le reazioni nucleari viene irradiata nello spazio sotto forma di onde elettromagnetiche e particelle ; queste ultime vanno a costituire il vento stellare, [127] costituito da particelle sia provenienti dagli strati esterni della stella, come protoni liberi, particelle alfa , beta e ioni di diverso tipo, sia dall'interno stellare, come i neutrini.

La produzione di energia nel nucleo stellare è il motivo per il quale le stelle appaiono così brillanti: in ogni momento due o più nuclei atomici vengono fusi assieme a formarne uno più pesante, mentre viene liberata una grande quantità di energia tramite radiazioni gamma. Durante l'attraversamento degli strati più esterni la radiazione gamma perde gradualmente energia trasformandosi in altre forme meno energetiche di radiazione elettromagnetica , tra cui la luce visibile .

Oltre che alle lunghezze d'onda del visibile, una stella emette radiazioni anche alle altre lunghezze dello spettro elettromagnetico invisibili all' occhio umano, dai raggi gamma alle onde radio , passando per i raggi X , l' ultravioletto , l' infrarosso e le microonde .

Nota la distanza esatta di una stella dal Sistema solare, ad esempio tramite il metodo della parallasse, è possibile ricavare la luminosità della stella.

Luminosità

Magnifying glass icon mgx2.svg Lo stesso argomento in dettaglio: Luminosità (fisica) .
La Stella Pistola (in quest'immagine di HST con la Nebulosa Pistola ) è una delle stelle più luminose conosciute: infatti irradia nell'arco di 20 secondi la stessa energia che il Sole irradierebbe in un anno [128]

In astronomia la luminosità è definita come la quantità di luce e di altre forme di energia radiante emessa da una stella per unità di tempo; essa dipende strettamente dal raggio e dalla temperatura superficiale della stella. Approssimando la stella a un corpo nero ideale, la luminosità ( ) è direttamente proporzionale al raggio ( ) e alla temperatura effettiva ( ); tali parametri, messi in relazione tra loro, danno l' equazione :

dove indica la superficie della stella (approssimata a una sfera ) e la costante di Stefan-Boltzmann .

Sono molte, tuttavia, le stelle che non emanano un flusso energetico (vale a dire la quantità di energia irradiata per unità di superficie) uniforme attraverso la propria superficie; ad esempio Vega , che ruota molto velocemente sul proprio asse, emette un flusso maggiore ai poli che non all' equatore . [129]

Le macchie stellari sono zone della fotosfera che appaiono poco luminose per via della temperatura inferiore al resto della superficie. Le stelle più grandi, le giganti, possiedono macchie molto vaste e pronunciate [130] e mostrano un importante oscuramento al bordo , vale a dire la luminosità diminuisce man mano che si procede verso il bordo del disco stellare; [131] le stelle più piccole invece, le nane come il Sole, hanno in genere poche macchie, tutte di piccole dimensioni; fanno eccezione le nane rosse a brillamento del tipo UV Ceti , che possiedono delle macchie molto vaste. [132]

Magnitudine

Magnifying glass icon mgx2.svg Lo stesso argomento in dettaglio: Magnitudine apparente e Magnitudine assoluta .

La luminosità di una stella è misurata tramite la magnitudine, distinta in apparente e assoluta . La magnitudine apparente misura la luminosità della stella percepita dall'osservatore; essa dipende dunque dalla luminosità reale della stella, dalla sua distanza dalla Terra e dalle alterazioni provocate dall'atmosfera terrestre ( seeing ). La magnitudine assoluta o intrinseca è la magnitudine apparente che la stella avrebbe se si trovasse alla distanza di 10 parsec (32,6 anni luce ) dalla Terra, ed è strettamente correlata alla luminosità reale della stella.

Numero di stelle per magnitudine
Magnitudine
apparente
Numero
di stelle [133]
0 4
1 15
2 48
3 171
4 513
5 1 602
6 4 800
7 14 000

Entrambe le scale di magnitudine hanno un andamento logaritmico : una variazione di magnitudine di 1 unità equivale a una variazione di luminosità di 2,5 volte, [134] [135] il che significa che una stella di prima magnitudine (+1,00) è circa 2,5 volte più brillante di una di seconda magnitudine (+2,00) e, quindi, circa 100 volte più brillante di una di sesta magnitudine (+6,00), che è la magnitudine limite sino alla quale l'occhio umano riesce a distinguere gli oggetti celesti.

In entrambe le scale, quanto più piccolo è il numero della magnitudine, tanto più luminosa risulta essere la stella e viceversa; di conseguenza, le stelle più brillanti arrivano ad avere dei valori di magnitudine negativi. La differenza di luminosità tra due stelle è calcolata sottraendo la magnitudine della stella più brillante ( ) alla magnitudine della stella meno brillante (m f ) e utilizzando il risultato come esponente del numero 2,512; cioè:

( Differenza di luminosità )

La magnitudine apparente (m) e assoluta (M) di ciascuna stella non coincidono quasi mai, a causa sia della sua luminosità effettiva sia della sua distanza dalla Terra; [135] ad esempio Sirio, la stella più brillante del cielo notturno , ha una magnitudine apparente di −1,44 ma una magnitudine assoluta di +1,41, e possiede una luminosità circa 23 volte quella del Sole . La nostra stella ha una magnitudine apparente di −26,7, ma la sua magnitudine assoluta è di appena +4,83; Canopo , la seconda stella più brillante del cielo notturno, ha invece una magnitudine assoluta di −5,53 ed è quasi 14 000 volte più luminosa del Sole. Nonostante Canopo sia enormemente più luminosa di Sirio, è quest'ultima ad apparire più brillante poiché è nettamente più vicina: dista infatti 8,6 anni luce dalla Terra, mentre Canopo è situata a 310 anni luce di distanza dal nostro pianeta.

La stella con la magnitudine assoluta più bassa rilevata è LBV 1806-20 , con un valore di −14,2; la stella sembra essere almeno 5 000 000 di volte più luminosa del Sole. [136] Le stelle meno luminose conosciute si trovano nell'ammasso globulare NGC 6397 : le più deboli si aggirano sulla 26ª magnitudine, ma alcune arrivano persino alla 28ª. Per avere un'idea della piccola luminosità di queste stelle, sarebbe come tentare di osservare dalla Terra la luce di una candelina da torta situata sulla Luna. [137]

Stelle variabili

Rappresentazione grafica della variabile eruttiva EV Lacertae
Magnifying glass icon mgx2.svg Lo stesso argomento in dettaglio: Stella variabile .

Alcune stelle mostrano delle variazioni periodiche o improvvise nella luminosità, causate da fattori intrinseci o estrinseci. Le cosiddette variabili intrinseche possono essere suddivise in tre categorie principali: [138]

  • Variabili pulsanti . Durante la loro evoluzione, alcune stelle passano attraverso delle fasi di instabilità durante le quali vanno incontro a pulsazioni regolari. Le variabili pulsanti variano oltre che nella luminosità anche nelle dimensioni, espandendosi e contraendosi in un arco di tempo che varia da alcuni minuti sino ad alcuni anni, a seconda delle dimensioni della stella. In questa categoria rientrano le Cefeidi , usate come candele standard per misurare le distanze intergalattiche, [139] e altre variabili simili a breve periodo ( RR Lyrae ecc.), come anche le variabili a lungo periodo, come quelle del tipo Mira . [138]
  • Variabili eruttive . Questa classe di variabili è costituita da stelle che manifestano improvvisi aumenti nella luminosità causati da flare o altri fenomeni eruttivi o esplosivi di lieve entità causati dal campo magnetico, come le espulsioni di massa e via dicendo. [138] A questa categoria appartengono le protostelle, le stelle di Wolf-Rayet e le stelle a brillamento, alcune giganti e supergiganti rosse e blu.
  • Variabili cataclismiche o esplosive . Le variabili cataclismiche, come dice il nome stesso, sono soggette a degli eventi cataclismatici che ne sconvolgono le proprietà originarie; questa classe comprende le novae e le supernovae. Un sistema binario che sia costituito da una gigante rossa e da una nana bianca , posta molto vicino alla primaria, può dar luogo ad alcuni di questi eventi tanto spettacolari quanto distruttivi, come le novae e le supernovae di tipo Ia . [5] La supernova di tipo Ia si innesca quando la nana bianca, assumendo sempre più idrogeno, raggiunge e supera la massa limite di Chandrasekhar.
    Rappresentazione grafica della formazione di una variabile cataclismica
    A questo punto la nana inizia a collassare in una stella di neutroni o in un buco nero, mentre l' energia potenziale gravitazionale del collasso e la condizione di alta densità derivante dallo stato degenere della materia della stella innescano una rapida fusione nucleare degli atomi di carbonio e ossigeno rimanenti in un processo a feed-back positivo, regolato principalmente dalla temperatura del plasma coinvolto. [140] L'improvviso rilascio di energia produce una potentissima onda d'urto che accelera i prodotti di fusione oltre la velocità di fuga della stella, la quale viene così fatta a pezzi. [140] Le supernovae di tipo Ia hanno tutte una luminosità simile; perciò gli astronomi le utilizzano come candele standard per determinare le distanze extragalattiche. [140] Il meccanismo di formazione di una nova è piuttosto simile, ma l'esplosione avviene prima che la nana raggiunga la massa di Chandrasekhar. [141] La fusione produce quindi abbastanza energia per aumentare drasticamente la luminosità della stella, ma questa sopravvive all'evento. Alcune novae sono ricorrenti , cioè vanno incontro a periodiche esplosioni di moderata intensità. [138]

