Astrofisica

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Inviato da maria 27/02/2009 @ 00:43

Tags : astrofisica, astronomia e spazio, scienza

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Istituto di Astrofisica Spaziale e Fisica Cosmica

L'Istituto di Astrofisica Spaziale e Fisica Cosmica di Bologna è uno degli istituti già parte del Consiglio Nazionale delle Ricerche oggi parte dell'Istituto Nazionale di Astrofisica.

I progetti principali dell'Istituto riguardano l'osservazione dell'Universo nelle bande a microonde, infrarosso, ottico, raggi X e raggi gamma. L'attività dell'Istituto comprende la progettazione e la realizzazione di telescopi, rivelatori, elettronica e software, nonché l'interpretazione dei dati ottenuti dalle osservazioni.

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Istituto Nazionale di Astrofisica

L'Istituto Nazionale di Astrofisica (INAF) è l'Ente di Ricerca italiano per l'Astronomia e l'Astrofisica. Il campo delle ricerche si estende a tutto l'arco delle scienze dell'Universo, dagli studi del sistema solare alla cosmologia, sia dal punto di vista osservativo e sperimentale che teorico. L'INAF mantiene anche una stretta collaborazione con gli altri organismi che svolgono ricerca astronomica in Italia, in particolare con l'INFN per l'astrofisica delle particelle.

L'INAF, in rappresentanza della comunità italiana, partecipa inoltre al consorzio europeo OPTICON (Optical and Infrared Coordination Network for Astronomy), finanziato dall'UE e finalizzato a elaborare piani di intervento coordinato a livello europeo in settori avanzati della ricerca astronomica, e al progetto EGEE, per lo sviluppo di una GRID di calcolo per la ricerca e l'industria Europea.

Una grande parte dei programmi scientifici svolti in ambito INAF richiede l'uso di osservazioni da veicoli spaziali. L'utilizzo delle missioni spaziali rappresenta un elemento imprescindibile per lo sviluppo della ricerca astrofisica e i ricercatori dell'INAF contribuiscono in modo sostanziale allo sviluppo dei programmi scientifici e alle ricerche condotte con le missioni dell'Agenzia Spaziale Italiana (ASI), dell'Agenzia Spaziale Europea (ESA) e della NASA.

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Astrofisica

Grazie al satellite WMAP è stato possibile vedere l'universo nei primi attimi dopo il big bang.

L'astrofisica è quella branca dell'astronomia o della fisica che studia le proprietà fisiche della materia celeste.

L'ambito tradizionale di interesse dell'astrofisica comprende le proprietà fisiche (densità, temperatura, composizione chimica e nucleare della materia, luminosità e forma dello spettro emesso, proprietà di eventuali particelle emesse) di stelle, galassie, mezzo interstellare e intergalattico, e di eventuali altre forme di materia presenti nell'universo; essa studia inoltre la formazione e l'evoluzione dell'universo nel suo insieme (cosmologia).

Ma accanto a questa definizione più tradizionale, negli ultimi anni ha assunto sempre più importanza un'altra definizione dell'astrofisica: quella che utilizza il cosmo come un laboratorio non per investigare le proprietà degli oggetti celesti sulla base di teorie fisiche ben note da esperimenti di laboratorio bensì per determinare nuove leggi della fisica che non possono altrimenti essere investigate nei laboratori terrestri. Si parla allora di fisica fondamentale nello spazio, un campo il cui primo problema (le proprietà del neutrino) ha ricevuto recentemente il suggello del premio Nobel.

La ricerca astrofisica, più di qualunque altro settore della fisica, richiede la padronanza di tutte le discipline fisiche: la meccanica dei corpi solidi e dei fluidi, la magnetoidrodinamica, l'elettromagnetismo e il trasporto della radiazione, la meccanica statistica, la relatività speciale e generale, la fisica nucleare e delle particelle elementari, e perfino alcuni campi avanzati della fisica della materia quali superconduttività e superfluidità.

È possibile caratterizzare l'attività di ricerca in astrofisica sulla base della distinzione in astrofisica osservativa (spesso chiamata anche astronomia), astrofisica di laboratorio e astrofisica teorica, sebbene una divisione rigida di questo genere sia meno giustificata che in altre branche della fisica.

Dallo spazio riceviamo principalmente radiazione elettromagnetica (fotoni), ma anche alcune particelle (raggi cosmici e neutrini).

