2.

Caratteristiche principali

La composizione chimica è pressoché uguale per tutte le stelle; i parametri che permettono di distinguere un astro dall’altro sono invece la temperatura, il colore, la luminosità, la durata. In realtà, tutte queste caratteristiche dipendono dalla massa della stella: è questa a determinare l’intensità dell’attrazione gravitazionale che addensa la materia nella fase iniziale, e quindi il calore sviluppato nel processo, la temperatura di equilibrio e la quantità di reagenti disponibili per la fusione nucleare. La massa viene generalmente espressa come multiplo o sottomultiplo della massa del Sole, che è una stella di proporzioni intermedie. Le stelle più grandi – le cosiddette giganti e supergiganti – hanno massa fino a 20 volte quella solare; le più piccole – le nane bianche – fino a un decimo dello stesso valore.

Esiste un limite inferiore alla massa di una stella, ovvero il minimo richiesto perché in fase di contrazione gravitazionale sia raggiunta la temperatura necessaria all’innesco delle reazioni nucleari. Tale limite si aggira appunto intorno a 1/10 della massa del Sole. Al di sotto di questo valore, il corpo celeste non è considerato una stella, ma una nana bruna.

Recentemente è stato scoperto anche un possibile limite superiore per la massa delle stelle: 150 masse solari. Il dato è scaturito dall’analisi di un ammasso stellare posto al centro della Via Lattea (contenente 11.000 masse stellari in tutto), nel quale non sono state trovate stelle più massive di 130 masse solari.

1.

Moto

Le stelle, che sembrano fisse sulla volta celeste, in realtà si muovono rispetto alla Terra. Le distanze in gioco, tuttavia, sono talmente grandi da rendere impercettibili le variazioni di posizione senza l’ausilio di potentissimi strumenti d’osservazione. Fu l’astronomo inglese Edmund Halley il primo a rilevare i moti delle stelle, accorgendosi di una differenza nelle posizioni misurate rispetto a quelle riportate sul catalogo di Ipparco, di quasi duemila anni prima.

Oggi si misura la velocità di una stella come somma di una componente radiale e di una trasversale; quella radiale viene valutata in base all’effetto Doppler rilevato sullo spettro di emissione, quella trasversale dall’osservazione del moto proprio della stella sulla volta celeste; la prima risulta in genere dell’ordine di qualche chilometro al secondo; la seconda di pochi secondi d’arco all’anno.

2.

Raggruppamenti

Più della metà delle stelle del cielo sono membri di sistemi binari o multipli, composti da due o più corpi orbitanti intorno a un centro di massa comune. In alcuni casi le singole componenti di un sistema binario non si riescono a distinguere neppure con l’ausilio di un telescopio; in questi casi, sono identificabili come tali solo per mezzo della spettroscopia, e prendono per questo il nome di binarie spettroscopiche.

Le stelle, inoltre, possono trovarsi raggruppate in ammassi, costituiti da astri originati dalla stessa nebulosa, o in più ampie “associazioni”. Su scala maggiore sono riunite in giganteschi sistemi detti galassie, composti da miliardi di elementi ciascuno. Le costellazioni, che fin dall’antichità sono state ideate dall’uomo per meglio identificare gli astri sulla volta celeste, non costituiscono raggruppamenti fisicamente significativi: per quanto appaiano vicine nel cielo, infatti, le componenti di una stessa costellazione possono non avere alcuna relazione l’una con l’altra.

3.

Le stelle viste da Terra

Dalla Terra sono teoricamente visibili a occhio nudo circa 7000 stelle, equamente suddivise tra i due emisferi celesti; tuttavia, a causa dell’assorbimento atmosferico, se ne vedono normalmente circa 2000. Si calcola che la Via Lattea – la galassia a cui appartiene il sistema solare – contenga circa cento miliardi di stelle. Se si esclude il Sole, la stella più vicina alla Terra è Proxima Centauri, una componente del sistema triplo di Alpha Centauri, situata a circa 40.000 miliardi di km dalla Terra, cioè a una distanza di 4,29 anni luce.