A seguito di ripetute osservazioni,
gli astronomi hanno constatato che molte stelle subiscono variazioni di
splendore. Alcuni di questi mutamenti sono del tutto irregolari, altri invece
obbediscono a un ritmo costante. La stella Mira Ceti, della costellazione della
Balena, presenta una variazione di splendore assai tipica. Per quindici giorni
brilla come una stella di seconda grandezza; poi il suo splendore diminuisce
fino a scomparire del tutto. Dopo cinque mesi comincia lentamente ad aumentare
di splendore fino a riapparire brillante come prima. Inoltre essa muta anche di
colore: giallo nel periodo di massimo fulgore, rosso nel periodo di opacità.
Gli scienziati attribuiscono le sue variazioni alla periodica dilatazione (con
conseguente raffreddamento e arrossamento) degli strati superficiali. Gli
elementi che compongono tali strati vanno a formare una nube opaca che si
dissolve lentamente nello spazio in tempi successivi, consentendo alla stella di
mostrarsi di nuovo in tutto il suo fulgore.
Algol, della costellazione di Perseo, è una stella di rapidissima variazione.
In tre giorni essa discende dalla seconda alla quarta grandezza. A che cosa è
dovuta la variabilità nelle stelle? Nel caso di Algol, che è una stella
doppia, gli astronomi ne attribuiscono la causa a una periodica eclissi. Infatti
uno dei due astri è oscuro, per cui, quando si interpone tra il suo compagno e
la Terra, la luminosità del sistema diminuisce sensibilmente. Ciò succede a
molte altre stelle doppie.
Le variabili Cefeidi
Il gruppo di stelle variabili denominate Cefeidi, termine derivato dal nome dell'astro più noto tra esse, che appartiene alla costellazione di Cefeo: questi astri sembrano aumentare e diminuire periodicamente di volume. Gli scienziati hanno dunque avanzato l'ipotesi che tali stelle "respirino", mutando continuamente il loro splendore. Quando la temperatura alla superficie raggiunge i 1000° k, e la luminosità è ai massimi livelli, il colore di queste stelle varia: si sposta tendenzialmente dal giallo o arancio al bianco. Per la loro caratteristica variabilità sono state raggruppate in un'unica classe di 706 stelle.
La vita di una stella è una continua
ricerca di equilibrio tra la pressione verso l'esterno del suo gas reso caldo
dalle reazioni nucleari al suo interno e l'attrazione gravitazionale dei suoi
stessi elementi. Quando la stella esaurisce le sue risorse di combustibile
nucleare, questo equilibrio viene meno e pertanto l'astro si raffredda e si
contrae.
Se la sua massa è abbastanza piccola, esso riesce a trovare un'ulteriore
configurazione di equilibrio, nota come stadio di nana bianca, in cui
l'attrazione gravitazione è controbilanciata dalla cosiddetta pressione di
degenerazione degli elettroni (è una conseguenza della Meccanica Quantistica e
del principio di esclusione di Pauli. Gli elettroni si comportano, in quelle
condizioni, come passeggeri di un autobus affollato che resistono alla
pressione degli altri agitandosi e dando gomitate). Nel 1931, però, l'astrofisico
indiano S. Chandrasekhar mostrò che esiste un limite superiore per la massa
delle nane bianche, di circa 1,4 masse solari, al di sopra del quale neanche la
pressione di degenerazione degli elettroni è in quelle condizioni, come
passeggeri di un autobus affollato che resistono alla pressione degli altri
agitandosi o dando gomitate). Nel 1931, però l'astrofisico indiano S.
Chandrasekhar mostrò che esiste un limite superiore per la massa delle nane
bianche, di circa 1,4 masse solari, al di sopra del quale neanche la pressione
di degenerazione degli elettroni è in grado di opporsi all'attrazione
gravitazionale. L'ulteriore contrazione di una nana bianca (o l'evoluzione
finale di una stella di massa superiore a 1,4 masse solari) fa sì che gli
elettroni si fondano con i protoni, dando origine a neutroni. Si forma così un
oggetto ancora più compatto e denso, una stella di neutroni. In questo caso è
la pressione de-genere del gas di neutroni che
riesce ad evitare l'ulteriore collasso. Ma anche per le stelle di neutroni
esiste un valore limite per la massa sostenibile, che è di circa 2-3 masse
solari, come fu mostrato da Oppenheimer e Volkhoff nel 1939.
E la storia finisce qui. Se si cerca di comprimere ulteriormente una stella di
neutroni (o se si considera il destino di una stella di massa elevata), non
esiste alcuno stato della materia capace di opporsi all'ulteriore catastrofica
contrazione gravitazionale.
La teoria dell'evoluzione stellare prevede pertanto che una stella molto
massiccia debba alla fine soccombere al suo stesso campo gravitazionale dando
origine ad un buco nero. Questa fase può essere compresa solo facendo uso della
teoria della Relatività Generale.
Per un astronauta che si trovi sulla superficie della stella che collassa, le
ultime fasi del collasso durano pochi millesimi di secondo. E quando il raggio
della stella diviene uguale a R = 1,48x10 alla -27 M (lo stesso valore trovato
da Laplace!), il suo campo gravitazionale diviene talmente intenso e la
conseguente deflessione della luce talmente elevata, che la sua stessa luce (e
quindi nessun altra cosa) riesce ad allontanarsi. Si crea così una regione
dello spazio-tempo da cui è impossibile fuggire: questo è un buco nero, ed il
suo confine è conosciuto come orizzonte degli eventi
Per tentare di definire le proprietà
delle singole stelle, può essere utile raggrupparle secondo criteri che tengano
conto delle effettive correlazioni esistenti tra gli astri. Questo è uno dei
compiti principali della statistica stellare.
Conoscere le stelle in questo modo può essere utilissimo: può darci, per
esempio, un'idea della vita media di una stella e della sua evoluzione. Questo
non è un particolare trascurabile, giacché la vita terrestre dipende proprio
da un astro, cioè dal Sole.
Per conoscere meglio le stelle, tra il 1905 e il 1913 l'olandese Einar
Hertzsprung e l'americano Henry Norris Russel idearono un diagramma, detto
appunto di Hertzsprung-Russel (H-R) o anche diagramma colore-luminosità. Essi
esaminarono le caratteristiche delle stelle conosciute, le collocarono su un
diagramma e scoprirono che la sequenza ottenuta non era casuale.
La maggior parte delle stelle si pone infatti su una cosiddetta sequenza
principale che attraversa il diagramma: in alto a sinistra si trovano le stelle
azzurre di grande massa e luminosità, in basso a destra le nane rosse; in
mezzo, le stelle gialle simili al Sole. In alto a destra, nella cosiddetta zona
delle giganti, si individua un'alta concentrazione stellare. Un numero esiguo di
altre stelle, dette nane bianche, si colloca in basso a sinistra.
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