La radiazione elettromagnetica si distingue sulla base della sua lunghezza d'onda; le tecniche osservative e gli oggetti osservati variano fortemente a seconda della lunghezza d'onda di osservazione.

Una ulteriore distinzione fra queste tecniche osservative riguarda la localizzazione dei telescopi. Infatti, l'atmosfera terrestre assorbe tutta la radiazione UV, X, gamma e buona parte di quella millimetrica e IR. Ne consegue che i telescopi radio, ottici, alcuni IR e quelli nella regione TeV sono sulla Terra, mentre quelli IR, UV, X e gamma sono portati fuori dall'atmosfera da satelliti. Nel millimetro e in certe regioni IR si sfrutta il fatto che basta alzarsi in volo su un aereo (IR) o su un pallone sonda (millimetro) per riuscire a vedere le sorgenti cosmiche.

Oltre ai fotoni, la Terra è bombardata da sciami di particelle di varia origine, chiamate raggi cosmici. Si tratta di particelle di vario tipo (principalmente protoni, elettroni, e alcuni nuclei, ma anche antiprotoni), che eseguono complicati moti nella nostra galassia, a causa della presenza del campo magnetico (che invece non influenza i fotoni). Per questo motivo è impossibile stabilire quale sia l'oggetto che dà origine ai raggi cosmici, il che ha finora impedito la nascita di una vera astronomia dei raggi cosmici, e cioè una disciplina che metta in relazione la radiazione (materiale) che riceviamo a Terra con le proprietà fisiche delle loro sorgenti. Tuttavia, queste particelle svolgono un ruolo fondamentale nella generazione della radiazione elettromagnetica osservata a Terra (per esempio, nel radio, X, e gamma); è necessario perciò studiare le proprietà dei raggi cosmici (il loro numero e la loro distribuzione in energia) per conoscere la materia che emette la radiazione non termica che osserviamo.

L'altra categoria di particelle che riveliamo a Terra sono i neutrini, che non vengono deflessi dal campo magnetico, e che dunque possono essere facilmente messi in connessione con le loro sorgenti. A tutt'oggi, solo due sorgenti di neutrini sono state stabilite con certezza (il Sole, grazie alla sua prossimità, e la supernova 1987A), ma è in corso la realizzazione di ulteriori 'telescopi a neutrini', con la capacità di rivelare molte altre sorgenti nell'universo, quali supernove e GRB.

È inoltre possibile che esistano altri sciami di particelle che inondano la Terra e che per il momento non sono state rivelate. Da una parte, si tratta di onde gravitazionali (gravitoni), la cui esistenza viene considerata ampiamente probabile sulla base della Relatività generale, ma che sono troppo deboli per essere state rivelate con la tecnologia esistente. E dall'altra, esiste la possibilità che la cosiddetta materia oscura sia costituita da tipi di particelle non ancora identificate, e forse neanche postulate; sono operativi, o in costruzione, numerosi 'telescopi' per queste nuove particelle.

La maggior parte dei fenomeni astrofisici non è direttamente osservabile: si pensi per esempio ai processi che forniscono l'energia che il Sole irradia nello spazio, che avvengono nelle zone più profonde del Sole, oppure al Big Bang, che è avvenuto (una sola volta!) circa 13,7 miliardi di anni fa.

Per questo motivo l'astrofisica ricorre frequentemente al supporto di modelli teorici, e cioè rappresentazioni idealizzate dei processi allo studio, le cui conseguenze sono però calcolabili con precisione grazie alle teorie fisiche esistenti. Sono precisamente queste conseguenze (chiamate predizioni), che confrontate con le osservazioni, a permettere di stabilire la correttezza (o l'erroneità) dei modelli stessi. Questi modelli consentono talvolta dei calcoli analitici (e cioè, con carta e penna), ma nella maggior parte delle situazioni si fa ricorso al computer, che consente calcoli numerici assai più complessi di quelli analitici: si parla allora di simulazioni, che vengono usate specialmente in cosmologia.

Problemi classici dell'astrofisica teorica sono: la struttura e l'evoluzione stellare (comprese le fase di nascita e morte delle stelle, che sono al momento quelle peggio comprese), la dinamica delle stelle all'interno delle galassie, l'evoluzione chimica delle galassie, le proprietà del mezzo interstellare, la formazione delle galassie nell'universo e l'evoluzione della struttura su larga scala, le proprietà di alcuni oggetti particolari (pulsar, buchi neri e AGN) che richiedono l'applicazione delle teorie fisiche terrestri (soprattutto la Relatività generale) a regimi che non sono riproducibili (perché troppo grandi/troppo caldi/...) nei laboratori terrestri, le proprietà dei raggi cosmici.

