Stella: differenze tra le versioni
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{{Nota disambigua|altri significati|[[Stella (disambigua)]] e [[Stelle (disambigua)]]|Stelle}}
{{
[[File:Sagittarius Star Cloud.jpg|thumb|
Una '''stella''' è un [[oggetto celeste|corpo celeste]] che brilla di [[luce]] propria.
La stella più vicina alla [[Terra]] è il [[Sole]], sorgente di gran parte dell'energia del nostro pianeta. Le altre stelle, ad eccezione di alcune [[supernova|supernov]]e,<ref
Le stelle si presentano, oltre che singolarmente, anche in sistemi costituiti da due
Le stelle sono divise in classi di [[Magnitudine apparente|magnitudine]] o grandezza apparente, secondo la regola per cui quanto più debole è la luminosità percepita, tanto maggiore è il numero che esprime la grandezza: così le stelle di terza grandezza sono più deboli di quelle di seconda grandezza e le stelle di prima grandezza sono cento volte più luminose di quelle più deboli visibili senza telescopio (sesta grandezza). La [[Via Lattea]], la nostra galassia, contiene oltre 100 miliardi di stelle di vario tipo: più piccole e meno luminose del Sole, non più grandi della Terra, come le [[nana bianca|nane bianche]], e alcune gigantesche, come [[Betelgeuse]], il cui diametro è maggiore di quello dell'[[Orbita eliocentrica|orbita terrestre]].
Nel corso della storia il cielo stellato è stato fonte di ispirazione per numerosi filosofi, poeti, scrittori e musicisti, che in diversi casi si sono interessati direttamente allo studio dell'[[astronomia]].<ref name="cultura">{{cita web|url=http://web.dsc.unibo.it/~cpetti/ig/paginaArte1.htm|titolo= Le stelle nella cultura umana|accesso=6 giugno 2008|urlarchivio=https://web.archive.org/web/20050111181216/http://web.dsc.unibo.it/~cpetti/ig/paginaArte1.htm}}</ref>
== Osservazione ==
[[
La stella maggiormente visibile dal nostro pianeta, nonché la più vicina in assoluto, è il [[Sole]]: esso occupa la parte centrale del nostro [[sistema solare]] e si trova a una distanza media di 150 milioni di km dalla [[Terra]]; la sua vicinanza fa sì che sul nostro pianeta arrivi una quantità di luce tale che, nell'[[emisfero]] in cui esso è visibile, le altre stelle sono oscurate.<ref name="sis.solare">{{cita web |titolo=An Overview of the Solar System
Le stelle non appaiono tutte della stessa brillantezza,
la seconda stella più luminosa del cielo è invece [[Canopo]], una stella [[supergigante gialla]] circa settanta volte più distante di {{ST|Alfa|Cen}} ma almeno 20 000 volte più luminosa.<ref>{{cita libro |titolo=The Hundred Greatest Stars|url=https://archive.org/details/hundredgreatests00unse|autore=Kaler JB |anno=2002|
== Storia delle osservazioni ==
{{vedi anche|Storia dell'astronomia}}
[[File:Big dipper from the kalalau lookout at the kokee state park in hawaii.jpg|
La storia dell'osservazione stellare ha un'estensione vastissima, datata sin dall'[[Evoluzione umana|origine dell'uomo]]. Il desiderio di conoscenza ha sempre incentivato gli studi astronomici sia per motivazioni religiose o divinatorie, sia per la previsione degli eventi; agli inizi l'astronomia coincideva con l'[[astrologia]], rappresentando allo stesso tempo uno strumento di conoscenza e potere; solo dopo l'avvento del [[metodo scientifico]] si è giunti a una netta separazione tra queste due discipline.
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{{vedi anche|Archeoastronomia}}
L'[[Homo sapiens sapiens|uomo]], fin dalle sue origini, ha sentito la necessità di ricercare nella [[sfera celeste|volta celeste]] delle possibili correlazioni tra le proprie vicende
Risalgono al [[Paleolitico]] tracce di culti religiosi attribuiti a particolari [[asterismo|asterismi]], come quello della "[[Orsa Maggiore
Nel [[Neolitico]], per meglio memorizzare gli astri, vennero attribuiti agli asterismi somiglianze e nomi, non sempre [[Antropomorfismo|antropomorfi]], alludenti ad aspetti ed elementi della vita [[agricoltura|agricola]] e [[pastorizia|pastorale]].<ref name="storia delle costellazioni"/>
Le prime conoscenze astronomiche dell'uomo preistorico, che riteneva le stelle dei puntini immutabili "incastonati" nella [[sfera celeste]], consistevano essenzialmente nella previsione dei moti del Sole, della Luna e dei [[pianeta|pianeti]] sullo sfondo delle ''stelle fisse''.<ref name="Forbes">{{cita libro | nome=George|cognome= Forbes | titolo=History of Astronomy (Free e-book from
Il moto apparente del Sole sullo sfondo delle [[stelle fisse]] e dell'orizzonte fu utilizzato per redigere [[Calendario|calendari]], impiegati per regolare le pratiche agricole.<ref name="Tøndering">{{cita web | autore = Claus Tøndering|url = http://webexhibits.org/calendars/calendar-ancient.html | titolo = Other ancient calendars |
=== Età antica e Medioevo ===
Il sistema delle costellazioni fu perfezionato nel [[II millennio a.C.]] dalla [[civiltà]] [[Impero babilonese|babilonese]], che diede gli attuali nomi
La civiltà [[Storia dell'antico Egitto|egizia]] aveva delle elevate conoscenze astronomiche: testimonianza ne è il ritrovamento a [[Dendera]] della più antica
La moderna scienza astronomica deve molto all'[[astronomia greca]] e a quella [[Storia romana|romana]]. 48 delle 88 costellazioni moderne furono codificate e catalogate già nel [[II secolo|II secolo d.C.]] dall'[[astronomo]] [[Claudio Tolomeo]], ma ancora prima di lui astronomi
Lo stesso Ipparco, assistendo fortunosamente allo scoppio di una [[nova]] nella
Proprio al tempo dei Greci,
Ancora in età [[antica Roma|romana]], le stelle prevalentemente erano considerate delle vere e proprie [[divinità]], come attestato da [[Cicerone]].<ref>«Le stelle poi occupano la zona [[etere (elemento classico)|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).</ref>
Durante l'epoca [[Medioevo|medioevale]] vi fu un generale periodo di stasi nelle ricerche astronomiche dovuto essenzialmente al fatto che gli astronomi [[cristianesimo|cristiani]] preferirono accettare la [[Sistema geocentrico|cosmologia aristotelico-tolemaica]], che risultava in sintonia con gli scritti [[Bibbia|biblici]], rinunciando persino alle osservazioni. Si distinsero però in questo periodo gli astronomi [[islam]]ici, riscopritori e grandi estimatori dell{{'}}''[[Almagesto]]'' di Tolomeo, che diedero nomi [[Lingua araba|arabi]], gran parte dei quali ancora oggi usati, a un gran numero di stelle; inventarono inoltre numerosi strumenti astronomici in grado di tenere in conto la posizione degli astri. Nell'[[XI secolo]] l'astronomo [[Al-Biruni|Abū Rayhān al-Bīrūnī]] descrisse la nostra [[galassia]], la [[Via Lattea]], come una moltitudine di frammenti dalle proprietà tipiche delle ''[[nebulosa|stelle nebulose]]'', calcolando anche la [[latitudine]] di alcune stelle durante un'[[eclissi lunare]] avvenuta nel [[1019]].<ref name="Zahoor">{{cita news| autore=A. Zahoor | anno=1997 |url=http://www.unhas.ac.id/~rhiza/saintis/biruni.html | titolo=Al-Biruni | pubblicazione=Hasanuddin University | accesso=21 ottobre 2007 |urlarchivio=https://web.archive.org/web/20080626074150/http://www.unhas.ac.id/~rhiza/saintis/biruni.html}}</ref>
