Di Alexander Merz · Aggiornato il · Dati verificati il 14 settembre 2026
⭐ Trovare le stelle in modo semplice
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Osservando il cielo notturno ci deliziamo di una moltitudine di punti luminosi di diversa intensità. La maggior parte di questi punti di luce sono stelle della nostra galassia. La nostra stella più vicina è il Sole, al centro del nostro sistema solare. La stella più vicina al di fuori del nostro sistema solare è Proxima Centauri, nella costellazione del Centauro. La sua distanza è di 4,244 anni luce, ovvero circa 40,318 mila miliardi di chilometri (40 318 000 000 000 km). Le stelle sono enormi reattori a fusione, in cui viene prodotta gran parte degli elementi della tavola periodica. In questo processo viene liberata un’incredibile quantità di energia sotto forma di radiazione. Una parte di questa energia la percepiamo come luce.
Che cosa sono le stelle?
Le stelle sono corpi celesti massicci e autoluminosi. Oltre a gas molto caldo, sono composte anche da gas ionizzato ed elettricamente conduttivo (plasma). Al loro interno avviene una fusione nucleare, nella quale, ad alta pressione e temperatura, l’idrogeno viene fuso in elio.
Questa reazione è esotermica, il che significa che libera energia. La velocità con cui questa reazione avviene è determinata dalla massa della stella. Questa immensa energia liberata viene emessa dalla stella sotto forma di radiazione. Si genera così radiazione lungo l’intero spettro elettromagnetico: dai raggi X alla luce visibile, fino all’infrarosso e alle onde radio a lunghissima lunghezza d’onda.
Quando il combustibile volge al termine, il modo in cui la stella muore è determinato dalla sua massa. Dai resti delle stelle possono formarsi nuove stelle, pianeti, comete e tutti gli altri corpi dotati di massa. Anche gli elementi chimici di cui è composto l’essere umano sono stati in definitiva prodotti in una stella. (“Siamo tutti polvere di stelle”, Stefan Klein)
Per i bambini esistono altri approcci alla spiegazione: Come si spiegano le stelle ai bambini? (consigli ed esempi)
Come nascono le stelle?
La formazione stellare richiede una nube di materia. All’inizio dell’universo la materia visibile era composta quasi interamente dall’elemento più semplice: l’idrogeno (1 protone e 1 elettrone).
Una nube di idrogeno viene portata al collasso da un evento gravitazionale. Si formano regioni di massa concentrata, che attraggono ulteriore materia grazie alla gravità. Ciò significa che la forza di gravità supera la pressione di radiazione delle particelle di gas, facendo sì che sempre più particelle si muovano verso il centro di gravità.
Con l’aumentare della massa, la pressione e la temperatura all’interno della sfera di gas in formazione crescono. Questo processo può durare diversi milioni di anni. Superata una soglia critica, ha inizio la combustione dell’idrogeno (fusione nucleare stellare). In questo processo gli atomi di idrogeno si fondono in elio liberando energia. È nata una nuova stella.
Proprietà delle stelle
Le stelle superano in molti aspetti la nostra capacità immaginativa. Possono essere descritte quasi completamente con pochi parametri fondamentali:
- Temperatura superficiale: Sole 5800 Kelvin; esempio estremo: stella PG1159 200 000 Kelvin
- Accelerazione di gravità: Sole 274 m/s²; esempio estremo: Sirio B 2 740 000 m/s²
- Massa: Sole 1 massa solare; esempio estremo: R136a1 265 masse solari
La vita delle stelle
Dopo che la fusione stellare si è innescata, inizia la vita di una stella come la immaginiamo. La maggior parte attraversa nel corso della propria esistenza diversi stadi della sequenza principale. La sequenza principale descrive la relazione tra la luminosità assoluta e il colore della stella. Ne risultano linee densamente popolate, a cui la maggior parte delle stelle può essere assegnata in base alla propria massa e al proprio stadio evolutivo.
La velocità con cui una stella attraversa la sequenza principale e il fatto che si evolva allontanandosene dipendono dalla sua massa e dalla sua composizione.
Le stelle molto massicce bruciano il loro combustibile in alcuni milioni di anni, mentre quelle di piccola massa attuano una fusione nucleare lenta. Ciò si manifesta nei colori e nelle temperature superficiali. Le stelle di piccola massa, come le nane brune, sono scure e relativamente fredde, mentre le stelle massicce, come le supergiganti blu, brillano di colore bluastro e sono molto calde.