Le stelle possono anche variare la propria luminosità per fattori estrinseci; in questo caso prendono il nome di variabili estrinseche . Appartengono a questa classe le binarie a eclisse e le stelle che, ruotando, mostrano periodicamente delle macchie che ricoprono una vasta area della loro superficie. [138] Un esempio lampante di binaria a eclisse è Algol , che varia regolarmente la propria magnitudine da 2,3 a oltre 3,5 in 2,87 giorni.

Popolazione stellare dell'Universo

L'ammasso aperto NGC 290

Le stelle si presentano, oltre che singolarmente, anche in sistemi costituiti da due ( stelle binarie , il tipo più comune) o più componenti ( sistemi multipli ) legate tra loro da vincoli gravitazionali . Per motivi connessi alla stabilità orbitale, i sistemi multipli sono spesso organizzati in gruppi gerarchici di binarie coorbitanti. [142] Esistono anche insiemi più vasti, detti ammassi stellari , che vanno dalle poche decine o centinaia di stelle delle piccole associazioni , fino alle migliaia di astri dei più imponenti ammassi aperti e globulari ; questi ultimi arrivano a contenere persino decine di milioni di stelle, come nel caso di Omega Centauri . [143]

È attualmente accertato che la gran parte delle stelle della nostra galassia, prevalentemente nane rosse (che costituiscono l'85% del totale), non facciano parte di alcun sistema stellare; si calcola che il 25% di questa categoria sia legato ad altre stelle in un sistema. [144] Tuttavia, è statisticamente dimostrato che, man mano che aumentano le masse delle stelle, esse tendono a raggrupparsi in associazioni: ciò si riscontra in modo particolare nelle stelle massicce di classe O e B, che vanno a costituire le cosiddette associazioni OB .

Le stelle non sono distribuite uniformemente nell'Universo, ma sono normalmente raggruppate in galassie assieme a una certa quantità di gas e polveri interstellari . Recentemente sono state scoperte dal telescopio spaziale Hubble alcune stelle nello spazio intergalattico : si tratta delle cosiddette stelle iperveloci , la cui velocità orbitale è così elevata da consentire loro di vincere l'attrazione gravitazionale della galassia e fuggire nello spazio intergalattico. [145]

Una galassia di medie dimensioni contiene centinaia di miliardi di stelle; tenendo conto che esistono più di 100 miliardi di galassie nell' Universo osservabile , [146] gli astronomi ritengono che le stelle dell'Universo sarebbero nel complesso almeno 70 000 miliardi di miliardi (7×10 22 ), [147] un numero 230 miliardi di volte superiore a quello delle stelle contenute nella Via Lattea (stimato in circa 300 miliardi).

La stella più vicina alla Terra , a parte il Sole , è la nana rossa Proxima Centauri (parte del sistema di Alfa Centauri ), che si trova a 39,9 bilioni (10 12 ) di chilometri (4,2 anni luce ) dalla Terra ; per avere l'idea di una simile distanza, se si intraprendesse un viaggio interstellare verso Proxima alla velocità orbitale dello Space Shuttle (circa 30 000 km/h ), si giungerebbe a destinazione dopo almeno 150 000 anni. [N 6] Simili distanze sono tipiche dell'interno del piano galattico ,[148] ma la densità stellare non è costante: infatti tende a essere maggiore negli ammassi globulari e nei nuclei galattici, mentre diminuisce nell' alone galattico .

Per via delle distanze relativamente elevate che intercorrono tra le stelle al di fuori delle regioni dense, le collisioni stellari sono molto rare. Tuttavia, quando si verifica questo particolare avvenimento, [149] ha origine un particolare tipo di stelle, denominato vagabonda blu , caratterizzato da una temperatura superficiale superiore a quella delle altre stelle di sequenza principale della regione (donde il colore spesso blu-azzurro, da cui deriva il nome). [150]

Pianeti e sistemi planetari

Immagine ripresa dal telescopio spaziale Hubble che mostra la cintura asteroidale e il pianeta che orbita attorno a FomalhautPiscis Austrini )
Magnifying glass icon mgx2.svg Lo stesso argomento in dettaglio: Pianeta e Sistema planetario .

La presenza di pianeti e sistemi organizzati in orbita attorno a stelle è un'evenienza piuttosto frequente nell'universo. [7] Il Sole stesso possiede un articolato sistema di pianeti, il sistema solare , costituito dalla varietà di oggetti mantenuti in orbita dalla gravità della stella, tra cui gli otto pianeti ei cinque pianeti nani , i rispettivi satelliti e miliardi di corpi minori . [9]

La presenza di pianeti al di fuori del sistema solare è stata per lungo tempo oggetto di congetture, fino al 1992, quando furono scoperti due pianeti rocciosi intorno alla pulsar PSR B1257+12 ; [151] si trattava dei primi pianeti extrasolari a essere scoperti intorno a una pulsar , [152] il che suscitò un grande interesse nella comunità scientifica in quanto si supponeva che solamente le stelle di sequenza principale potessero avere pianeti. Il primo esopianeta orbitante attorno a una stella di sequenza principale, 51 Pegasi b , fu scoperto nel 1995; [153] Negli anni successivi le scoperte si sono moltiplicate; a ottobre 2011 si contano quasi 700 pianeti scoperti al di fuori del sistema solare, [7] la maggior parte dei quali hanno masse pari o superiori a quella di Giove . [154] Il motivo di questa apparente difformità nella distribuzione di masse osservata è dato da un classico effetto di selezione , in virtù del quale i nostri strumenti sono capaci di vedere solo pianeti molto grandi e prossimi alla rispettiva stella madre, perché i loro effetti gravitazionali sono maggiori e più agevoli da individuare.

Nella cultura

Etimologia

Il termine "stella" è stato oggetto di numerose etimologie e interpretazioni da parte dei linguisti . Sino agli inizi del XX secolo due erano le etimologie prevalenti: [155] la prima, proposta dal tedesco Adalbert Kuhn , sosteneva che "stella" derivasse dal latino stella (originariamente sterla ), forma sincopata di sterula , che a sua volta deriverebbe dall' ittita shittar e dal sanscrito सितारा ( sitara ), la cui radice sit- è comune col verbo che significa spargere ; secondo quest'etimologia "stella" significherebbe sparsa (per il firmamento). [155] Altri studiosi a lui contemporanei ritenevano che il termine derivasse invece da un arcaico astella , a sua volta derivato dal greco ἀστήρ ( astér , in latino astrum ), che mantiene la radice indoeuropea as- , di accezione balistica ; secondo questa seconda etimologia "stella" significherebbe che scaglia (raggi di luce). [155]

Attualmente i linguisti propendono per due alternative etimologie. La prima tende a far derivare il termine da una radice protoindoeuropea, *h₂stḗr, da una radice *h₂Hs- che significherebbe ardere , bruciare ; in alternativa, il termine deriverebbe da una parola sumera o babilonese , riconoscibile anche nel nome della dea Ištar , con cui si indicava il pianeta Venere . [156]