Anche gli astronomi [[Cina|cinesi]], come Ipparco prima di loro, erano consapevoli del fatto che la sfera celeste non fosse immutabile e vi potessero apparire delle stelle mai viste prima: essi assistettero infatti all'esplosione di diverse [[supernova]]e in epoca storica, sulle quali redassero ampie e dettagliate relazioni.<ref name="clark">{{cita pubblicazione | autore=D. H. Clark|
=== Sviluppi nell'età moderna ===
[[File:William Herschel01.jpg|thumb|
I primi astronomi [[Europa|europei]] dell'[[storia moderna|epoca moderna]], come [[Tycho Brahe]] e il suo allievo [[Johannes Kepler]], arrivarono a dubitare dell'immutabilità dei cieli. Essi infatti individuarono nel cielo notturno alcune stelle mai viste in precedenza, che denominarono ''stellae novae'', ritenendo che fossero stelle di nuova formazione;<ref name="Archives">{{cita web | autore = Michael Hoskin | anno=1998 | url = http://www.stsci.edu/stsci/meetings/lisa3/hoskinm.html | titolo = The Value of Archives in Writing the History of Astronomy | editore = Space Telescope Science Institute | accesso
Nel [[1584]] [[Giordano Bruno]], nel suo ''De l'infinito universo e mondi'', ipotizzò che le stelle fossero come altri soli e che attorno
Per spiegare come mai le stelle non esercitassero [[Forza di gravità|attrazioni gravitazionali]] sul [[Sistema solare]], [[Isaac Newton]] ipotizzò che le stelle fossero equamente distribuite in ogni direzione. La stessa idea era stata formulata in precedenza dal [[teologia|teologo]] [[Richard Bentley]], cui forse si ispirò lo stesso Newton.<ref name="Archives"/>
L'[[italia]]no [[Geminiano Montanari]] registrò nel [[1667]] delle variazioni nella luminosità della stella [[Algol (astronomia)|Algol]] (β [[Perseo (costellazione)|Persei]]). Nel [[1718]], in [[Inghilterra]], [[Edmond Halley]] pubblicò le prime misurazioni del [[moto proprio]] di alcune delle [[
[[William Herschel]], lo scopritore dei [[stella binaria|sistemi binari]], fu il primo astronomo a tentare di misurare la distribuzione delle stelle nello spazio. Nel [[1785]] egli eseguì una serie di misure in seicento direzioni diverse, contando le stelle contenute in ciascuna porzione del [[campo visivo]]. Notò poi che la densità stellare aumentava man mano che ci si avvicinava
=== Astronomia stellare nell'Ottocento e nel Novecento ===
{{Approfondimento
|allineamento = sinistra
|titolo = Il diagramma Hertzsprung-Russell
|contenuto = {{Diagramma H-R - Mappa attiva|nocornice=y}}<span style="font-size: 90%">Il [[diagramma Hertzsprung-Russell]] (H-R) è un potente strumento teorico inventato dall'[[astrofisico]] [[Stati Uniti d'America|statunitense]] [[Henry Norris Russell|H. N. Russell]] e dal [[Danimarca|danese]] [[Ejnar Hertzsprung|E. Hertzsprung]], che mette in relazione la [[luminosità (fisica)|luminosità]] (riportata in [[Sistema di riferimento cartesiano|ordinata]]) e la [[temperatura effettiva (astrofisica)|temperatura superficiale]] (riportata in [[ascissa]]) di una stella. Entrambe sono quantità fisiche che dipendono strettamente dalle caratteristiche intrinseche della stella, che, seppur non misurabili direttamente dell'osservatore, possono essere derivate attraverso modelli fisici, il che consente agli astrofisici di determinare con una certa precisione l'età e lo [[evoluzione stellare|stadio evolutivo]] di ogni astro.<ref name="Smith.">{{cita libro | autore = Robert Smith| titolo = Observational Astrophysics | url = https://archive.org/details/observationalast0000smit| editore = Cambridge University Press | anno = 1995| città = Cambridge, UK |p= [https://archive.org/details/observationalast0000smit/page/236 236] | isbn = 978-0-521-27834-8}}</ref></span>
}}
La prima misurazione diretta della distanza di una stella da terra fu operata nel [[1838]] dal tedesco [[Friedrich Bessel]]; egli, servendosi del metodo della [[parallasse]], quantificò la distanza del sistema binario [[61 Cygni]], ottenendo come risultato un valore di 11,4 [[anni luce]],
[[Joseph von Fraunhofer]]
Le [[osservazione astronomica|osservazioni]] dei sistemi binari crebbero di importanza durante il [[XIX secolo]]. Il già citato Bessel osservò nel [[1834]] delle irregolarità e delle deviazioni nel moto proprio della stella Sirio, che imputò
Il [[XX secolo]] vide grandi progressi nello studio scientifico delle stelle; un valido aiuto in quest'ambito fu fornito dalla [[fotografia]]. [[Karl Schwarzschild]] scoprì che il colore di una stella (e dunque la sua [[temperatura effettiva (astrofisica)|temperatura effettiva]]) potevano essere determinati confrontando la [[magnitudine apparente|magnitudine]] rilevata dall'osservazione e quella dalla fotografia. Lo sviluppo della [[Fotometria (astronomia)|fotometria]] [[Effetto fotoelettrico|fotoelettrica]] consentì delle misurazioni molto precise della magnitudine in molteplici [[lunghezza d'onda|lunghezze d'onda]]. Nel [[1921]] [[Albert Abraham Michelson|Albert A. Michelson]] eseguì la prima misurazione di un diametro stellare tramite l'utilizzo di un [[Interferometria|interferometro]] montato sul telescopio ''Hooker'' dell'[[osservatorio di Monte Wilson]].<ref name="Michelson"
Un importante lavoro dal punto di vista concettuale sulle [[astrofisica|basi fisiche]] delle stelle venne svolto nei primi decenni del secolo scorso, grazie anche all'invenzione nel [[1913]], da parte di [[Ejnar Hertzsprung]] e, indipendentemente, [[Henry Norris Russell]], del [[diagramma Hertzsprung-Russell|diagramma H-R]]. In seguito furono sviluppati dei modelli per spiegare le dinamiche interne e l'[[evoluzione stellare|evoluzione]] delle stelle, mentre i progressi conseguiti dalla [[meccanica quantistica|fisica quantistica]] consentirono di spiegare con successo le particolarità degli spettri stellari; ciò ha permesso di conoscere e determinare con una certa accuratezza la composizione [[chimica]] delle [[Atmosfera stellare|atmosfere stellari]].<ref name="new cosmos">{{cita libro | nome=Albrecht |cognome=Unsöld | titolo=The New Cosmos | editore=Springer-Verlag | città=New York | anno=1969}}</ref>
[[File:M100 cepeid it.png|thumb