Ma accanto a questi problemi, la cui soluzione richiede (probabilmente) null'altro che la fisica già nota, ce ne sono altri che invece richiedono modifiche della fisica come noi la conosciamo. Il primo esempio è il flusso dei neutrini a Terra, la cui osservazione aveva mostrato una deficienza, rispetto ai modelli teorici, di circa un fattore 3; questa discrepanza fra modelli e osservazioni, a lungo considerata il frutto di un'incompleta comprensione di alcuni aspetti dell'astrofisica di base (la rotazione del Sole, o le sue proprietà convettive) oppure della fisica nucleare sulla quale i modelli sono basati, si è invece scoperto essere dovuta ad un fenomeno nuovo e interessante, le oscillazioni dei neutrini, che sono tipiche di alcune particelle elementari, e che non era assolutamente possibile prevedere al momento della costruzione del primo esperimento.

Altri esempi famosi sono la presenza della materia oscura, rivelata da semplici misure astronomiche (circa il 90% di tutta la massa dell'universo è in una forma a noi ignota) e la ancor più misteriosa energia del vuoto, che è ciò che genera l'accelerazione nell'espansione dell'universo recentemente.

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Osservatorio astronomico di Capodimonte

Per il futuro, l’INAF-OAC intende impegnarsi in maniera sempre più consistente in queste attività, consapevole che le eccellenze scientifiche e tecnologiciche svolgono un ruolo essenziale per il progresso e la modernizzazione culturale, non solo nello specifico settore di pertinenza, ma – più in generale – della società con cui è a contatto.

Per la edificazione dell’Osservatorio Astronomico si scelse la collina di Miradois, un'altura vicina alla nuova reggia borbonica di Capodimonte a Napoli, che prendeva il nome dalla villa cinquecentesca del marchese di Miradois, reggente della Gran Corte della Vicaria. L'edificio fu ideato da Federico Zuccari e l'architetto Stefano Gasse ne elaborò il progetto: un progetto grandioso e monumentale.

Gli astronomi di Capodimonte si muovevano sul filone classico dell'astronomia di posizione e rispondevano alla vocazione "pratica e quotidiana" del tipico Osservatorio ottocentesco: la misura e regolazione del tempo "civile", ossia l'indicazione del tempo esatto, e le rilevazioni di carattere meteorologico. L'apertura verso altre scienze non fu favorita: eppure, è proprio dagli interscambi tra matematica, chimica e fisica che nacque e si sviluppò a livello internazionale il nuovo settore dell'astrofisica. Con estrema lentezza e superando molte difficoltà, la Specola di Capodimonte s'inserì in un circuito di lavoro internazionale. Solo dal 1912, con la direzione di Azeglio Bemporad (1912-1932) ci si incominciò ad interessare di astrofisica.

Oggi la Specola di Capodimonte si può annoverare tra gli istituti internazionali più attivi e prestigiosi.

La ricerca dell’INAF-OAC si articola in progetti che rientrano nelle aree di interesse primario dell’INAF, quali lo studio del Sole, dei corpi del Sistema solare, delle stelle, del mezzo interstellare e delle galassie, la cosmologia, lo sviluppo di tecnologie innovative per osservazioni da terra e misure nello spazio. Le componenti dell’analisi teorica, delle osservazioni da terra e dallo spazio, della sperimentazione in laboratorio e delle relative analisi di dati contribuiscono a realizzare programmi che sempre più sono rivolti a studiare i processi astrofisici nella loro genesi ed evoluzione. Le ricerche sono caratterizzate da forte interdisciplinarità tra i vari settori dell’astrofisica teorica, osservativa e sperimentale e con settori scientifici contigui all’astrofisica (fisica fondamentale, chimica, biologia, elettronica, informatica, ingegneria, etc.). Le attività di sviluppo tecnologico per strumentazione astrofisica di terra e per lo spazio portano l’INAF-OAC ad una particolare attenzione verso le potenzialità dei progetti svolti in termini di ricadute nell’ambito del trasferimento tecnologico.

Oggi l’INAF-OAC è, quindi, da considerare un unico laboratorio nel quale confluiscono attività sperimentali, teoriche ed osservative che, sia pur orientate a vari fini complementari per la ricerca astrofisica, convergono in un progetto: lo studio dell’universo nelle sue componenti costitutive.