Se la composizione di una stella presenta un’elevata percentuale di elementi pesanti come il ferro, essa può sviluppare un forte campo magnetico, che influenza la perdita di massa dovuta al vento stellare.
Fase tardiva e morte di un corpo stellare
Durante la sua esistenza, nella stella agiscono due forze contrapposte: la pressione di radiazione, generata dalla fusione stellare, e la gravità. Quando il combustibile volge al termine, la pressione di radiazione si riduce gradualmente e la gravità prende il sopravvento.
La pressione nel nucleo continua ad aumentare, rendendo possibile l’ulteriore produzione di elementi pesanti tramite fusione. Con la combustione dell’elio che ora si innesca si forma il carbonio. Il carbonio può a sua volta fondersi in ossigeno. Al termine della cosiddetta combustione a gusci si forma il ferro. Sorprendente è la durata delle rispettive reazioni di fusione. Mentre la combustione dell’idrogeno può durare 10 miliardi di anni e più, la combustione del silicio termina già dopo una settimana.
L’andamento della fase tardiva dipende dalla massa.
Stelle di piccola massa
fino a 0,3 masse solari
Le stelle di piccola massa non completano interamente la combustione a gusci. A causa dello spegnimento anticipato della combustione a gusci, la temperatura e la pressione di radiazione nel nucleo diminuiscono ed esse si contraggono sotto la gravità fino a diventare nane bianche. Rimangono in questo stato fino al completo raffreddamento, a partire dal quale non emettono più luce (nana nera).
0,3-2,3 masse solari
Le stelle di piccola massa di questa categoria proseguono la combustione a gusci più a lungo delle stelle descritte sopra. In questo processo la pressione di radiazione cresce fortemente in un tempo relativamente breve e la stella si gonfia fino a molte volte il suo diametro. Nasce una gigante rossa (esempio: Betelgeuse nella costellazione di Orione). Durante questo processo gli involucri esterni vengono espulsi e si forma una nebulosa planetaria. Dopo lo spegnimento della combustione a gusci, la stella collassa in una nana bianca.
Stelle massicce
2,3-3 masse solari
Queste stelle massicce completano interamente la combustione a gusci fino alla fusione in ferro. Con la formazione del ferro si generano campi magnetici. I campi magnetici producono un vento stellare formato da particelle solari elettricamente cariche. Ciò contribuisce a una perdita di massa supercritica, cosicché anch’esse collassano in nane bianche.
oltre 3 masse solari
Le stelle estremamente massicce fondono quasi tutti gli elementi in ferro. Nel nucleo di ferro che si forma, grande alcune migliaia di chilometri, si concentra quasi l’intera massa stellare. Al superamento di un valore limite di massa, il nucleo di ferro collassa in frazioni di secondo. In questo processo viene liberata una quantità esorbitante di energia, che lacera tutti gli strati circostanti. La stella muore in una supernova. Come risultato dipendente dalla massa si forma una stella di neutroni o un buco nero.
Tipi di stelle
Classificazione delle stelle in base al colore e alle proprietà spettrali
Stelle di Popolazione III
Le prime stelle dell’universo avevano a disposizione come materiale di partenza quasi esclusivamente l’idrogeno. Si formarono presumibilmente 200 milioni di anni dopo il Big Bang. In quel momento l’universo era ancora molto più denso di oggi, cosicché queste stelle erano molto massicce e grandi.
La loro vita fu estremamente breve, tanto che oggi presumibilmente non esistono più stelle di questa prima generazione. Tuttavia esse hanno già prodotto elementi più pesanti dell’idrogeno e dell’elio, creando così il materiale di partenza per la generazione stellare successiva.
Stelle di Popolazione II
Esistono ancora oggi. Si caratterizzano soprattutto per l’età elevata e il colore rosso. Molte di esse bruciano il loro combustibile molto lentamente e raggiungeranno un’età avanzata.
Stelle di Popolazione I
Queste stelle sono giovani e brillano di blu. Possono essere ulteriormente suddivise. Il Sole viene assegnato alla “Vecchia Popolazione I”.