I progressi tecnologici dell'[[osservazione astronomica]] hanno consentito agli astronomi di osservare le singole stelle anche in altre galassie del [[Gruppo Locale]], l'[[Gruppi e ammassi di galassie|ammasso]] cui appartiene la nostra Via Lattea.<ref name="Battinelli">{{cita pubblicazione| autore= Paolo Battinelli|
A partire dai primi [[anni 1990|anni novanta]] sono stati scoperti, in orbita attorno a un cospicuo numero di stelle, numerosi [[pianeta extrasolare|pianeti extrasolari]]; il primo [[sistema planetario]] extrasolare fu scoperto nel
== Nomenclatura e catalogazione ==
{{vedi anche|Nomenclatura stellare|Catalogo stellare}}
[[File:
La maggior parte delle stelle è identificata da un numero di [[Catalogo stellare|catalogo]]; solo una piccola parte di esse, in genere le [[
A partire dal [[XVII secolo]] si iniziò a dare alle stelle, in certe regioni del cielo, i nomi delle costellazioni cui appartenevano. L'astronomo tedesco [[Johann Bayer]] creò una serie di mappe stellari (raccolte nell'[[Atlante (libro)|atlante]] ''[[Uranometria]]'') in cui si servì, per denominare le stelle di ciascuna costellazione, delle lettere dell'[[alfabeto greco]] (assegnando la lettera [[Alfa (lettera)|α]] alla più luminosa) seguite dal [[genitivo]] del nome della costellazione in [[Lingua latina|latino]];<ref name="l'Universo"/> questo sistema è noto come [[nomenclatura di Bayer]]. Tuttavia, poiché le lettere greche sono molto limitate, capita che in talune costellazioni, che contengono un elevato numero di stelle, si rivelino insufficienti; Bayer pensò allora di ricorrere alle lettere minuscole dell'[[alfabeto latino]] una volta esaurite quelle greche.<ref name="l'Universo"/> 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 [[coordinate astronomiche|coordinata astronomica]] analoga alla [[longitudine]] terrestre) più bassa.<ref name="l'Universo"/> A seguito della scoperta delle stelle variabili, si è deciso di assegnare loro una [[Nomenclatura delle stelle variabili|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.).<ref name="l'Universo"/> 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'[[osservazione astronomica|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.<ref name="nomenclature">{{cita web | url = http://www.nmm.ac.uk/server/show/conWebDoc.309 | titolo = The Naming of Stars | editore = National Maritime Museum |urlarchivio= https://web.archive.org/web/20071029035356/http://www.nmm.ac.uk/server/show/conWebDoc.309|accesso
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]].<ref name="nomenclature"/>
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== Unità di misura ==
Gran parte dei parametri stellari sono espressi convenzionalmente secondo le [[unità di misura]] del [[Sistema internazionale di unità di misura|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 (geometria)|raggio]] sono spesso dati in unità solari, un sistema che tiene conto delle caratteristiche del [[Sole]]:
:{|
|[[Massa solare]]:
|''M''<sub>☉</sub> = 1,9891 × 10<sup>30</sup> [[chilogrammo|kg]]<ref name="Sackmann">{{cita pubblicazione | autore = I.-J. Sackmann|
|-
|[[Luminosità solare]]:
Riga 125 ⟶ 124:
|-
|[[Raggio solare]]:
|''R''<sub>☉</sub> = 6,960 × 10<sup>8</sup> [[Metro|m]]<ref name="Tripathy">{{cita pubblicazione | autore=S. C. Tripathy|
|}
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== Classificazione ==
{{vedi anche|Classificazione stellare}}
[[File:Morgan-Keenan spectral classification.
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
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
{| class="wikitable"
|+ Caratteristiche delle differenti classi spettrali nella sequenza principale<ref>{{cita web | autore = Gene Smith| data = 16 aprile 1999 | url = http://casswww.ucsd.edu/public/tutorial/Stars.html | titolo = Stellar Spectra | editore = University of California, San Diego | accesso=12 ottobre 2006 }}</ref>
|-----
! Classe
Riga 152 ⟶ 149:
! Esempio
|-----style="background:#9bb0ff;"
! [[
| <div align="center">28 000 - 50 000</
| Blu-azzurro || 16 - 150|| 15 || fino a 1 400 000 || [[Azoto|N]], [[carbonio|C]], [[elio|He]] e [[ossigeno|O]] ||[[10 Lacertae]]
|-----style="background:#cad7ff;"
! [[
| <div align="center">9 600 - 28 000</
| Bianco-azzurro || 3,1 - 16 || 7 || 20 000 || He, [[idrogeno|H]]|| [[Regolo (stella)|Regolo]]
|----- style="background:#f5f5ff;"
! [[Stella
| <div align="center">7 100 - 9 600</
| Bianco || 1,7 - 3,1 || 2,1 || 80 || H|| [[Altair]]
|-----style="background:#FFFFD0;"
! [[
| <div align="center">5 700 - 7 100</
| Bianco-giallastro ||1,2 - 1,7 || 1,3 || 6 || [[Metallo|Metalli]]: [[ferro|Fe]], [[titanio|Ti]], [[Calcio (
|-----style="background:#ffff50;"
! [[Nana gialla|G]]
| <div align="center">4 600 - 5 700</
| Giallo || 0,9 - 1,2 || 1,1 || 1,2 || Ca, He, H
|-----style="background:#FFC010;"
! [[Nana arancione|K]]
| <div align="center">3 200 - 4 600</
| Arancione|| 0,4 - 0,8 || 0,9 || 0,4 || Metalli + [[diossido di titanio|TiO<sub>2</sub>]]||[[Alfa Centauri B|α Centauri B]]
|-----style="background:#ff8866;"
! [[Nana rossa|M]]
| <div align="center">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 [[forza di gravità|gravità]]
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 [[metallicità|metalli]] e "''var''" indica una variabilità nel tipo spettrale.<ref name="spectrum" />
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.<ref>{{cita web | url = http://www.physics.uq.edu.au/people/ross/ph3080/whitey.htm | titolo = White Dwarf (wd) Stars | editore = White Dwarf Research Corporation | urlarchivio = https://web.archive.org/web/20091008115925/http://www.physics.uq.edu.au/people/ross/ph3080/whitey.htm | accesso =
== Evoluzione ==
{{vedi anche|Evoluzione stellare}}
[[File:Stellar evolutionary tracks-it
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 [[fisica|fisico]] - [[matematica|matematici]] che permettano di riprodurre in via teorica le proprietà osservate. Un valido aiuto in questo senso è dato dal diagramma H-R, che pone a confronto la [[luminosità (fisica)|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 ===
{{vedi anche|Formazione stellare}}
[[File:
Le stelle si formano all'interno delle [[nube molecolare|nubi molecolari]], delle [[nebulosa|regioni]] di gas ad "alta" densità
La formazione di una stella ha inizio quando una nube molecolare inizia a manifestare fenomeni di instabilità gravitazionale, spesso innescati dalle [[onda d'urto (fluidodinamica)|onde d'urto]] di una [[supernova]] o della [[Galassie interagenti#Collisione|collisione tra due galassie]]. Non appena si raggiunge una densità della [[materia (fisica)|materia]] tale da soddisfare i criteri dell'[[instabilità di Jeans]], la regione inizia a [[collasso gravitazionale|collassare]] sotto la sua stessa gravità.