Letteratura, filosofia e musica

«Il cielo stellato sopra di me e la legge morale dentro di me»

( Epitaffio sulla tomba di Immanuel Kant dalla Critica della ragion pratica , 1788 )

Nell'avvicendarsi delle epoche storiche furono molti i filosofi , i poeti , gli scrittori e persino i musicisti a ispirarsi al cielo stellato; in diversi casi, essi stessi si sono interessati in prima persona allo studio dell'astronomia, con riscontri nelle loro opere. [8]

Numerosi sono i riferimenti sulle stelle fatti da importanti letterati dell' antichità greca e romana . Secondo l'astronomo Kenneth Glyn Jones, il primo riferimento conosciuto alle Pleiadi , un famoso ammasso aperto nella costellazione del Toro , è una citazione di Esiodo , risalente circa all' XI secolo aC Omero ne fa menzione nell' Odissea , mentre nella Bibbia compaiono addirittura tre riferimenti. [157]
Numerosi intellettuali del periodo scrissero inoltre opere incentrate sull'astronomia; basti pensare ad Arato di Soli , autore dei Fenomeni , al Somnium Scipionis , parte del VI libro del De re publica ciceroniano , o ancora a Marco Manilio e il poemetto didascalico Astronomica , alle Naturales Quaestiones di Seneca , oa Claudio Tolomeo e al suo Almagesto , il più completo catalogo stellare dell'antichità. [8]

Durante l'epoca medioevale si classificava l'astronomia come una delle arti del quadrivio , assieme all' aritmetica , alla geometria e alla musica . [8] Dante Alighieri , nella Divina Commedia , ha trattato diversi aspetti del sapere dell'epoca, indugiando particolarmente sulle conoscenze astronomiche del tempo; le tre cantiche del poema inoltre terminano con la parola "stelle": infatti esse, quali sede del Paradiso , sono per Dante il naturale destino dell'uomo e della sua voglia di conoscenza, tramite il suo sforzo a salire a guardare verso l'alto. [158]

Altri importanti letterati, quali Giacomo Leopardi , si occuparono nelle loro opere di argomenti inerenti ad aspetti astronomici; il poeta di Recanati è autore nei suoi componimenti di un gran numero di riferimenti astronomici, come ad esempio in Canto notturno di un pastore errante dell'Asia o in Le ricordanze ; inoltre scrisse, durante la sua gioventù, un poco noto trattato intitolato Storia dell'astronomia . [159] Celebre l' aforisma di Emerson : "Aggancia il tuo carro a una stella". [160] Riferimenti astronomici sono presenti anche in diverse liriche del Pascoli (come in Gelsomino notturno ), in Giuseppe Ungaretti (che compose una poesia intitolata Stella ) e nel romanzo Il piccolo principe di Antoine de Saint-Exupéry .

Vincent van Gogh , Notte stellata .
o/t, 73x92 cm, 1889, Museum of Modern Art , New York.

Nell' epoca romantica la musica, come del resto le altre arti, poneva il suo fondamento su tutti gli episodi in grado di scatenare nell'animo umano quelle forti sensazioni che prendono il nome di " sublime "; in particolare la vista del cielo stellato influì sulla creazione dei cosiddetti Notturni , i più importanti dei quali furono composti dal polacco Fryderyk Chopin (che ne scrisse 21). Diversi altri riferimenti astronomici sono presenti nelle opere per pianoforte e nella sesta sinfonia di Beethoven . Il genere del Notturno non si esaurì con il Romanticismo, ma proseguì nell'età postromantica; il riferimento importante è dato dai due Notturni nella settima sinfonia di Gustav Mahler e nelle atmosfere notturne ricorrenti nei poemi di Richard Strauss , in particolare nella Sinfonia delle Alpi . [161]

Nel campo delle arti figurative è sufficiente pensare a Leonardo da Vinci per comprendere le innumerevoli affinità tra scienza e arte e, sebbene Leonardo non si sia interessato di astronomia, nelle sue ricerche riuscì comunque ad abbracciare concetti scientifici inerenti alla natura dell'Universo comparandoli ad altri più " umanistici " sulla natura umana. [8] Altri artisti, quali Albrecht Dürer , Étienne L. Trouvelot , Giacomo Balla , Maurits C. Escher , furono persino spinti ad approfondire gli studi astronomici per rappresentarne i concetti scientifici nelle loro opere. Anche Salvador Dalí restò fortemente influenzato dagli sconvolgimenti teorici arrecati alla fisica primo novecentesca da parte della teoria della relatività di Einstein. [8] Altri ancora, come Giotto , Vincent van Gogh e Joan Miró , subirono il fascino irresistibile della volta celeste e, semplicemente, vollero rappresentare il cielo stellato sulla tela o nelle elaborazioni stilistiche a loro più congeniali. [8]

Cultura di massa

Da tempo immemore le stelle trovano spazio nella cultura popolare . [162] Sebbene le conoscenze popolari del cielo fossero piuttosto ridotte e commiste con numerose leggende, sia risalenti all'epoca precristiana, ma ancora più spesso legate alla religione cattolica , esse avevano un certo grado di complessità e rappresentavano, per così dire, la continuazione di quel sapere astronomico risalente alla preistoria e profondamente legato alla scansione temporale delle attività lavorative nel corso dell'anno. [162]

Per questo motivo alcuni astri assunsero nomi particolari a causa della loro utilità pratica: il pianeta Venere, ad esempio, considerato una vera e propria stella, era denominato stella bovara perché il suo apparire coincideva con l'inizio della giornata lavorativa dei pastori; Marte (o forse Antares , nella costellazione dello Scorpione) era invece detto la rossa e segnava il termine della mietitura , mentre Sirio era la stella delle messi poiché ricordava, in base al momento e alla posizione in cui appariva, il tempo della semina autunnale o primaverile . [162]

La scia di stelle della Via Lattea . In quest'immagine si distingue l' asterismo del Triangolo Estivo ; ben visibile è inoltre la Fenditura del Cigno , una lunga fascia scura che divide la scia chiara della Via Lattea in senso longitudinale. Si notano in basso alcune Perseidi .

Durante la stagione invernale era possibile scorgere con sicurezza, in direzione sud, i Tre Re , Alnilam , Alnitak e Mintaka , ovvero le tre stelle che formano la Cintura di Orione . Altrettanto familiari erano gli asterismi del Piccolo e Grande Carro , i cui corrispettivi termini dialettali sono le traduzioni dall'italiano. La Via Lattea era definita in certi luoghi la Via di San Giacomo , poiché indicava con una certa approssimazione la direzione del santuario di Santiago di Compostela . [162] Assai familiari erano anche le Pleiadi , che, considerate a lungo una costellazione a sé stante, erano chiamate le Sette sorelle , per via del numero delle stelle visibili a occhio nudo, oppure erano associate alla figura della chioccia con i suoi pulcini, ragion per cui sono popolarmente note anche come Gallinelle . [157] [162]

L'apparizione delle comete , considerate vere e proprie stelle, era un avvenimento piuttosto raro, ma quando si verificava era considerato un cattivo presagio, che suscitava sempre apprensioni e angosce. [162] Nella tradizione popolare cristiana, invece, esse hanno assunto una valenza positiva: basti pensare alla Stella di Betlemme , tradizionalmente considerata una cometa, che si ritiene abbia guidato i re magi sino a Betlemme , dove sarebbe nato Gesù . Anche le meteore , popolarmente dette stelle cadenti , rivestivano un ruolo particolare nella cultura popolare: erano infatti considerate un buon auspicio, in particolar modo quelle che comparivano nella notte di San Lorenzo , ovvero le Perseidi . [162]

Al giorno d'oggi, specialmente nei Paesi industrializzati o in via di forte sviluppo, questo stretto contatto fra la cultura popolare e la volta celeste si è perso, soprattutto a causa del sempre più crescente inquinamento luminoso . Nonostante diverse amministrazioni regionali stiano prendendo provvedimenti per cercare di arginare questa forma di inquinamento, oggi è molto difficile osservare le stelle dai centri urbani ; pertanto l'unico modo per compiere delle buone osservazioni resta quello di recarsi quanto più lontano possibile dalle luci cittadine, in luoghi dove gli effetti dell'inquinamento luminoso si facciano sentire il meno possibile. [163]