Stelle doppie
Le stelle doppie sono stelle che hanno, in apparenza o realmente, una stretta relazione spaziale tra loro. Si parla di stella doppia ottica quando, a causa di un asse visivo a piccolo angolo dell’osservatore, le stelle appaiono vicine nel firmamento, ma in realtà sono molto lontane l’una dall’altra. È il caso, ad esempio, in cui una stella si trova vicino all’osservatore e un’altra sembra collocata accanto a essa, ma in realtà è molto più lontana dall’osservatore rispetto alla prima.
Le vere stelle doppie sono due stelle così vicine nello spazio da influenzarsi gravitazionalmente a vicenda. Orbitano attorno a un baricentro comune e costituiscono circa il 50% delle stelle dell’universo.
Stelle variabili
Le stelle variabili si caratterizzano per le oscillazioni della loro luminosità. Ciò non va però confuso con lo scintillio o il tremolio delle stelle, la cui causa risiede nelle perturbazioni atmosferiche. A seconda della causa dell’oscillazione di luminosità della stella si possono distinguere:
Variabili a eclisse
Sistema di stelle doppie con partner di diversa luminosità, il cui piano di rotazione è disposto all’incirca perpendicolarmente rispetto all’osservatore.
Variabili per rotazione
Stelle che non irradiano la stessa intensità luminosa in tutte le direzioni, come ad esempio una pulsar. Una pulsar è una stella di neutroni in rapida rotazione, il cui asse del campo magnetico differisce dall’asse di rotazione. Ai poli del campo magnetico viene emessa radiazione. Se la Terra si trova nel cono di radiazione della pulsar in rotazione, ciò viene percepito come un picco di radiazione periodicamente ricorrente.
Variabili a pulsazione
Nel corso della loro evoluzione le stelle attraversano fasi instabili, in cui le grandezze di stato e la luminosità variano periodicamente. Ciò avviene per lo più al termine dello stadio di sequenza principale.
Quante stelle esistono?
Osservando il cielo notturno da un luogo buio, senza ausili tecnici, si possono riconoscere circa 5000 corpi celesti luminosi. Quasi tutti questi punti di luce appartengono alla nostra galassia, la Via Lattea.
Nella nostra galassia esistono però molte più stelle di quelle che possiamo scorgere a occhio nudo. Si stima che il loro numero nella Via Lattea sia di 300 miliardi (300 000 000 000 stelle). Nell’intero universo esiste una moltitudine di galassie. All’inizio degli anni Novanta il numero delle galassie esistenti veniva stimato in 100 miliardi. Nuove conoscenze suggeriscono tuttavia che 9 galassie su 10 non possano essere osservate da noi. Ciò decuplicherebbe il loro numero.
Dal numero di stelle per galassia e dalla quantità stimata di galassie nell’universo si può determinare approssimativamente il numero totale nell’intero cosmo:
300 000 000 000 000 000 000 000 stelle
Dati, cifre e fatti spettacolari sulle stelle
- La stella conosciuta più grande è UY Scuti, una supergigante rossa nella costellazione dell’Ofiuco, circa 1.700 volte più grande del Sole.
- Il Sole ha circa 4,6 miliardi di anni e gli restano ancora circa 5 miliardi di anni prima della fine della sua vita come stella di sequenza principale.
- La stella più vicina al sistema solare è Proxima Centauri, distante circa 4,24 anni luce.
- La stella più luminosa del cielo notturno è Sirio, distante circa 8,6 anni luce e con una magnitudine apparente di -1,46 mag.
- Una stella di neutroni è una stella estremamente densa, composta dai resti di un’esplosione di supernova, e ha un diametro di soli circa 20 chilometri.
- Un buco nero è un oggetto astronomico con una gravità così forte che nulla, nemmeno la luce, può sfuggirgli.
- La temperatura superficiale del Sole è di circa 5.500 gradi Celsius, mentre la temperatura nel nucleo è di circa 15 milioni di gradi Celsius.
- Una stella con una massa 10 volte quella del Sole brucerà per circa 10 milioni di anni prima di esplodere come supernova.
- La stella più luminosa dell’universo è R136a1 nella Nebulosa Tarantola, circa 10 milioni di volte più luminosa del Sole.
- Un’esplosione di supernova può brillare per un breve periodo quanto un’intera galassia e liberare energia sufficiente a creare elementi più pesanti del ferro.
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