Il graduale collasso della nube porta alla formazione di densi [[Nebulosa oscura|agglomerati di gas e polveri oscure]]
=== Sequenza principale ===
{{vedi anche|Sequenza principale}}
[[File:
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.<ref name="Mengel">{{cita pubblicazione | autore=J. G. Mengel|
In questa fase ogni stella genera un [[vento stellare|vento]] di [[Particella elementare|particelle]] [[carica elettrica|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<sup>−14</sup> masse solari di materia all'anno,<ref>{{cita pubblicazione | autore=B. E. Wood|
La durata della sequenza principale dipende dalla massa iniziale e dalla luminosità della stella.<ref name="Mengel"/> Le stelle più massicce consumano il proprio "combustibile nucleare" piuttosto velocemente
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.<ref name="evoluzione stellare">{{cita web | url = http://observe.arc.nasa.gov/nasa/space/stellardeath/stellardeath_intro.html | urlarchivio= https://web.archive.org/web/20080210154901/http://observe.arc.nasa.gov/nasa/space/stellardeath/stellardeath_intro.html|titolo = Stellar Evolution & Death | editore = NASA Observatorium | accesso
=== Fase post-sequenza principale ===
[[File:Sun red giant it.svg
Le stelle più piccole, le [[nane rosse]] (tra 0,08 e 0,4 masse solari), si riscaldano, divenendo per breve tempo delle [[nana blu (fase evolutiva)|stelle azzurre]], per poi contrarsi gradualmente in [[nana bianca|nane bianche]].<ref name="fasi finali">{{cita web | autore = Michael Richmond | url = http://spiff.rit.edu/classes/phys230/lectures/planneb/planneb.html | titolo = Late stages of evolution for low-mass stars | editore = Rochester Institute of Technology | accesso
Le stelle la cui massa è compresa tra 0,4
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 (astronomia)|raggio]] si estenderà sino quasi a coprire l'attuale distanza che separa la stella dalla [[Terra]] (1 UA).<ref name="future-sun">{{cita web|autore=Richard W. Pogge|anno=1997| titolo=The Once and Future Sun| url=http://www.astronomy.ohio-state.edu/~pogge/Lectures/vistas97.html |editore=The Ohio State University (Department of Astronomy)
[[File:Betelgeuse
Anche le [[stella massiccia|stelle massicce]] (con massa superiore
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.<ref name="morte stellare">{{cita web | url = http://www.nmm.ac.uk/server/show/conWebDoc.299/ | titolo = What is a star? | editore = Royal Greenwich Observatory |
Le stelle supermassicce (>30 M<sub>☉</sub>), dopo aver attraversato la fase instabile di [[variabile S Doradus|variabile blu luminosa]], man mano che procedono lungo il loro percorso post-sequenza principale accumulano al loro centro un
=== Stadi terminali ===
{{vedi anche|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 [[forza di gravità|gravità]] degli [[struttura stellare|strati più esterni]] dell'astro. Di conseguenza il nucleo va incontro
[[File:White drarfs in NGC 6397 HST.jpg|thumb|left|
Se la stella possedeva originariamente una massa tra 0,08
Se la stella morente ha una massa compresa tra 0,08 e 0,4 M<sub>☉</sub> dà luogo
[[File:
Nelle stelle con masse superiori
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]].<ref name="supernova" /> L'esplosione della supernova diffonde nello spazio la gran parte della [[materia (fisica)|materia]] che costituiva la stella; tale materia forma il cosiddetto [[resto di supernova]],<ref name="supernova" /> 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]]),<ref name="buco nero">{{cita web|url=http://lescienze.espresso.repubblica.it/articolo/Il_pi%C3%B9_piccolo_buco_nero_mai_osservato/1327085|titolo= Il più piccolo buco nero mai osservato|editore=[[Le Scienze]]|accesso=20080515}}</ref> nessuna forza è in grado di contrastare il collasso gravitazionale
== Struttura ==
{{vedi anche|Struttura stellare}}
L'interno di una stella di sequenza principale si trova in una condizione di equilibrio in cui le due forze predominanti, la [[forza di gravità|gravità]] (
[[File:Tipi stellari sfondo trasparente.png|thumb|
L'interno di una stella stabile si trova in uno stadio di equilibrio sia [[equilibrio idrostatico|idrostatico]] sia [[equilibrio termico|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 [[convezione|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.<ref name="Schwarzschild" /> 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 [[massa solare|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.<ref name="imagine">{{cita web | data = 1º settembre 2006 | url = http://imagine.gsfc.nasa.gov/docs/science/know_l2/stars.html | titolo = What is a Star? |editore = NASA | accesso=11 luglio 2006}}</ref> Le [[nana rossa|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.<ref>{{cita web | url = http://aether.lbl.gov/www/tour/elements/stellar/stellar_a.html | titolo = Formation of the High Mass Elements | editore= Smoot Group | accesso=11 luglio 2006}}</ref> In gran parte delle stelle la zona convettiva tende a variare nel corso del tempo man mano che la stella procede nella sua [[evoluzione stellare|evoluzione]] e la sua composizione interna subisce dei cambiamenti.<ref name="Schwarzschild" />
[[File:Solar-type Red Giant structure it.jpg|thumb|left|upright=1.3|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 [[luce|luminosi]] e permette la propagazione delle [[radiazione elettromagnetica|radiazioni]] nello [[spazio (astronomia)|spazio]]. Sulla fotosfera compaiono delle zone più scure causate dall'[[campo magnetico stellare|attività magnetica]] dell'astro: si tratta delle [[macchia stellare|macchie stellari]], che appaiono scure poiché hanno una temperatura inferiore a quella del resto della fotosfera.<ref name="imagine"/>
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 [[spicula|spicule]] o i [[Brillamento|flare]], circondata da una zona di transizione, dall'ampiezza di 100
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
== Caratteristiche ==
[[File:
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 (fisica)|Massa]], [[raggio (astronomia)|raggio]], [[accelerazione di gravità]] alla superficie e periodo di [[rotazione stellare|rotazione]] possono essere misurati sulla base dei [[struttura stellare|modelli stellari]]; la massa inoltre può essere calcolata in maniera diretta in un sistema binario sfruttando le [[leggi di Keplero]] [[Keplero da Newton|combinate]] con la [[Principi della dinamica|meccanica newtoniana]] o tramite l'effetto [[lente gravitazionale]].<ref name="mass">{{cita news | titolo=Astronomers Measure Mass of a Single Star—First Since the Sun | pubblicazione=Hubble News Desk | giorno=15|mese=07|anno=2004 | url=http://hubblesite.org/newscenter/newsdesk/archive/releases/2004/24/text/ | accesso=
=== 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 [[età dell'Universo|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.<ref name="Frebel">{{cita web | autore= A. Frebel|
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 solare|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 del carbonio-azoto|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 [[stella nana|nane]] [[nana arancione|arancioni]] e [[nana rossa|rosse]]) bruciano il proprio combustibile nucleare molto lentamente arrivando a vivere per decine o centinaia di miliardi di anni.<ref name="Naftilan">
{{cita web | autore =S. A Naftilan | autore2 =P. B. Stetson | data =13 luglio 2006 | url =http://www.sciam.com/askexpert_question.cfm?articleID=000A6D41-76AA-1C72-9EB7809EC588F2D7&catID=3&topicID=2 | titolo =How do scientists determine the ages of stars? Is the technique really accurate enough to use it to verify the age of the universe? | editore =[[Scientific American]] | accesso =
</ref><ref name="Laughlin">{{cita pubblicazione | autore= G. Laughlin|autore2=P. Bodenheimer|autore3=F. C. Adams| titolo=The End of the Main Sequence | rivista=The Astrophysical Journal | anno=1997 | volume=482 | pp=420-432 | url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1997ApJ...482..420L |accesso=11 maggio 2007 }}</ref>
=== Composizione chimica ===
{{vedi anche|Metallicità}}
[[File:He1523a.jpg|thumb|left|Rappresentazione
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 [[chimica|chimico]] non sono realmente dei [[metallo|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%;<ref name="mnras267">{{cita pubblicazione |
Le stelle più antiche (dette ''di Popolazione II'') sono costituite da idrogeno (per circa il 75%), elio (per circa il 25%)
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 [[linea spettrale|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.<ref name="Fischer">{{cita pubblicazione | autore=D. A. Fischer|
La stella col minor contenuto di ferro mai misurato è la
La metallicità influenza inoltre la durata della sequenza principale, l'intensità del [[campo magnetico]]
=== Dimensioni apparenti e reali ===
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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, [[Scintillazione|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]].
