Le stelle hanno una propria vita, cioè, nascono e muoiono; per la maggior parte di esse si tratta di 10- 12 miliardi di anni e anche più. Da parte dell' uomo quindi ed in particolare dell'astronomo, vi è l'impossibilità di un’osservazione effettiva per quanto riguarda l'evoluzione di una stella, ma solo la possibilità di esaminare un gran numero di oggetti dalle differenze che presentano cercare di ricostruire la loro vita e il loro sviluppo. Stimare attualmente la durata delta vita di una stella è abbastanza facile:
essa dipende dalla sua massa e dalla quantità di idrogeno di cui la stella dispone(l’ H infatti costituisce in un certo senso il combustibile nucleare delle stelle).Vi sono poi stelle ,come quelle azzurre che bruciano prima il loro combustibile, diminuendo cosi la durata della loro vita; altre invece, come quelle di color giallognolo o rossastro, vivono parsimoniosamente, Oltre che all'analisi chimica degli elementi presenti nella stella, l'età della stessa è anche in relazione al posto che occupa nel sistema galattico.
La nascita delle stelle invece dipende dalla presenza di nubi cosmiche, che ammassandosi e quindi comprimendosi per il peso delle nubi medesime producono via via un calore sempre maggiore; l'elevata densità e temperatura aumenta la possibilità di collisione tra atomi di idrogeno.
Quando le reazioni cominciano ad innescarsi, il globulo(composto da gas e polveri cosmiche) smette di contrarsi, prende a brillare e una nuova stella è nata.
 

E' difficile pensare che possono venire prodotti da una stella composta solo di idrogeno elementi più pesanti del ferro. Ciò è giustificabile ammettendo la possibilità che vi siano state parecchie generazioni di stelle; le più vecchie delle quali sarebbero state caratterizzate dalla formazione al loro interno di elementi pesanti fino al ferro. Durante le esplosioni (supernovae) si innescano processi talmente ricchi di energia da formare nuclei più pesanti. I resti delle stelle che sono già vissute e già morte si  sono sparpagliati nello spazio, cosicché la materia interstellare non sarebbe stata più di solo idrogeno, ma contaminata da questi elementi più pesanti. Per questo le stelle della seconda. generazione contengono fin dall’inizio elementi più pesanti del ferro.
 

I connotati delle stelle sono rappresentati dalla loro massa, cioè dalla quantità di materia che le compone, dal raggio e dallo splendore assoluto.
Possiamo descrivere tali connotati attraverso I' enunciazione dei limiti estremi che possono raggiungere:
per quanto riguarda il raggio possono esserci stelle ,dette nane, il cui raggio è quasi uguale a quello della terra, mentre quello di enormi giganti  può raggiungere anche i 300 milioni di chilometri. Passando allo splendore assoluto invece, possiamo fare un raffronto con lo splendore del nostro sole: vi sono stelle più splendenti che brillano come 100000 stelle uguali al Sole, mentre ce ne vorrebbero 100000 delle più deboli per eguagliare lo splendore del Sole. Per quanto riguarda le masse si può dire invece che variano entro un intervallo relativamente più piccolo: da 50 a I/IO la massa solare.
 