Nella fantascienza

Magnifying glass icon mgx2.svg Lo stesso argomento in dettaglio: Stelle e sistemi planetari nella fantascienza .
La Vulcan, replica della nave stellare Enterprise , protagonista di numerosi episodi della serie fantascientifica Star Trek

La nascita e lo sviluppo del genere letterario della fantascienza , a partire dai primi anni del XX secolo , ha ridestato nel pubblico l'interesse per le stelle. Alcune delle tematiche principali della narrazione fantascientifica sono infatti l' esplorazione dello spazio , la sua colonizzazione e la realizzazione di viaggi interstellari alla ricerca di mondi abitabili orbitanti intorno a stelle differenti dal Sole. [164] Gli autori iniziarono allora a immaginare delle tecnologie che consentissero di intraprendere viaggi interstellari a velocità superluminali (superiori cioè a quella della luce ) e ambientarono le loro storie su immaginari sistemi extrasolari; questa tendenza divenne predominante quando l' esplorazione del sistema solare mostrò l'improbabilità che nel nostro sistema planetario vi fossero delle forme evolute di vita extraterrestre . [164]

Una delle saghe fantascientifiche più note, ambientata nel futuro tra le stelle della nostra Galassia, è Star Trek , in cui l'uomo ha raggiunto un livello tale di tecnologia da poter intraprendere viaggi nello spazio interstellare ed entrare in contatto con civiltà aliene, riunendosi con loro in un corpo amministrativo chiamato Federazione dei Pianeti Uniti . [165]

Sebbene buona parte delle stelle nominate dagli autori fantascientifici siano puramente frutto della loro immaginazione, un discreto numero di scrittori e artisti ha preferito servirsi dei nomi di stelle realmente esistenti e ben note agli astronomi, sia tra le più brillanti del cielo notturno sia tra le più vicine al sistema solare. [164][166] Alcune di esse tuttavia non sembrano essere, effettivamente, favorevoli allo sviluppo e al sostegno di forme di vita complesse. Stelle molto luminose, come Sirio e Vega, possono contare su una vita di circa un miliardo di anni, un tempo che gli astrobiologi ritengono insufficiente per consentire lo sviluppo di forme di vita complesse. [167] Le giganti rosse sono ugualmente inadatte a supportare la vita, poiché si tratta di stelle fortemente instabili, spesso variabili.

Le stelle effettivamente idonee allo sviluppo della vita, come le deboli nane rosse, [167] possiedono però una luminosità così bassa da renderle invisibili a occhio nudo; per tale motivo molte di esse non possiedono spesso specifici nomi propri, che le renderebbero interessanti per gli scrittori di fantascienza.[166]