[[File:Sun and VY Canis Majoris it.svg|thumb|
Oltre al Sole, la stella con la maggiore grandezza apparente è [[R Doradus]], con un diametro angolare di soli 0,057 [[secondo d'arco|secondi d'arco]].<ref name="RDor">{{cita news | titolo=The Biggest Star in the Sky | pubblicazione=ESO | giorno=
Le [[diametro angolare|dimensioni angolari]] del disco di gran parte delle stelle sono troppo piccole per permettere l'osservazione delle strutture superficiali attive (come le [[macchia stellare|macchie]]) con gli attuali [[telescopio|telescopi ottici]] di terra; pertanto l'unico modo per riprodurre immagini di tali caratteristiche è l'utilizzo di telescopi [[interferometria|interferometrici]]. È possibile misurare le dimensioni angolari delle stelle
Le dimensioni reali delle stelle sono estremamente variabili: le più piccole, le stelle di neutroni, hanno dimensioni comprese tra 20 e 40 [[chilometro|km]], mentre le più grandi, ipergiganti e supergiganti, hanno [[raggio (astronomia)|raggi]] vastissimi, con dimensioni dell'[[ordine di grandezza|ordine]] delle Unità Astronomiche: ad esempio quello di [[Betelgeuse]] (α [[Orione (costellazione)|Orionis]]) è 630 volte quello del Sole, circa un miliardo di km (quasi 6,7 UA);<ref name="Michelson">{{cita pubblicazione| autore= A. A. Michelson|
=== Massa ===
[[File:EtaCarinae.jpg|thumb|left
Le stelle sono oggetti dotati di una [[massa (fisica)|massa]] considerevole, compresa tra 1,5913 [[Notazione scientifica|× 10]]<sup>29</sup>
Una delle [[
Le prime stelle, formatesi qualche centinaia di migliaia di anni dopo il [[Big Bang]], dovevano possedere delle masse ancora maggiori (forse oltre 300 M<sub>☉</sub>
Con una massa appena 93 volte quella di [[Giove (astronomia)|Giove]], la nana rossa [[AB Doradus]] C, membro del [[sistema stellare]] di AB Doradus, è invece la [[
=== Gravità superficiale ===
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=== Moti spaziali ===
{{vedi anche|Cinematica stellare|Moto proprio|Parallasse|Velocità radiale}}
[[File:Barnard2005.gif|thumb
I [[moto (fisica)|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)
La velocità radiale si basa sullo ''shift'' (lo spostamento secondo l'[[effetto Doppler]]) delle [[linea spettrale|linee spettrali]] ed è misurata in [[chilometro|km]]/[[secondo|s]]. Il moto proprio è determinato da precise misure [[astrometria|astrometriche]] (dell'ordine dei [[arcosecondo|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.<ref name="Hip">{{cita web | data =
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 [[ellisse|ellittiche]], inclinate verso il [[Disco galattico|piano galattico]].<ref name="Johnson">{{cita pubblicazione | autore = H. M. Johnson| titolo=The Kinematics and Evolution of Population I Stars | rivista=Publications of the Astronomical Society of the Pacific | anno=1957 | volume=69 | numero=406 |
La stella col più alto valore conosciuto di moto proprio è la [[Stella di Barnard]], una nana rossa della costellazione dell'[[
=== Campo magnetico ===
{{vedi anche|Campo magnetico stellare}}
[[File:Tausco.jpg|thumb|left|Ricostruzione [[computer]]izzata del particolare campo magnetico superficiale di {{STL|Tau|Sco}}, una stella massiccia, ricostruito tramite lo [[Zeeman-Doppler imaging]]]]
Il [[campo magnetico]] di una stella è generato all'interno della sua [[zona convettiva]], nella quale il plasma, messo in movimento dai [[convezione|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 stellare|rotazione]]. Un risultato dell'attività magnetica sono le caratteristiche [[macchia stellare|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 [[anello coronale|anelli coronali]]
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 [[vento stellare|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;<ref name="Berdyugina">{{cita web | cognome = Berdyugina
=== Rotazione ===
{{vedi anche|Rotazione stellare}}
[[File:Achernar.jpg
La rotazione stellare è il [[moto circolare|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 angolare|velocità di rotazione]], superiore spesso a 100 km/s all'equatore; ad esempio [[Achernar]] (α [[Eridano (costellazione)|Eridani]]), una stella di classe spettrale B, ha una velocità di rotazione all'[[equatore]] di circa 225 km/s o superiore,<ref name="Achernar">{{cita web|url=http://www.focus.it/Notizie/2003/giugno/Una_stella_piatta.aspx
Le [[stella degenere|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.<ref name="Villata">{{cita pubblicazione | autore = Massimo Villata | titolo=Angular momentum loss by a stellar wind and rotational velocities of white dwarfs | rivista=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society | anno=1992 | volume=257 | numero= 3 |
=== Temperatura ===
[[File:
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]],<ref name='astronomynotes'>{{cita web|url=http://www.astronomynotes.com/starprop/s5.htm|titolo=Properties of Stars: Color and Temperature |accesso=9 ottobre 2007
La temperatura della stella determina
Le stelle più massicce hanno temperature superficiali molto elevate, che possono arrivare
== Meccanismi delle reazioni nucleari ==
{{vedi anche|Nucleosintesi stellare}}
[[File:Fusion in the Sun.svg|thumb|Schema della catena protone-protone]]
[[File:
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 [[Atomo di idrogeno|nuclei di idrogeno]] (ciascuno costituito da un solo [[protone]]) si fondono per formare un nucleo di elio (due protoni e due [[neutrone|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=mc²|''E'' = ''mc''²]].<ref name="sunshine" />
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)
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]]:<ref name="synthesis">{{cita pubblicazione
:4 [[Atomo di idrogeno|<sup>1</sup>H]] → 2 [[deuterio|<sup>2</sup>H]] + 2 [[positrone|e<sup>+</sup>]] + 2 [[neutrino|ν<sub>e</sub>]] (4,0 M[[elettronvolt|eV]] + 1,0 MeV)
:2 <sup>1</sup>H + 2 <sup>2</sup>H → 2 [[Elio-3|<sup>3</sup>He]] + 2 [[raggi gamma|γ]] (5,5 MeV)
Riga 384 ⟶ 373:
:4 <sup>1</sup>H → <sup>4</sup>He + 2 e<sup>+</sup> + 2 ν<sub>e</sub> + 2 γ (26,7 MeV)
dove e<sup>+</sup> è un [[positrone]], γ è un [[fotone]] nella [[frequenza]] dei raggi gamma, ν<sub>e</sub> è un [[neutrino|neutrino elettronico]], H
<br />
{| class="wikitable" style="float: left; margin-right: 1em;"
|+
|-
!Elemento
Riga 401 ⟶ 390:
|}
Nelle stelle più massicce, la fusione non è effettuata tramite la catena protone-protone, ma tramite il [[ciclo del carbonio-azoto|ciclo del carbonio-azoto-ossigeno]] (ciclo CNO), un processo più "efficiente
:<sup>12</sup>C + <sup>1</sup>H → <sup>13</sup>N + γ + 1,95 MeV
Riga 420 ⟶ 409:
:3 <sup>4</sup>He → <sup>12</sup>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: [[processo di fusione del carbonio|il carbonio]], [[processo di fusione del neon|il neon]] e [[processo di fusione dell'ossigeno|l'ossigeno]]. La fase finale della nucleosintesi di una stella massiccia è la [[processo di fusione del silicio|fusione del silicio]], che comporta la sintesi dell'isotopo stabile ferro-56; la fusione del ferro è un
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 [[raggio solare|quello del Sole]]
{| class="wikitable" style="text-align:center"
! Combustibile<br />nucleare
! Temperatura<br />(in milioni di K)
! Densità<br />(kg/cm³)
! Durata della fusione<br />(τ in anni)
|-
| H
|-
|-
| C
|-
|-
| O
|-
|}
== Radiazione stellare ==
[[File:Ngc1999.jpg|thumb|left
L'energia prodotta tramite le reazioni nucleari viene irradiata nello [[spazio (astronomia)|spazio]] sotto forma di [[onda elettromagnetica|onde elettromagnetiche]] e [[particella (fisica)|particelle
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]].