L ‘unico legame fra noi e le stelle è la luce che esse ci inviano. Uno dei mezzi più potenti per decifrare i messaggi che ci vengono trasmessi dalla luce consiste nell'analizzarla per mezzo di un prisma e fotografare quello che si chiama spettro della stella. Tutti i corpi solidi e liquidi e i gas abbastanza densi e con grandissima estensione danno luogo ad uno spettro continuo; a differenza di un gas rarefatto che portato ad alta temperatura emette solo certi determinati colori, si tratta quindi di uno spettro discontinuo. Ogni elemento chimico ha uno spettro caratteristico che lo contraddistingue dagli altri. 
Per esempio il sodio è caratterizzato da due brillanti righe gialle l’idrogeno da una riga rossa, una verdazzurra e una violetto.
Anche il significato della differenze di colore tra le stelle è comprensibile attraverso l'analisi del suo spettro. Un astronomo italiano, il gesuita Padre Angelo Secchi, suggerì circa un secolo e mezzo fa che le differenze di colore fra una stella e l'altra siano dovute a differenze nella temperature degli strati superficiali. L'analisi dello spettro di ogni stella ha portato ad identificare le stelle azzurre come stelle aventi temperature superficiali dai 40000 ai 15000 gradi centigradi, quelle bianche dai 15000 agli 8000 gradi, quelle giallastre come il sole dai 7000 ai 5000 gradi, le arancioni e le rosse 4000 e 3000 gradi.
Negli spettri delle stelle azzurre appaiono righe scure appartenenti all'elio e all'idrogeno, nello spettro delle stelle bianche invece sono visibili solo le righe dell'idrogeno. Nelle stelle gialle come il Sole oltre alle righe dell'idrogeno sono riconoscibili numerose righe di metalli come il titanio, il ferro, il cromo, il calcio e altri. Queste righe aumentano d'intensità nelle stelle arancio-rossastre, mentre quelle dell'idrogeno si indeboliscono fino a diventare quasi invisibili.
Oltre che alla temperatura o alla composizione chimica della stella è possibile risalire attraverso l'analisi spettrografica allo splendore assoluto di una stella: la densità dell'atmosfera differisce di stella in stella e ciò è appunto individuabile grazie all'osservazione delle righe dello spettro di ognuna. Inoltre attraverso l’andamento e lo spessore delle righe si possono dedurre le condizioni ambientali in cui la stella si viene a trovare, per esempio se essa fa parte di nubi di gas in moto turbolento, oppure se partecipa al moto di rotazione della stella intorno al suo asse e si può vedere che queste velocità vanno da pochi chilometri al secondo a qualche centinaio di chilometri al secondo.
 
 

La fotometria, misura della luce, è un altro strumento a disposizione dell’ astronomo per riuscire ad osservare le caratteristiche delle stelle, in particolare di un gruppo di stelle chiamate variabili, le quali non brillano di luce costante , ma aumentano e diminuiscono periodicamente di splendore in periodi di tempo più o meno regolari.
Le variabili sono state divise in gruppi a seconda dell'intervallo di tempo che passa fra due successivi ritorni della stella ad un massimo di luminosità. Una prima classe raccoglie quelle il cui ciclo completo di variazione avviene nel giro di poche ore, al massimo di un giorno. Prendono il nome di variabili RR Lyrae (nome della stella di maggior splendore).Esse hanno tutte lo stesso splendore assoluto e ciò è un buono strumento per misurare le distanze stellari. Un secondo gruppo abbraccia un periodo compreso tra un giorno e 50 giorni circa: sono le Cefeidi. Esse al contrario delle RR Lyrae sono stelle giovani, sono gigantesche e dalle atmosfere molto rarefatte.
Vi sono poi le variabili semiregolari, i cui periodi vanno da 50 giorni a qualche anno. Hanno luce rossastra e sono caratterizzate da una irregolarità nella ripetizione del ciclo che aumenta al crescere del periodo. Al massimo di luce una di queste stelle può anche essere 100 volte più luminosa che al minimo. Un altro gruppo di variabili, chiamate esplosive, sono caratterizzate da improvvisi ed imprevisti aumenti di splendore. Fra queste vanno ricordate le"novae", le quali nel giro di poche ore aumentano di splendore fino a farle divenire diecimila ed anche un milione di volte più splendenti.

Vi sono delle stelle che vivono accoppiate: la loro vicinanza potrebbe ad occhio nudo suggerirei che esse coincidano, ma attraverso l'aiuto del telescopio riusciamo ad intuire le relazioni(di rotazione, di allontanamento in moto rettilineo uniforme) che le legano. Tra esse si possono individuare delle classi: una costituita dalle doppie visibili(cosi dette perché appunto l'occhio riesce direttamente a vederle separate); un'altra dalle spettroscopiche e infine dalle binarie ad eclisse.
Grazie all'osservazione delle stelle doppie è stato possibile accorgersi che la massa di una stella cresce regolarmente col crescere del suo splendore assoluto(relazione massa-luminosità).
 

Bibliografia
M. Hack,
L’universo alle soglie del duemila,
Rizzoli Milano, 1995
 

Last Updated: Marzo-13-1998
Web Author: Michele Sacchetti
Web Assistent : Giovanni Vaccari
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