In ambito tecnologico, l’INAF-OAC svolge un ruolo-guida nel progetto CONCORDIASTRO/Italia. Il progetto prevede la realizzazione ed installazione del primo telescopio solare presso la base italo-francese Concordia a Dome C in Antartide. Lo scopo è svolgere un programma osservativo pilota, per poter definire la qualità del seeing solare in quel sito nella prospettiva di futuri e più ambizioni progetti osservativi.

Parallelamente, le attività sperimentali presso il Laboratorio di Fisica solare dell’INAF-OAC si basano sull’utilizzo dello strumento VAMOS (Velocity And Magnetic Observations of the Sun) interamente progettato e realizzato presso l’INAF-OAC. Lo strumento, basato su filtri magneto-ottici è capace di acquisire immagini a Sole intero della dinamica e del campo magnetico fotosferici. È disponibile in laboratorio tutta la filiera per la manifattura delle celle a vapori di potassio in uso nel VAMOS e la verifica della loro banda passante, basata su sistema laser.

Inoltre, presso l’INAF-OAC sta nascendo il centro di coordinamento nazionale per l’Astrobiologia, ossia la scienza che si occupa di seguire le rotte evolutive che hanno portato alla nascita della vita sulla Terra. Tale scienza è guidata da un forte carattere interdisciplinare, perché in essa convergono competenze di astronomia, chimica, biologia, geologia.

Gli studi moderni sono rivolti a comprendere origine, evoluzione e destino dell’Universo. A tale scopo occorre esplorare i meccanismi fisici ed i tempi caratteristici che regolano formazione, evoluzione e distribuzione spaziale delle popolazioni stellari che costituiscono le galassie. Inoltre, per comprendere le condizioni fisiche che hanno favorito la nascita del sistema solare e lo sviluppo della vita sulla Terra è importante studiare i parametri fondamentali ed i meccanismi di formazione dei sistemi planetari. Il Laboratorio di Fisica Stellare dell'INAF-OAC è impegnato nello studio delle fasi fondamentali della storia di una stella. Il programma richiede lo svolgimento di osservazioni con grandi telescopi da terra e dallo spazio e lo sviluppo di modelli teorici per la loro interpretazione, al fine di caratterizzare le diverse popolazioni stellari e sub-stellari (oggetti con massa poco più grande di quella di Giove). Il fine è ricavare informazioni sui parametri fisici fondamentali e sui meccanismi di formazione di stelle e sistemi planetari, sulle distanze cosmiche e sulla storia di formazione delle galassie.

Telescopi e strumentazione per osservazioni da Terra costituiscono lo strumento primario per svolgere attività di ricerca astronomica ed, al contempo, permettono di sviluppare competenze tecnologiche di estremo valore applicabili anche ad altri settori applicativi. La progettazione di telescopi e strumentazione per telescopi ottici da Terra è una linea di ricerca tecnologica di punta del Laboratorio di tecnologie per telescopi e strumentazione da Terra dell’INAF-OAC. Esso vanta la partecipazione a progetti di interesse nazionale, come il Telescopio Nazionale Galileo (TNG), installato alle Isole Canarie, e la diretta responsabilità nella realizzazione di telescopi nazionali, come il Toppo Telescope no. 1 (TT1) installato a Castelgrande (PZ), ed internazionali, come il VLT Survey Telescope (VST) ed il Visible MultiObject Spectrograph (VIMOS), realizzati per l’European Southern Observatory (ESO). Tali attività, in parte ancora in corso, hanno consentito l’acquisizione di competenze nei diversi settori della progettazione.

L’INAF-OAC ha già ed è fortemente motivato ad incrementare ulteriormente una solida presenza nel percorso formativo universitario e di qualificazione post-universitaria dei giovani, attraverso convenzioni/collaborazioni con gli Atenei della Campania e di altre regioni meridionali, in un contesto di interazione interdisciplinare.

I compiti sopra menzionati si sostanziano e trovano possibilità concrete di attuazione nei programmi di ricerca scientifica e di sviluppo tecnologico che si svolgono presso l’INAF-OAC. Molti di essi sono proiettati in un contesto di responsabilità e collaborazioni nazionali ed internazionali, risultando, così, uno strumento estremamente qualificante per i giovani coinvolti.