Note

Note al testo
  1. ^ Alcune supernovae registrate in epoca storica furono visibili anche durante il dì; basti pensare alla supernova SN 1054 che, nell'anno 1054, raggiunse la magnitudine apparente −6 e fu visibile per 23 giorni consecutivi durante il dì.
  2. ^ La notte è il periodo della giornata in cui la forte luminosità del Sole non ostacola l' osservazione delle stelle.
  3. ^ La densità di una nube molecolare è pari (se non inferiore) a quella di una stanza in cui è stato creato il vuoto per mezzo di una pompa .
  4. ^ Col passare del tempo le nubi molecolari da cui si formano le stelle si arricchiscono sempre di più degli elementi pesanti prodotti, tramite il processo di nucleosintesi , dalle stelle più vecchie. Queste, giunte alle ultime fasi della propria evoluzione, esplodono come supernovae o rilasciano gli strati più esterni sotto forma di nebulose planetarie, diffondendo tali elementi nello spazio .
  5. ^ 0,0315 anni equivalgono a 11,5 giorni.
  6. ^ Il calcolo del tempo impiegato è il risultato della divisione della distanza in km tra Proxima Centauri e il Sole con la velocità media dello Shuttle moltiplicata per le ore complessive di un anno:
Fonti
  1. ^ Per Aspera Ad Astra , in Treccani.it – Vocabolario Treccani on line , Istituto dell'Enciclopedia Italiana. URL consultato il 18 agosto 2013 .
  2. ^ a b John N. Bahcall, How the Sun Shines , su nobelprize.org , Nobel Foundation, 29 giugno 2000. URL consultato il 30 agosto 2006 .
  3. ^ DL Fried, Optical Resolution Through a Randomly Inhomogeneous Medium for Very Long and Very Short Exposures , in J. Opt. Soc. Am , vol. 56, pp. 1372-1379. URL consultato il 7 marzo 2008 .
  4. ^ a b c d NASA's Hubble Weighs in on the Heaviest Stars in the Galaxy , NASA News, 3 marzo 2005. URL consultato il 4 agosto 2006 .
  5. ^ a b c I. Iben Jr., Single and binary star evolution ( PDF ), in Astrophysical Journal Supplement Series , vol. 76, 1991, pp. 55-114.
  6. ^ a b c d e f AA.VV, L'Universo - Grande enciclopedia dell'astronomia , Novara, De Agostini, 2002.
  7. ^ a b c ( EN ) Jean Schneider, Interactive Extra-solar Planets Catalog , in The Extrasolar Planets Encyclopedia , 13 agosto 2009. URL consultato il 10 ottobre 2011 .
  8. ^ a b c d e f g Le stelle nella cultura umana , su web.dsc.unibo.it . URL consultato il 6 giugno 2008 (archiviato dall' url originale l'11 gennaio 2005) .
  9. ^ a b An Overview of the Solar System , su nineplanets.org . URL consultato il 15 febbraio 2007 .
  10. ^ MOM Tso e FG La Piana, The Human Fovea After Sungazing , in Transactions of the American Academy of Ophthalmology & Otolaryngology , vol. 79, 1975, pp. OP-788.
  11. ^ a b Fred Schaaf, The Brightest Stars: Discovering the Universe through the Sky's Most Brilliant Stars , John Wiley & Sons, Incorporated, 2008, ISBN 978-0-471-70410-2 .
  12. ^ Kaler JB, The Hundred Greatest Stars , Springer, 2002, p. 37, ISBN 0-387-95436-8 .
  13. ^ Come è possibile evincere da una qualsiasi carta celeste che copra entrambi gli emisferi; ad esempio in Tirion, The Cambridge Star Atlas 2000.0 , 3ª ed., Cambridge, USA, Cambridge University Press, 2001, ISBN 0-521-80084-6 .
  14. ^ The Gould Belt , su The GAIA Study Report . URL consultato il 18 luglio 2006 (archiviato dall' url originale il 10 gennaio 2011) .
  15. ^ Il mistero della Via Lattea , su cassiopeaonline.it , settembre 2001. URL consultato il 4 aprile 2009 (archiviato dall' url originale il 16 agosto 2011) .
  16. ^ S. Harris, Location of HII regions in molecular clouds , in Giant molecular clouds in the Galaxy; Proceedings of the Third Gregynog Astrophysics Workshop , 1980, pp. 201-206. URL consultato il 19 febbraio 2009 .
  17. ^ TM Dame e P. Thaddeus, A wide-latitude CO survey of molecular clouds in the northern Milky Way , in Astrophysical Journal , vol. 297, ottobre 1985, pp. 751-765, DOI : 10.1086/163573 . URL consultato il 19 febbraio 2009 .
  18. ^ a b c d e Roberta Biagi, Storia delle costellazioni , su cielisutavolaia.com . URL consultato il 28 dicembre 2007 .
  19. ^ WB Gibbon, Asiatic parallels in North American star lore: Ursa Major , in Journal of American Folklore , vol. 77, n. 305, luglio 1964, pp. 236-250.
  20. ^ George Forbes, History of Astronomy (Free e-book from Project Gutenberg) , Londra, Watts & Co., 1909.
  21. ^ Claus Tøndering, Other ancient calendars , su webexhibits.org , WebExhibits. URL consultato il 10 dicembre 2006 .
  22. ^ a b JH Rogers, Origins of the ancient constellations: I. The Mesopotamian traditions , in Journal of the British Astronomical Association , vol. 108, 1998, pp. 9-28. URL consultato il 22 aprile 2005 .
  23. ^ Ove von Spaeth, Dating the Oldest Egyptian Star Map , in Centaurus International Magazine of the History of Mathematics, Science and Technology , vol. 42, n. 3, 1999, pp. 159-179. URL consultato il 21 ottobre 2007 .
  24. ^ «Le stelle poi occupano la zona eterea . E poiché questa è la più sottile di tutte ed è sempre in movimento e sempre mantiene la sua forza vitale, è necessario che quell'essere vivente che vi nasca sia di prontissima sensibilità e di prontissimo movimento. Per la qual cosa, dal momento che sono gli astri a nascere nell'etere, è logico che in essi siano insite sensibilità e intelligenza. Dal che risulta che gli astri devono essere ritenuti nel numero delle divinità» (Cicerone, De natura deorum , II, 42).
  25. ^ A. Zahoor, Al-Biruni , in Hasanuddin University , 1997. URL consultato il 21 ottobre 2007 (archiviato dall' url originale il 26 giugno 2008) .
  26. ^ a b DH Clark e FR Stephenson, The Historical Supernovae: A survey of current research; Proceedings of the Advanced Study Institute , Dordrecht, D. Reidel Publishing Co.; Cambridge, England, 29 giugno 1981, pp. 355-370. URL consultato il 24 settembre 2006 .
  27. ^ Supernova 1054 - Creation of the Crab Nebula , su messier.seds.org . URL consultato il 25 aprile 2008 .
  28. ^ a b Michael Hoskin, The Value of Archives in Writing the History of Astronomy , su stsci.edu , Space Telescope Science Institute, 1998. URL consultato il 24 agosto 2006 .
  29. ^ a b Stephen A. Drake, A Brief History of High-Energy (X-ray & Gamma-Ray) Astronomy , in NASA HEASARC . URL consultato il 24 agosto 2006 .
  30. ^ Exoplanets , su eso.org , ESO. URL consultato l'11 ottobre 2006 .
  31. ^ JB Holberg, Sirius:Brightest Diamond in the Night Sky , Chichester, UK, Praxis Publishing, 2007, ISBN 0-387-48941-X .
  32. ^ Richard A. Proctor, Are any of the nebulæ star-systems? , in Nature , 1870, pp. 331-333.
  33. ^ Robert Smith,Observational Astrophysics , Cambridge, UK, Cambridge University Press, 1995, p. 236 , ISBN 978-0-521-27834-8 .
  34. ^ Joseph MacDonnell, Angelo Secchi, SJ (1818–1878) the Father of Astrophysics , su faculty.fairfield.edu , Fairfield University. URL consultato il 2 ottobre 2006 .
  35. ^ Robert G. Aitken, The Binary Stars , New York, Dover Publications Inc., 1964.
  36. ^ a b AA Michelson e FG Pease, Measurement of the diameter of alpha Orionis with the interferometer , in Astrophysical Journal , vol. 53, 1921, pp. 249-259, DOI : 10.1086/142603 . URL consultato il 20 giugno 2007 .
  37. ^ a b c Albrecht Unsöld, The New Cosmos , New York, Springer-Verlag, 1969.
  38. ^ Paolo Battinelli, Serge Demers e Bruno Letarte, Carbon Star Survey in the Local Group. V. The Outer Disk of M31 , in Astronomical Journal , vol. 125, n. 3, 2003, pp. 1298-1308. URL consultato il 4 febbraio 2007 .
  39. ^ Millennium Star Atlas marks the completion of ESA's Hipparcos Mission , su rssd.esa.int , ESA. URL consultato il 5 agosto 2007 .
  40. ^ Hubble Completes Eight-Year Effort to Measure Expanding Universe , in Hubble Site . URL consultato il 2 agosto 2007 .
  41. ^ Ray Villard e Wendy L. Freedman, Hubble Space Telescope Measures Precise Distance to the Most Remote Galaxy Yet , in Hubble Site . URL consultato il 5 agosto 2007 .
  42. ^ UBC Prof., alumnus discover most distant star clusters: a billion light-years away. , in UBC Public Affairs . URL consultato il 2 agosto 2007 .
  43. ^ A. Wolszczan e D. Frail, A planetary system around the millisecond pulsar PSR1257 + 12 , in Nature , vol. 355, 1992, pp. 145-147.
  44. ^ Jean Schneider, Interactive Extra-solar Planets Catalog , in The Extrasolar Planets Encyclopedia , 23 dicembre 2007. URL consultato il 23 dicembre 2007 .
  45. ^ Leslie S. Coleman, Myths, Legends and Lore , su frostydrew.org , Frosty Drew Observatory. URL consultato il 13 agosto 2006 .
  46. ^ La costellazione del Cane Maggiore ( Canis Major - CMa) , su castfvg.it . URL consultato il 29 aprile 2008 .
  47. ^ a b The Naming of Stars , su nmm.ac.uk , National Maritime Museum. URL consultato il 13 agosto 2006 (archiviato dall' url originale il 29 ottobre 2007) .
  48. ^ a b I.-J. Sackmann e AI Boothroyd, Our Sun. V. A Bright Young Sun Consistent with Helioseismology and Warm Temperatures on Ancient Earth and Mars , in The Astrophysical Journal , vol. 583, n. 2, 2003, pp. 1024-1039.
  49. ^ SC Tripathy e HM Antia, Influence of surface layers on the seismic estimate of the solar radius , in Solar Physics , vol. 186, n. 1/2, 1999, pp. 1-11.
  50. ^ The Colour of Stars , su outreach.atnf.csiro.au , Australian Telescope Outreach and Education. URL consultato il 13 agosto 2006 (archiviato dall' url originale il 10 marzo 2012) .
  51. ^ a b c Alan M. MacRobert, The Spectral Types of Stars , su skyandtelescope.com , Sky and Telescope. URL consultato il 19 luglio 2006 (archiviato dall' url originale il 28 luglio 2011) .