Riga 475 ⟶ 463:
=== Luminosità ===
{{vedi anche|Luminosità (fisica)}}
[[File:Pistol star and nebula.jpg
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 (<math>L</math>) è [[
:<math>L = 4 \pi R^2 \sigma T_{eff}^4 </math>
Riga 483 ⟶ 471:
dove <math>4 \pi R^2</math> indica la superficie della stella (approssimata a una [[sfera]]) e <math>\sigma</math> 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 [[polo geografico|poli]] che non all'[[equatore]].<ref name="vega">{{cita news| giorno=10| mese=01| anno=
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
==== Magnitudine ====
{{vedi anche|Magnitudine apparente|Magnitudine assoluta}}
La luminosità di una stella è misurata tramite la magnitudine, distinta in [[magnitudine apparente|apparente]]
{| class="wikitable" style="float: left; margin-right: 1em;"
|+
!Magnitudine
!Numero <br />di stelle<ref name="magn">{{cita web | url = http://www.nso.edu/PR/answerbook/magnitude.html | titolo = Magnitude | urlarchivio = https://web.archive.org/web/20080206074842/http://www.nso.edu/PR/answerbook/magnitude.html| editore = National Solar Observatory—Sacramento Peak | accesso
|-
|style="text-align: center;"|0
Riga 522 ⟶ 510:
|}
Entrambe le scale di magnitudine hanno un andamento [[logaritmo|logaritmico]]: una variazione di magnitudine di 1 unità equivale
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 (<math>m_b</math>) alla magnitudine della stella meno brillante (m<sub>f</sub>)
:<math>\Delta{m} = m_f - m_b</math>
:<math>2,512^{\Delta{m}} = \Delta{L}</math> (''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;<ref name="luminosity" /> ad esempio Sirio, la [[
La [[
== Stelle variabili ==
{{vedi anche|Stella variabile}}
[[File:Nasa EV Lacertae 250408.jpg|thumb|upright=1.3|Rappresentazione grafica della variabile eruttiva [[EV Lacertae]]]]
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:<ref name="variables">{{cita web | url = http://www.aavso.org/types-variables | titolo = Types of Variable Stars | editore = AAVSO | accesso = 20 luglio 2006 | dataarchivio = 17 ottobre 2018 | urlarchivio = https://web.archive.org/web/20181017170335/http://www.aavso.org/types-variables | urlmorto = sì }}</ref>
* ''[[Variabile pulsante|
* ''[[Variabile eruttiva|Variabili eruttive]]''. Questa classe di variabili è costituita da stelle che manifestano improvvisi aumenti nella luminosità causati da [[Brillamento|flare]] o altri fenomeni eruttivi o esplosivi di lieve entità causati dal campo magnetico, come le espulsioni di massa e via dicendo.<ref name="variables" /> A questa categoria appartengono le protostelle, le stelle di Wolf-Rayet e le stelle a brillamento, alcune giganti e supergiganti rosse e blu.
* [[Variabile cataclismica|''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 [[nova]]e 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 [[nova]]e e le [[Supernova di tipo Ia|supernovae di tipo Ia]].<ref name="Iben"/> La supernova di tipo Ia si innesca quando la nana bianca, assumendo sempre più idrogeno, raggiunge e supera la massa limite di Chandrasekhar. [[File:Accretion Disk Binary System.jpg|left|thumb|upright=1.3|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 [[materia degenere|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.<ref name="Mazzali2007">{{cita pubblicazione| autore=P. A. Mazzali|autore2=F. K. K. Röpke|autore3=S. Benetti|autore4=W. Hillebrandt| titolo=A Common Explosion Mechanism for Type Ia Supernovae | rivista=Science | anno=2007 | volume=315 | numero=5813 |pp=825-828| doi=10.1126/science.1136259|accesso=24 maggio 2007|pmid=17289993}}</ref> 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.<ref name="Mazzali2007"/> Le supernovae di tipo Ia hanno tutte una luminosità simile; perciò gli astronomi le utilizzano come candele standard per determinare le distanze extragalattiche.<ref name="Mazzali2007"/> Il meccanismo di formazione di una nova è piuttosto simile, ma l'esplosione avviene prima che la nana raggiunga la massa di Chandrasekhar.<ref name="cataclismico">{{cita web | data = 1º novembre 2004 | url = http://imagine.gsfc.nasa.gov/science/objects/cataclysmic_variables.html | titolo = Cataclysmic Variables |editore = NASA Goddard Space Flight Center | accesso=8 giugno 2006 }}</ref> La fusione produce quindi abbastanza energia per aumentare drasticamente la luminosità della stella, ma questa sopravvive all'evento. Alcune novae sono [[Nova ricorrente|ricorrenti]], cioè vanno incontro a periodiche esplosioni di moderata intensità.<ref name="variables" />
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 [[binaria a eclisse|binarie a eclisse]] e le stelle che, ruotando, mostrano periodicamente delle macchie che ricoprono una vasta area della loro superficie.<ref name="variables" /> Un esempio lampante di binaria a eclisse è [[Algol (astronomia)|Algol]], che varia regolarmente la propria magnitudine da 2,3 a oltre 3,5 in 2,87 giorni.
== Popolazione stellare dell'Universo ==
[[File:NGC290.jpg|thumb|L'ammasso aperto [[NGC 290]]]]
Le stelle si presentano, oltre che singolarmente, anche in [[sistema stellare|sistemi]] costituiti da due ([[stella binaria|stelle binarie]], il tipo più comune) o più componenti ([[sistema multiplo|sistemi multipli]]) legate tra loro da [[forza di gravità|vincoli gravitazionali]]. Per motivi connessi alla stabilità orbitale, i sistemi multipli sono spesso organizzati in gruppi gerarchici di binarie coorbitanti.<ref name="Szebehely">{{cita libro | nome=Victor G. | cognome=Szebehely |autore2=Richard B. Curran| anno=1985 | titolo=Stability of the Solar System and Its Minor Natural and Artificial Bodies | url=https://archive.org/details/stabilityofsolar0000nato | editore=Springer | isbn=90-277-2046-0 }}</ref> Esistono anche insiemi più vasti, detti [[ammasso stellare|ammassi stellari]], che vanno dalle poche decine o centinaia di stelle delle piccole [[Associazione stellare|associazioni]], fino alle migliaia di astri dei più imponenti [[ammasso aperto|ammassi aperti]] e [[ammasso globulare|globulari]]; questi ultimi arrivano a contenere persino decine di milioni di stelle, come nel caso di [[Omega Centauri]].<ref name="ammasso globulare">{{cita pubblicazione |autore= Harlow Shapley|linkautore = Harlow Shapley | anno = 1918 | titolo = Globular Clusters and the Structure of the Galactic System | rivista = Publications of the Astronomical Society of the Pacific | volume = 30 | numero = 173 |pp = 42+ | url = http://adsabs.harvard.edu/abs/1918PASP...30...42S |accesso=30 maggio 2006 }}</ref>
È attualmente accertato che la gran parte delle stelle della nostra galassia, prevalentemente [[nana rossa|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.<ref name="HSCA">{{cita news |pubblicazione=Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics |data=30 gennaio 2006 | url=https://www.cfa.harvard.edu/news/2006-11 |titolo=Most Milky Way Stars Are Single |accesso=16 luglio 2006 }}</ref> 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 [[stella blu|stelle massicce]] di classe O e B, che vanno a costituire le cosiddette [[Associazione OB|associazioni OB]].