Va rilevato che sono in corso di perfezionamento convenzioni quadro tra l’INAF-OAC e le Università Federico II e "Parthenope" di Napoli, nonché con l’Università degli Studi di Lecce, per il coinvolgimento dell’INAF-OAC nei programmi di formazione a livello laurea e post-laurea di tali Atenei. Si prevede di promuovere analoghe iniziative con gli altri Atenei campani.

L’attività di divulgazione è stata curata in maniera particolare negli anni scorsi e sarà ancora nel futuro un elemento di particolare attenzione da parte dell’INAF-OAC. La strategia seguita dall’INAF-OAC in questo settore si basa su una costante presenza nel tessuto sociale e culturale Campano.

La biblioteca dell’INAF-OAC, voluta da Federigo Zuccari negli anni 1812-15 contestualmente alla costruzione dell’Osservatorio, è dotata di un considerevole patrimonio librario antico e moderno: oltre 36.000 volumi tra monografie e periodici di carattere specialistico e divulgativo.

La sezione antica rappresenta nel suo genere uno dei fondi più prestigiosi esistenti nel Sud Italia perché accoglie testi astronomici di indiscutibile valore storico-scientifico. Incrementatasi nel corso degli anni per effetto di importanti donazioni, quale ad esempio quella cospicua effettuata nel 1964 dall’ing. Giuseppe Cenzato, la sua consistenza ammonta a 2659 volumi. Completano ed arricchiscono tale collezione 48 testate di periodici antichi, ossia testate di cui si possiedono annate anteriori al 1831 e circa 300 edite tra il 1831 e gli inizi del 1900.

Nei circa due secoli di vita della biblioteca, nessun volume è stato mai sottoposto ad intervento di recupero e restauro. Pertanto negli ultimi anni l’INAF-OAC sta svolgendo progetti di conservazione, tutela e pubblico uso del patrimonio bibliografico. Inoltre, la dotazione bibliografica dell’INAF-OAC è in buona parte archiviata con procedure informatiche che ne consentono una consultazione anche via web, per garantire l’accesso al pubblico.

Il Museo degli Strumenti Antichi dell'Osservatorio conta circa cento oggetti ed è una testimonianza, unica in tutto il Mezzogiorno continentale, di quello che fu la strumentazione astronomica utilizzata in tutto l'Ottocento e nei primi decenni del Novecento.

La maggior parte della collezione è custodita in una sala adiacente all'auditorium dove fanno bella mostra due pezzi cinquecenteschi provenienti dalla collezione Farnese e il cerchio meridiano di Reichenbach, tra i primi e importanti strumenti dell’Osservatorio. Appartengono, inoltre, al museo il rifrattore di Merz, il grande cerchio meridiano di Repsold e lo strumento dei passaggi di Bamberg alloggiati, rispettivamente, nella cupola centrale dell'edificio monumentale e in due padiglioni del parco della specola. Questi strumenti costituiscono esempi autentici e originali degli ambienti di lavoro del periodo storico cui si riferisce il museo e forniscono, perciò, un'esatta e completa informazione su luoghi, strumenti, accessori e atmosfera in cui si faceva astronomia nel periodo che va dalla fondazione dell'osservatorio napoletano, il 1819, alla metà del XX secolo.

L’INAF-OAC ha programmi di ricerca, competenze e dotazioni tecnico-strumentali di eccellenza che lo rendono una Struttura di riferimento per l’INAF in alcuni settori di rilevanza nazione ed internazionale, nel contesto delle strategie di sviluppo scientifico e tecnologico per i prossimi anni. L’INAF-OAC sulla base delle caratteristiche uniche che possiede è già fulcro di alcuni programmi per i quali riesce a convogliare presso la Struttura fonti di finanziamento idonee a svolgere al meglio i programmi di ricerca di maggiore rilevanza. Per l’attuazione e la realizzazione delle proprie attività scientifiche, l’INAF-OAC può contare su un pool di personale tecnico-amministrativo di elevato profilo professionale.

L’INAF-OAC ha già ottime interazioni con Università ed altri Enti di ricerca della Campania e del sud che vanno ulteriormente approfondite e consolidate. Questo garantisce un bacino per fruttuose collaborazioni di ricerca e per la selezione di giovani ricercatori che possano formarsi, crescere e maturare nell’ambito dei programmi dell’INAF-OAC.

L’INAF-OAC insiste su un territorio nel quale realtà aziendali sono interessate a processi di collaborazione per ricerca e sviluppo e per trasferimento tecnologico di interesse per l’INAF-OAC, anche in combinazione con attività di promozione per il Mezzogiorno.