  52. ^ Gene Smith, Stellar Spectra , su casswww.ucsd.edu , University of California, San Diego, 16 aprile 1999. URL consultato il 12 ottobre 2006 .
  53. ^ White Dwarf (wd) Stars , su physics.uq.edu.au , White Dwarf Research Corporation. URL consultato il 19 luglio 2006 (archiviato dall' url originale l'8 ottobre 2009) .
  54. ^ PR Woodward, Theoretical models of star formation , in Annual review of Astronomy and Astrophysics , vol. 16, 1978, pp. 555-584. URL consultato il 1º gennaio 2008 .
  55. ^ LD Anderson et al. , The molecular properties of galactic HII regions , in The Astrophysical Journal Supplement Series , vol. 181, 2009, pp. 255-271, DOI : 10.1088/0067-0049/181/1/255 .
  56. ^ a b I. Baraffe, G. Chabrier, F. Allard e PH Hauschildt, Evolutionary models for metal-poor low-mass stars. Lower main sequence of globular clusters and halo field stars , in Astronomy and Astrophysics , vol. 327, 1997, p. 1054. URL consultato il 28 novembre 2007 .
  57. ^ Mohammed Heydari-Malayeri, L'enigma delle stelle massicce , in Le Scienze , n. 475, marzo 2008. URL consultato il 24 giugno 2008 .
  58. ^ a b c JG Mengel, P. Demarque, AVSweigart e PG Gross, Stellar evolution from the zero-age main sequence , in Astrophysical Journal Supplement Series , vol. 40, 1979, pp. 733-791.
  59. ^ BE Wood, H.-R. Müller, GP Zank e JL Linsky, Measured Mass-Loss Rates of Solar-like Stars as a Function of Age and Activity , in The Astrophysical Journal , vol. 574, 2002, pp. 412-425.
  60. ^ C. de Loore, JP de Greve e HJGLM Lamers, Evolution of massive stars with mass loss by stellar wind , in Astronomy and Astrophysics , vol. 61, n. 2, 1977, pp. 251-259.
  61. ^ a b Stellar Evolution & Death , su observe.arc.nasa.gov , NASA Observatorium. URL consultato l'8 giugno 2006 (archiviato dall' url originale il 10 febbraio 2008) .
  62. ^ a b c Michael Richmond, Late stages of evolution for low-mass stars , su spiff.rit.edu , Rochester Institute of Technology. URL consultato il 4 agosto 2006 .
  63. ^ a b Gary Hinshaw, The Life and Death of Stars , su wiki.hicksvilleschools.org , NASA WMAP Mission, 23 agosto 2006. URL consultato il 1º settembre 2006 (archiviato dall' url originale il 2 febbraio 2016) .
  64. ^ Stellar Evolution - Cycles of Formation and Destruction , su chandra.harvard.edu , Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics, 29 agosto 2006. URL consultato il 10 agosto 2006 .
  65. ^ David Darling, Carbon burning , su daviddarling.info , The Internet Encyclopedia of Sciencs. URL consultato il 15 agosto 2007 .
  66. ^ Richard W. Pogge, The Once and Future Sun , su New Vistas in Astronomy , The Ohio State University (Department of Astronomy), 1997. URL consultato il 7 dicembre 2005 .
  67. ^ a b What is a star? , su nmm.ac.uk , Royal Greenwich Observatory. URL consultato il 7 settembre 2006 (archiviato dall' url originale il 30 settembre 2007) .
  68. ^ Stan Woosley e Hans-Thomas Janka, The Physics of Core-Collapse Supernovae ( PDF ), in Nature Physics , vol. 1, n. 3, dicembre 2005, pp. 147-154, DOI 10.1038/nphys172.
  69. ^ A dusty pinwheel nebula around the massive star WR 104 , in Nature , vol. 398, 1999, pp. 487-489.
  70. ^ Fredrik Sandin, Compact stars in the standard model - and beyond , in Eur. Phys. JC , DOI : 10.1140/epjcd/s2005-03-003-y .
  71. ^ a b c J. Liebert, White dwarf stars , in Annual review of astronomy and astrophysics , vol. 18, n. 2, 1980, pp. 363-398.
  72. ^ a b c Introduction to Supernova Remnants , su heasarc.gsfc.nasa.gov , Goddadr Space Flight Center, 6 aprile 2006. URL consultato il 16 luglio 2006 .
  73. ^ Il più piccolo buco nero mai osservato , su lescienze.espresso.repubblica.it , Le Scienze . URL consultato il 20080515 .
  74. ^ CL Fryer, Black-hole formation from stellar collapse , in Classical and Quantum Gravity , vol. 20, 2003, pp. S73-S80.
  75. ^ a b c Martin Schwarzschild, Structure and Evolution of the Stars , Princeton University Press, 1958, ISBN 0-691-08044-5 .
  76. ^ a b c What is a Star? , su imagine.gsfc.nasa.gov , NASA, 1º settembre 2006. URL consultato l'11 luglio 2006 .
  77. ^ Formation of the High Mass Elements , su aether.lbl.gov , Smoot Group. URL consultato l'11 luglio 2006 .
  78. ^ ( EN ) The Glory of a Nearby Star: Optical Light from a Hot Stellar Corona Detected with the VLT , in ESO , 1º agosto 2001. URL consultato il 10 luglio 2006 .
  79. ^ LF Burlaga, NF Ness, MH Acuña, RP Lepping, JEP Connerney, EC Stone e FB McDonald, Crossing the Termination Shock into the Heliosheath: Magnetic Fields , in Science , vol. 309, n. 5743, 2005, pp. 2027-2029. URL consultato l'11 maggio 2007 .
  80. ^ A. Bonanno, H. Schlattl e L. Patern, The age of the Sun and the relativistic corrections in the EOS ( PDF ), in Astronomy and Astrophysics , vol. 390, 2002, pp. 1115-1118.
  81. ^ Astronomers Measure Mass of a Single Star—First Since the Sun , in Hubble News Desk , 15 luglio 2004. URL consultato il 24 maggio 2006 .
  82. ^ DR Garnett e HA Kobulnicky, Distance Dependence in the Solar Neighborhood Age-Metallicity Relation [ collegamento interrotto ] , in The Astrophysical Journal , vol. 532, 2000, pp. 1192-1196.
  83. ^ a b A. Frebel, JE Norris, N. Christlieb, C. Thom, TC Beers e J. Rhee, Nearby Star Is A Galactic Fossil , su sciencedaily.com , Science Daily, 11 maggio 2007. URL consultato il 10 maggio 2007 .
  84. ^ ( EN ) Takuya Hashimoto et al , The onset of star formation 250 million years after the Big Bang , in Nature , vol. 557, 5 maggio 2018, pp. 392-395.
  85. ^ ( EN ) Jake Parks, The first stars formed when the universe was less than 2% its current age , su astronomy.com , 16 maggio 2018.
  86. ^ S. A Naftilan e PB Stetson, How do scientists determine the ages of stars? Is the technique really accurate enough to use it to verify the age of the universe? , su sciam.com , Scientific American , 13 luglio 2006. URL consultato l'11 maggio 2007 (archiviato dall' url originale il 7 ottobre 2007) .
  87. ^ G. Laughlin, P. Bodenheimer e FC Adams, The End of the Main Sequence , in The Astrophysical Journal , vol. 482, 1997, pp. 420-432. URL consultato l'11 maggio 2007 .
  88. ^ D. Wonnacott, BJ Kellett, B. Smalley e C. Lloyd, Pulsational Activity on Ik-Pegasi , in Monthly Notices of the Royal Astronomical Society , vol. 267, n. 4, 1994, pp. 1045-1052. URL consultato il 14 aprile 2007 .
  89. ^ A "Genetic Study" of the Galaxy , su eso.org , ESO, 12 settembre 2006. URL consultato il 10 ottobre 2006 (archiviato dall' url originale il 10 ottobre 2006) .
  90. ^ DA Fischer e J. Valenti, The Planet-Metallicity Correlation , in The Astrophysical Journal , vol. 622, n. 2, 2005, pp. 1102-1117.
  91. ^ Marco Dian, Anemia da record: è una figlia delle prime stelle , su MEDIA INAF . URL consultato il 24 agosto 2019 .
  92. ^ S. Feltzing e G. Gonzalez, The nature of super-metal-rich stars: Detailed abundance analysis of 8 super-metal-rich star candidates , in Astronomy & Astrophysics , vol. 367, 2000, pp. 253-265. URL consultato il 27 novembre 2007 .
  93. ^ David F. Gray, The Observation and Analysis of Stellar Photospheres , Cambridge University Press, 1992, ISBN 0-521-40868-7 .
  94. ^ N. Pizzolato, P. Ventura, F. D'Antona, A. Maggio, G. Micela e S. Sciortino, Subphotospheric convection and magnetic activity dependence on metallicity and age: Models and tests , in Astronomy & Astrophysics , vol. 373, 2001, pp. 597-607.
  95. ^ Mass loss and Evolution , su star.ucl.ac.uk , UCL Astrophysics Group, 18 giugno 2004. URL consultato il 26 agosto 2006 (archiviato dall' url originale il 22 novembre 2004) .
  96. ^ The Biggest Star in the Sky , in ESO , 11 marzo 1997. URL consultato il 10 luglio 2006 (archiviato dall' url originale l'11 ottobre 2006) .
  97. ^ S. Ragland, T. Chandrasekhar e NM Ashok, Angular Diameter of Carbon Star Tx-Piscium from Lunar Occultation Observations in the Near Infrared , in Journal of Astrophysics and Astronomy , vol. 16, 1995, p. 332. URL consultato il 5 luglio 2007 .
  98. ^ Kate Davis, Variable Star of the Month—December, 2000: Alpha Orionis , in AAVSO , 1º dicembre 2000. URL consultato il 13 agosto 2006 .
  99. ^ Roberta M. Humphreys, VY Canis Majoris: The Astrophysical Basis of Its Luminosity ( PDF ), in School of Physics and Astronomy, University of Minnesota , n. 55455. URL consultato il 18 marzo 2008 .
  100. ^ MS Oey e CJ Clarke, Statistical Confirmation of a Stellar Upper Mass Limit , in Astrophysical Journal , vol. 620, n. 43, 2005, p. 1054. URL consultato il 28 novembre 2007 .
  101. ^ a b Nathan Smith, The Behemoth Eta Carinae: A Repeat Offender , in Astronomical Society of the Pacific , 1998. URL consultato il 13 agosto 2006 .
  102. ^ P. A Crowther et al. , The R136 star cluster hosts several stars whose individual masses greatly exceed the accepted 150 Msun stellar mass limit , su arxiv.org , arXiv .
  103. ^ Ferreting Out The First Stars , in Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics , 22 settembre 2005. URL consultato il 5 settembre 2006 .
  104. ^ Weighing the Smallest Stars , in ESO , 1º gennaio 2005. URL consultato il 13 agosto 2006 .
  105. ^ Ben Zuckerman, Brown dwarfs: At last filling the gap between stars and planets , in National Academy of Sciences , 1º febbraio 2000. URL consultato il 1º dicembre 2014 .
  106. ^ a b David Shiga, Mass cut-off between stars and brown dwarfs revealed , in New Scientist , 17 agosto 2006. URL consultato il 23 agosto 2006 .
  107. ^ Hubble glimpses faintest stars , in BBC , 18 agosto 2006. URL consultato il 22 agosto 2006 .