Le stelle non sono distribuite uniformemente nell'Universo, ma sono normalmente raggruppate in galassie assieme a una certa quantità di [[mezzo interstellare|gas e polveri interstellari]]. Recentemente sono state scoperte dal [[telescopio spaziale Hubble]] alcune stelle nello [[spazio intergalattico]]: si tratta delle cosiddette [[stella iperveloce|stelle iperveloci]], la cui velocità orbitale è così elevata da consentire loro di vincere l'attrazione gravitazionale della galassia e fuggire nello spazio intergalattico.<ref name="stelle intergalattiche">{{cita news | titolo=Hubble Finds Intergalactic Stars | pubblicazione=Hubble News Desk | giorno=14|mese=01|anno=1997| url=http://hubblesite.org/newscenter/archive/releases/1997/02/text/ | accesso=6 novembre 2006 }}</ref>
Una galassia di medie dimensioni contiene centinaia di miliardi di stelle; tenendo conto che esistono più di 100 miliardi di galassie nell'[[Universo osservabile]],<ref name="galassie">{{cita web | titolo=What is a galaxy? How many stars in a galaxy / the Universe? | editore=Royal Greenwich Observatory | url=http://www.nmm.ac.uk/server/show/ConWebDoc.20495 | accesso=18 luglio 2006 |urlarchivio=https://web.archive.org/web/20071010122331/http://www.nmm.ac.uk/server/show/ConWebDoc.20495}}</ref> gli astronomi ritengono che le stelle dell'Universo sarebbero nel complesso almeno 70 000 miliardi di miliardi (7×10<sup>22</sup>),<ref name="numero stelle">{{cita news | titolo=Astronomers count the stars | pubblicazione=BBC News | data=22 luglio 2003 | url=http://news.bbc.co.uk/2/hi/science/nature/3085885.stm | accesso=18 luglio 2006 }}</ref> un numero 230 miliardi di volte superiore a quello delle stelle contenute nella Via Lattea (stimato in circa 300 miliardi).
La [[Stelle più vicine alla Terra|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 [[bilione|bilioni]] (10<sup>12</sup>) di [[chilometro|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 [[chilometro orario|km/h]]), si giungerebbe a destinazione dopo almeno 150 000 anni.<ref group="N">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:<br />
<math> \begin{smallmatrix}\frac{3,99 \cdot 10^{13}} {3 \cdot 10^4 \cdot 24 \cdot 365,25} \cdot \frac {km} {\frac {km} {h} \cdot h \cdot d} = 1,5 \cdot 10^5 anni\end{smallmatrix}</math></ref> Simili distanze sono tipiche dell'interno del [[piano galattico]],<ref name="densità stelle">{{cita pubblicazione | autore=J. Holmberg|autore2=C. Flynn | titolo=The local density of matter mapped by Hipparcos | rivista=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society | volume=313 | numero=2 | anno=2000 | pp=209-216 | url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2000MNRAS.313..209H |accesso=18 luglio 2006 }}</ref> 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,<ref name="DarkMatter">{{cita news | titolo=Astronomers: Star collisions are rampant, catastrophic | pubblicazione=CNN News | data=2 giugno 2000 | url=https://edition.cnn.com/2000/TECH/space/06/02/stellar.collisions/index.html | accesso=21 luglio 2006 }}</ref> ha origine un particolare tipo di stelle, denominato ''[[stella vagabonda blu|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).<ref name="Lombardi">{{cita pubblicazione | autore = J. C. Lombardi Jr.|autore2=J. S. Warren|autore3=F. A. Rasio|autore4=A. Sills|autore5=A. R. Warren | titolo = Stellar Collisions and the Interior Structure of Blue Stragglers | rivista=The Astrophysical Journal | anno=2002 | volume=568 | pp=939-953| url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2002ApJ...568..939L|accesso=31 dicembre 2007}}</ref>
== Pianeti e sistemi planetari ==
{{vedi anche|Pianeta|Sistema planetario}}
[[File:Fomalhaut with Disk Ring and extrasolar planet b.jpg|thumb|upright=1.2|left|Immagine ripresa dal telescopio spaziale Hubble che mostra la [[cintura asteroidale]] e [[Fomalhaut b|il pianeta]] che orbita attorno a [[Fomalhaut]] (α [[Pesce Australe|Piscis Austrini]])]]
La presenza di pianeti e [[sistema planetario|sistemi organizzati]] in orbita attorno a stelle è un'evenienza piuttosto frequente nell'universo.<ref name="ExoplanEncyclopedia"/> 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 e i cinque [[Pianeta nano|pianeti nani]], i rispettivi [[satellite naturale|satelliti]] e miliardi di [[Corpo minore|corpi minori]].<ref name="sis.solare"/>
La presenza di [[pianeta extrasolare|pianeti al di fuori del sistema solare]] è stata per lungo tempo oggetto di congetture, fino al 1992, quando furono scoperti due [[pianeta terrestre|pianeti rocciosi]] intorno alla pulsar [[PSR B1257+12]];<ref>{{cita pubblicazione| url=http://adsabs.harvard.edu/cgi-bin/bib_query?1994Sci...264..538W| autore= A. Wolszczan |titolo= Confirmation of Earth Mass Planets Orbiting the Millisecond Pulsar PSR B1257+12 |rivista= [[Science]]| volume=264|numero=5158 |pp=538-542|anno=1994}}</ref> si trattava dei primi pianeti extrasolari a essere scoperti [[pianeti delle pulsar|intorno a una pulsar]],<ref>{{cita web| url= http://www.astro.psu.edu/users/alex/pulsar_planets.htm| titolo= Pulsar planets| accesso= 4 dicembre 2008| urlmorto= sì| urlarchivio= https://web.archive.org/web/20051230112904/http://www.astro.psu.edu/users/alex/pulsar_planets.htm}}</ref> 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;<ref>{{cita pubblicazione|lingua=en |url=https://www.nature.com/nature/journal/v378/n6555/abs/378355a0.html |nome=M. |cognome=Mayor |linkautore=Michel Mayor |autore2=D. Queloz|titolo=A Jupiter-mass companion to a solar-type star |rivista=[[Nature]] |volume=378 |anno=1995 |pp=355-359 |doi=10.1038/378355a0 |accesso=21 settembre 2009}}</ref> Negli anni successivi le scoperte si sono moltiplicate; a ottobre 2011 si contano quasi 700 pianeti scoperti al di fuori del sistema solare,<ref name="ExoplanEncyclopedia"/> la maggior parte dei quali hanno masse pari o superiori a [[massa gioviana|quella di Giove]].<ref>{{cita web |lingua=en |titolo=Interactive Extra-solar Planets Catalog |sito=The Extrasolar Planets Encyclopedia |url=http://exoplanet.eu/catalog.php |cognome=Schneider |nome=Jean |data=11 dicembre 2006 |accesso=21 settembre 2009}}</ref> 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 [[etimologia|etimologie]]
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 [[Sumeri|sumera]] o [[Babilonesi|babilonese]], riconoscibile anche nel nome della dea [[Ištar]], con cui si indicava il pianeta [[Venere (astronomia)|Venere]].