  108. ^ Hipparcos: High Proper Motion Stars , su rssd.esa.int , ESA, 10 settembre 1999. URL consultato il 10 ottobre 2006 .
  109. ^ HM Johnson, The Kinematics and Evolution of Population I Stars , in Publications of the Astronomical Society of the Pacific , vol. 69, n. 406, 1957, p. 54.
  110. ^ B. Elmegreen e YN Efremov, The Formation of Star Clusters , in American Scientist , vol. 86, n. 3, 1999, p. 264. URL consultato il 23 agosto 2006 (archiviato dall' url originale il 23 maggio 2007) .
  111. ^ EE Barnard , A small star with large proper motion , in Astronomical Journal , vol. 29, n. 695, 1916, p. 181, DOI : 10.1086/104156 . URL consultato il 10 agosto 2006 .
  112. ^ Jerome James Brainerd, X-rays from Stellar Coronas , su astrophysicsspectator.com , The Astrophysics Spectator, 6 luglio 2005. URL consultato il 21 giugno 2007 .
  113. ^ Svetlana V. Berdyugina, Starspots: A Key to the Stellar Dynamo , su solarphysics.livingreviews.org , Living Reviews, 2005. URL consultato il 21 giugno 2007 .
  114. ^ JM Vaquero, F. Sánchez-bajo e MC Gallego, A Measure of the Solar Rotation During the Maunder Minimum , in Solar Physics , vol. 207, n. 2, 2002, p. 219, DOI : 10.1023/A:1016262813525 .
  115. ^ a b Una stella piatta , su focus.it . URL consultato il 17 giugno 2003 (archiviato dall' url originale il 6 dicembre 2014) .
  116. ^ La curiosa forma di Achernar , su scienzaesperienza.it , Scienza Esperienza on line. URL consultato il 29 marzo 2008 (archiviato dall' url originale il 14 ottobre 2007) .
  117. ^ Flattest Star Ever Seen , su eso.org , ESO, 11 giugno 2003. URL consultato il 3 ottobre 2006 .
  118. ^ Richard Fitzpatrick, Introduction to Plasma Physics: A graduate course , su farside.ph.utexas.edu , The University of Texas at Austin, 16 febbraio 2006. URL consultato il 4 ottobre 2006 (archiviato dall' url originale il 4 gennaio 2010) .
  119. ^ Massimo Villata, Angular momentum loss by a stellar wind and rotational velocities of white dwarfs , in Monthly Notices of the Royal Astronomical Society , vol. 257, n. 3, 1992, pp. 450-454.
  120. ^ a b A History of the Crab Nebula , su hubblesite.org , ESO, 30 maggio 1996. URL consultato il 3 ottobre 2006 .
  121. ^ Nick Strobel, Properties of Stars: Color and Temperature , su astronomynotes.com , Astronomy Notes, Primis/McGraw-Hill Inc., 2 agosto 2007. URL consultato il 9 ottobre 2007 .
  122. ^ Courtney Seligman, Review of Heat Flow Inside Stars , su cseligman.com , 2007. URL consultato il 5 luglio 2007 .
  123. ^ a b Main Sequence Stars , su astrophysicsspectator.com , The Astrophysics Spectator, 16 febbraio 2005. URL consultato il 10 ottobre 2006 .
  124. ^ MA Zeilik e SA Gregory, Introductory Astronomy & Astrophysics , 4ª ed., Saunders College Publishing, 1998, p. 321, ISBN 0-03-006228-4 .
  125. ^ a b c d e G. Wallerstein, I. Iben Jr., P. Parker, AM Boesgaard, GM Hale, AE Champagne, CA Barnes, F. Käppeler, VV Smith, RD Hoffman, FX Timmes, C. Sneden, RN Boyd, BS Meyer e DL Lambert, Synthesis of the elements in stars: forty years of progress ( PDF ), in Reviews of Modern Physics , vol. 69, n. 4, 1999, pp. 995-1084. URL consultato il 4 agosto 2006 (archiviato dall' url originale il 17 dicembre 2008) .
  126. ^ SE Woosley, A. Heger e TA Weaver, The evolution and explosion of massive stars , in Reviews of Modern Physics , vol. 74, n. 4, 2002, pp. 1015-1071.
  127. ^ John Roach, Astrophysicist Recognized for Discovery of Solar Wind , in National Geographic News , 27 agosto 2003. URL consultato il 13 giugno 2006 .
  128. ^ Pistol Star Fact Sheet , su solstation.com . URL consultato il 12 maggio 2007 .
  129. ^ Rapidly Spinning Star Vega has Cool Dark Equator , in National Optical Astronomy Observatory , 10 gennaio 2006. URL consultato il 18 novembre 2007 .
  130. ^ AA Michelson e FG Pease, Starspots: A Key to the Stellar Dynamo , in Living Reviews in Solar Physics , Max Planck Society, 2005.
  131. ^ A. Manduca, RA Bell e B. Gustafsson, Limb darkening coefficients for late-type giant model atmospheres , in Astronomy and Astrophysics , vol. 61, n. 6, 1977, pp. 809-813.
  132. ^ PF Chugainov, On the Cause of Periodic Light Variations of Some Red Dwarf Stars , in Information Bulletin on Variable Stars , vol. 520, 1971, pp. 1-3.
  133. ^ Magnitude , su nso.edu , National Solar Observatory—Sacramento Peak. URL consultato il 23 agosto 2006 (archiviato dall' url originale il 6 febbraio 2008) .
  134. ^ La radice 5ª di 100 è uguale a circa 2,512
  135. ^ a b Luminosity of Stars , su outreach.atnf.csiro.au , Australian Telescope Outreach and Education. URL consultato il 13 agosto 2006 (archiviato dall' url originale il 9 agosto 2014) .
  136. ^ Aaron Hoover, Star may be biggest, brightest yet observed , in HubbleSite , 5 gennaio 2004. URL consultato l'8 giugno 2006 (archiviato dall' url originale il 7 agosto 2007) .
  137. ^ Faintest Stars in Globular Cluster NGC 6397 , in HubbleSite , 17 agosto 2006. URL consultato l'8 giugno 2006 .
  138. ^ a b c d e Types of Variable Stars , su aavso.org , AAVSO. URL consultato il 20 luglio 2006 .
  139. ^ N. Allen, The Cepheid Distance Scale: A History , su institute-of-brilliant-failures.com , agosto 2005. URL consultato il 4 maggio 2008 (archiviato dall' url originale il 9 ottobre 2010) .
  140. ^ a b c PA Mazzali, FKK Röpke, S. Benetti e W. Hillebrandt, A Common Explosion Mechanism for Type Ia Supernovae , in Science , vol. 315, n. 5813, 2007, pp. 825-828, DOI : 10.1126/science.1136259 , PMID 17289993 . URL consultato il 24 maggio 2007 .
  141. ^ Cataclysmic Variables , su imagine.gsfc.nasa.gov , NASA Goddard Space Flight Center, 1º novembre 2004. URL consultato l'8 giugno 2006 .
  142. ^ Victor G. Szebehely e Richard B. Curran, Stability of the Solar System and Its Minor Natural and Artificial Bodies , Springer, 1985, ISBN 90-277-2046-0 .
  143. ^ Harlow Shapley , Globular Clusters and the Structure of the Galactic System , in Publications of the Astronomical Society of the Pacific , vol. 30, n. 173, 1918, pp. 42+. URL consultato il 30 maggio 2006 .
  144. ^ Most Milky Way Stars Are Single , in Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics , 30 gennaio 2006. URL consultato il 16 luglio 2006 .
  145. ^ Hubble Finds Intergalactic Stars , in Hubble News Desk , 14 gennaio 1997. URL consultato il 6 novembre 2006 .
  146. ^ What is a galaxy? How many stars in a galaxy / the Universe? , su nmm.ac.uk , Royal Greenwich Observatory. URL consultato il 18 luglio 2006 (archiviato dall' url originale il 10 ottobre 2007) .
  147. ^ Astronomers count the stars , in BBC News , 22 luglio 2003. URL consultato il 18 luglio 2006 .
  148. ^ J. Holmberg e C. Flynn, The local density of matter mapped by Hipparcos , in Monthly Notices of the Royal Astronomical Society , vol. 313, n. 2, 2000, pp. 209-216. URL consultato il 18 luglio 2006 .
  149. ^ Astronomers: Star collisions are rampant, catastrophic , in CNN News , 2 giugno 2000. URL consultato il 21 luglio 2006 .
  150. ^ JC Lombardi Jr., JS Warren, FA Rasio, A. Sills e AR Warren, Stellar Collisions and the Interior Structure of Blue Stragglers , in The Astrophysical Journal , vol. 568, 2002, pp. 939-953. URL consultato il 31 dicembre 2007 .
  151. ^ A. Wolszczan, Confirmation of Earth Mass Planets Orbiting the Millisecond Pulsar PSR B1257+12 , in Science , vol. 264, n. 5158, 1994, pp. 538-542.
  152. ^ Pulsar planets , su astro.psu.edu . URL consultato il 4 dicembre 2008 (archiviato dall' url originale il 30 dicembre 2005) .
  153. ^ ( EN ) M. Mayor e D. Queloz, A Jupiter-mass companion to a solar-type star , in Nature , vol. 378, 1995, pp. 355-359, DOI : 10.1038/378355a0 . URL consultato il 21 settembre 2009 .
  154. ^ ( EN ) Jean Schneider, Interactive Extra-solar Planets Catalog , su The Extrasolar Planets Encyclopedia , 11 dicembre 2006. URL consultato il 21 settembre 2009 .
  155. ^ a b c Dizionario etimologico on-line - "Stella" , su etimo.it . URL consultato il 25 dicembre 2007 .
  156. ^ Appendix:Proto-Indo-European *h₂stḗr , su en.wiktionary.org . URL consultato il 9 giugno 2008 .
  157. ^ a b Oggetti di Messier - M45 , su astrolink.mclink.it . URL consultato il 6 giugno 2008 .
  158. ^ V. Sermonti , L'Inferno di Dante , Milano, Rizzoli, 2006.
  159. ^ Marco Murara, L'astronomia di Giacomo Leopardi , su astrofilitrentini.it . URL consultato il 14 giugno 2008 .
  160. ^ RW Emerson, American Civilization – The Atlantic Monthly , 1862; citato in Guido Sgardoli, Piccolo Capo Bianco , Milano, Rizzoli, 2013, p. 123 .
  161. ^ Il Notturno in musica , su rivistazetesis.it . URL consultato il 6 giugno 2008 .
  162. ^ a b c d e f g Diego Priolo, La conoscenza del cielo nella cultura popolare , su vecchiopiemonte.it , Vecchio Piemonte. URL consultato il 24 aprile 2008 (archiviato dall' url originale il 7 settembre 2007) .
  163. ^ Lucrezia Aversa, Inquinamento luminoso , su astrofili-cremona.it , Gruppo Astrofili Cremona. URL consultato il 28 novembre 2014 .
  164. ^ a b c ( EN ) Bruce Sterling, Science fiction , su britannica.com , Encyclopædia Britannica, 2008. URL consultato il 13 dicembre 2013 .
  165. ^ Franco La Polla, Star Trek fra TV e cinema , in Cineforum , maggio 1985, pp. 21-26.
  166. ^ a b Analog and Isaac Asimov's Science Fiction Magazine, Writing Science Fiction & Fantasy , St. Martin's Griffin, 1993, ISBN 978-0-312-08926-9 .
  167. ^ a b ( EN ) Steven J. Dick, Life on Other Worlds: The 20th Century Extraterrestrial Life Debate , Cambridge, Cambridge University press, 2001.