=== Letteratura, filosofia e musica ===
{{
[[File:Pleiades large.jpg|thumb|
Nell'avvicendarsi delle epoche storiche furono molti i [[filosofo|filosofi]], i [[poeta|poeti]], gli [[scrittore|scrittori]] e persino i [[musicista|musicisti]]
Numerosi sono i riferimenti sulle stelle fatti da importanti letterati dell'[[Grecia antica|antichità greca]] e [[Storia romana|romana]]. Secondo l'astronomo Kenneth Glyn Jones, il primo riferimento conosciuto alle [[Pleiadi (astronomia)|Pleiadi]], un famoso ammasso aperto nella
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]]'' [[Marco Tullio Cicerone|ciceroniano]], o ancora a [[Marco Manilio]] e il [[
Durante l'epoca medioevale si classificava l'astronomia come una delle [[Quadrivio|arti del quadrivio]], assieme all'[[aritmetica]], alla [[geometria]] e alla [[musica]].<ref name="cultura"/> [[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.<ref name="sermonti">{{cita libro|autore=[[Vittorio Sermonti|V. Sermonti]]| titolo= L'
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''.<ref name="Leopardi_astro">{{cita web|url=http://www.astrofilitrentini.it/notiz/not14/leopardi.html|titolo=L'astronomia di Giacomo Leopardi|autore=Marco Murara|accesso=
[[File:VanGogh-starry night.jpg|thumb|left|
Nell'[[Romanticismo|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 ''[[Notturno (musica)|
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 "[[Umanesimo|umanistici]]" sulla natura umana.<ref name="cultura"/> Altri artisti, quali [[Albrecht
=== Cultura
Da tempo immemore le stelle trovano spazio nella [[Folclore|cultura popolare]].<ref name="cultura popolare">{{cita web|url=http://www.vecchiopiemonte.it/storia/curios_stor/cielo.htm|titolo=La conoscenza del cielo nella cultura popolare|autore=Diego Priolo|editore=Vecchio Piemonte|accesso=
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 (astronomia)|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
[[File:Perseid and Milky Way.jpg|thumb|
Durante la [[inverno|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 [[asterisma|asterismi]] del [[Orsa Minore
L'apparizione delle [[cometa|comete]], considerate vere e proprie stelle, era un avvenimento piuttosto raro, ma quando si verificava era considerato un cattivo presagio, che suscitava sempre apprensioni
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 [[Città|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.<ref name="inq_lum">{{cita web|autore=Lucrezia Aversa|url=http://
==== Nella fantascienza ====
{{Vedi anche|Stelle e sistemi planetari nella fantascienza}}
[[File:Vulcan.jpg|thumb|upright=1.3|left|
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 dello spazio|colonizzazione]] e la realizzazione di [[viaggio interstellare|viaggi interstellari]] alla ricerca di mondi abitabili orbitanti intorno a stelle differenti dal Sole.<ref name="fantascienza">{{
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]].<ref name="star trek">{{cita pubblicazione|autore=Franco La Polla|titolo=Star Trek fra TV e cinema|rivista= Cineforum|mese=maggio|anno= 1985|
Sebbene buona parte delle stelle nominate dagli autori fantascientifici siano puramente frutto della loro immaginazione, un discreto numero di scrittori
Le stelle effettivamente idonee allo sviluppo della vita, come le deboli nane rosse
== Note ==
;Note al testo
<references group="N"/>
;Fonti
<references/>
== Bibliografia ==
[[File:V838 Mon HST.jpg|thumb
=== Titoli generali ===
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* {{cita libro | cognome= Shipman| nome= H. L. | titolo= L'Universo inquieto. Guida all'osservazione a occhio nudo e con il telescopio. Introduzione all'astronomia| editore= Zanichelli| città= Bologna | anno= 1984|
*
* {{cita libro | cognome= Reeves| nome= H. | titolo= L'evoluzione cosmica| editore=
*
* {{cita libro | cognome= AA.VV | titolo= L'Universo - Grande enciclopedia dell'astronomia| editore= De Agostini| città= Novara | anno= 2002}}
* {{cita libro | cognome= Gribbin| nome= J. | titolo= Enciclopedia di astronomia e cosmologia| url= https://archive.org/details/enciclopediadias0000unse| editore= Garzanti| città= Milano | anno= 2005|
* {{cita libro | cognome= Owen| nome= W. |
=== Titoli specifici ===
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* {{cita libro | cognome= De Blasi| nome= A. | titolo= Le stelle: nascita, evoluzione e morte| editore= CLUEB| città=
* {{cita libro | autore= [[Margherita Hack|M. Hack]] | titolo= Dove nascono le stelle. Dalla vita ai quark: un viaggio a ritroso alle origini dell'Universo| editore= Sperling & Kupfer| città= Milano | anno= 2004|
* {{cita libro | cognome= Lindstrom| nome= J. | titolo= Stelle, galassie e misteri cosmici| editore= Editoriale Scienza| città= Trieste | anno= 2006 |
* {{cita libro | cognome= Abbondi| nome= C. | titolo= Universo in evoluzione dalla nascita alla morte delle stelle| editore= Sandit
=== Carte celesti ===
* {{cita libro | cognome= Tirion, Rappaport, Lovi | titolo=Uranometria 2000.0 - Volume I & II| editore=Willmann-Bell, inc.| città=Richmond, Virginia, USA | anno=1987 |
* {{cita libro | cognome= Tirion, Sinnott| titolo=Sky Atlas 2000.0 | ed=2 | editore= Cambridge University Press | città= Cambridge, USA| anno= 1998|
* {{cita libro | cognome= Tirion| titolo=The Cambridge Star Atlas 2000.0 | url= https://archive.org/details/cambridgestaratl00wilt| ed=3 | editore= Cambridge University Press | città= Cambridge, USA| anno= 2001|
== Voci correlate ==
{{
=== Generali ===
* [[Diagramma Hertzsprung-Russell]]
* [[Evoluzione stellare]]
* [[Fusore (astronomia)
* [[Lista di stelle]]
** [[
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** [[
** [[Stelle con pianeti extrasolari confermati]]
** [[Nomi tradizionali arabi di stelle]]
* [[Stelle e sistemi planetari nella fantascienza]]
* [[Tempo siderale]]
Riga 674 ⟶ 673:
** [[Stella binaria|Sistema binario]]
** [[Stella tripla|Sistema triplo]]
{{
=== Caratteristiche e fenomeni stellari ===
* [[Atmosfera stellare]]
* [[Campo magnetico stellare]]
* [[Cinematica stellare]]
* [[Ipernova]]
* [[Nebulosa planetaria]]
Riga 692:
* [[Costellazione]]
* [[Indice di colore]]
* [[Magnitudine apparente]]
* [[
* [[Scintillazione]]
* [[Seeing]]
* [[Sistema fotometrico UBV]] e [[Sistema fotometrico uvby|uvby]]
{{
== Altri progetti ==
{{interprogetto
**[[b:Applicazioni pratiche di machine learning/Identificazione delle pulsar|Wikibooks - Identificazione delle stelle tramite machine learning]]
== Collegamenti esterni ==
* {{Collegamenti esterni}}
* [http://www.icgalilei-al.it/archivio/quarteve/stella.pdf ''Il ciclo della vita di una stella''] – Gruppo astrofili Alessandria
* [http://it.scribd.com/doc/67302942/Spettri-Stellari-HR-e-BV ''Spettri stellari, HR e indice di colore BV''] – Archiviato dal sito del CODAS su scribd.com
* {{en}} [http://
* {{en}} [http://science.nasa.gov/astrophysics/focus-areas/how-do-stars-form-and-evolve/ Stars] [[NASA]]
* {{en}} [http://stars.astro.illinois.edu/sow/sow.html Portraits of Stars and their Constellations] – ''Università dell'Illinois''
* {{en}} [http://simbad.u-strasbg.fr/sim-fid.pl Interrogazione al database SIMBAD sulle stelle per identificatore, coordinate o codice di riferimento] – ''Centre de Données astronomiques de Strasbourg''
* {{en}} [http://www.
{{Stelle più luminose}}
Riga 716 ⟶ 717:
{{Stelle più veloci}}
{{Stelle più grandi}}
{{Controllo di autorità}}
{{portale|fisica|stelle}}
{{vetrina|7|luglio|2008|Wikipedia:Vetrina/Segnalazioni/Stella|arg=astronomia}}
[[Categoria:Stelle| ]]
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