Bibliografia

V838 Monocerotis , una delle stelle più grandi conosciute. (immagine HST)

Titoli generali

  • ( EN ) George Forbes, History of Astronomy , Londra, Watts & Co. (Free e-book from Project Gutenberg), 1909.
  • ( EN ) Albrecht Unsöld, The New Cosmos , New York, Springer-Verlag, 1969.
  • HL Shipman, L'Universo inquieto. Guida all'osservazione a occhio nudo e con il telescopio. Introduzione all'astronomia , Bologna, Zanichelli, 1984, ISBN 88-08-03170-5 .
  • ( EN ) Stephen Hawking , A Brief History of Time , Bantam Books, 1988, ISBN 0-553-17521-1 .
  • H. Reeves, L'evoluzione cosmica , Milano, Rizzoli–BUR, 2000, ISBN 88-17-25907-1 .
  • ( EN ) John Gribbin e Mary Gribbin, Stardust: Supernovae and Life—The Cosmic Connection , Yale University Press, 2001, ISBN 0-300-09097-8 .
  • AA.VV, L'Universo - Grande enciclopedia dell'astronomia , Novara, De Agostini, 2002.
  • J. Gribbin, Enciclopedia di astronomia e cosmologia , Milano, Garzanti, 2005, ISBN 88-11-50517-8 .
  • W. Owen et al. , Atlante illustrato dell'Universo , Milano, Il Viaggiatore, 2006, ISBN 88-365-3679-4 .

Titoli specifici

  • ( EN ) S. Chandrasekhar , An Introduction to the Study of Stellar Structure , New York, Dover, 1939, ISBN 0-486-60413-6 .
  • ( EN ) S. Chandrasekhar, Principles of Stellar Dynamics , New York, Dover, 2005 (1ª ed. 1942), ISBN 0-486-44273-X .
  • ( EN ) Martin Schwarzschild, Structure and Evolution of the Stars , Princeton University Press, 1958, ISBN 0-691-08044-5 .
  • ( EN ) Robert G. Aitken, The Binary Stars , New York, Dover Publications Inc., 1964.
  • ( EN ) Victor G. Szebehely e Richard B. Curran, Stability of the Solar System and Its Minor Natural and Artificial Bodies , Springer, 1985, ISBN 90-277-2046-0 .
  • ( EN ) CJ Lada e ND Kylafits, The Origin of Stars and Planetary Systems , Kluwer Academic Publishers, 1999, ISBN 0-7923-5909-7 .
  • ( EN ) Cliff Pickover, The Stars of Heaven , Oxford, Oxford University Press, 2001, ISBN 0-19-514874-6 .
  • A. De Blasi, Le stelle: nascita, evoluzione e morte , Bologna, CLUEB, 2002, ISBN 88-491-1832-5 .
  • M. Hack , Dove nascono le stelle. Dalla vita ai quark: un viaggio a ritroso alle origini dell'Universo , Milano, Sperling & Kupfer, 2004, ISBN 88-8274-912-6 .
  • J. Lindstrom, Stelle, galassie e misteri cosmici , Trieste, Editoriale Scienza, 2006, ISBN 88-7307-326-3 .
  • C. Abbondi, Universo in evoluzione dalla nascita alla morte delle stelle , Sandit, 2007, ISBN 88-89150-32-7 .

Carte celesti

Voci correlate

Altri progetti

Collegamenti esterni

Controllo di autorità Thesaurus BNCF 8582 · LCCN ( EN ) sh85127415 · GND ( DE ) 4057342-4 · BNF ( FR ) cb11936921c (data) · NDL ( EN , JA ) 00566683
Wikimedaglia
Questa è una voce in vetrina , identificata come una delle migliori voci prodotte dalla comunità .
È stata riconosciuta come tale il giorno 7 luglio 2008 —vai alla segnalazione .
Naturalmente sono ben accetti suggerimenti e modifiche che migliorino ulteriormente il lavoro svolto.

Segnalazioni · Criteri di ammissione · Voci in vetrina in altre lingue · Voci in vetrina in altre lingue senza equivalente su it.wiki