Infine, l’INAF-OAC assolve da sempre ad un compito di volano per la diffusione della cultura, la divulgazione e la comunicazione in tutte le occasioni offerte da eventi astronomici idonei ad una operazione di interazione col pubblico vasto. Ma l’INAF-OAC è anche attento ad ospitare occasioni di incontro col pubblico non necessariamente legate esclusivamente alle proprie attività istituzionali.

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Stella

Rappresentazione artistica della nascita di una stella all'interno di un globulo di Bok.

Una stella è un corpo celeste che brilla di luce propria. In astronomia e astrofisica il termine designa propriamente uno sferoide luminoso (più o meno perfetto) di plasma (gas altamente ionizzato ad elevate temperature), che genera energia nel proprio nucleo attraverso processi di fusione nucleare; tale energia è irradiata nello spazio sotto forma di onde elettromagnetiche e particelle elementari (neutrini), le quali costituiscono un flusso noto come vento stellare. Buona parte degli elementi chimici più pesanti dell'idrogeno e dell'elio, i più abbondanti nell'Universo, vengono sintetizzati nei nuclei delle stelle tramite il processo di nucleosintesi.

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 supernovae, sono visibili solamente durante la notte come dei puntini luminosi, che appaiono tremolanti a causa degli effetti distorsivi operati dall'atmosfera terrestre (seeing).

Sono oggetti dotati di una massa considerevole, che varia da un minimo di 1,5913 × 1029 ad un massimo di circa 3,9782 × 1032 kg; in unità solari, da 0,08 a 150–200 masse solari (M☉). Gli oggetti con una massa inferiore a 0,08 M☉ sono detti nane brune, corpi a metà strada tra stelle e pianeti che non producono energia tramite la fusione nucleare, mentre non sembrano esistere, almeno apparentemente, stelle di massa superiore a 200 M☉, per via presumibilmente del limite di Eddington. Soggette a variazione sono anche le dimensioni, comprese tra i pochi km delle stelle degeneri (veri e propri "relitti stellari" – nane bianche, stelle di neutroni e buchi neri –) e i miliardi di km delle supergiganti (come ad esempio Betelgeuse, con un raggio di 630 raggi solari – R☉ –, circa un miliardo di km), e le luminosità, comprese tra 10−4 e 106 - 107 luminosità solari (L☉).

Gli astronomi sono in grado di determinare diverse caratteristiche delle stelle, come massa, età, composizione chimica e via dicendo, osservandone spettri, luminosità e moti attraverso lo spazio. La massa è forse la proprietà più importante, poiché riveste un ruolo fondamentale nell'evoluzione e nel destino finale dell'astro; altre caratteristiche, quali diametro, rotazione, moti interni e temperature superficiali (e di conseguenza il colore), sono determinate dallo stadio evolutivo in cui si trova. Una rappresentazione grafica che mette in relazione luminosità e temperatura superficiale, nota come diagramma Hertzsprung-Russell (diagramma H-R), consente di determinare con una certa precisione l'età e lo stadio evolutivo di ciascuna stella.

Le stelle si presentano, oltre che singolarmente, anche in sistemi costituiti da due (stelle binarie) o più componenti (sistemi multipli), legate dalla forza di gravità. Un buon numero di stelle convive in associazioni o ammassi stellari (suddivisi in aperti e globulari), a loro volta raggruppati, insieme a stelle singole e nubi di gas e polveri, in addensamenti ancora più estesi, che prendono il nome di galassie.

Nel corso della storia numerosi filosofi, poeti, scrittori e musicisti si sono ispirati al cielo stellato per la realizzazione delle loro opere e, in diversi casi, si sono interessati direttamente allo studio dell'astronomia.

Il termine "stella" è stato oggetto di numerose etimologie ed interpretazioni da parte dei linguisti. Sino agli inizi del XX secolo due erano le etimologie prevalenti: la prima, proposta dal tedesco Adalbert Kuhn, sosteneva che "stella" derivasse dal latino stella (originariamente sterla), forma sincopata di sterula, che a sua volta deriverebbe dall'ittita shittar e dal sanscrito सितारा (sitara), la cui radice sit- è comune col verbo che significa spargere; secondo quest'etimologia "stella" significherebbe sparsa (per il firmamento). Altri studiosi a lui contemporanei ritenevano che il termine derivasse invece da un arcaico astella, a sua volta derivato dal greco ἀστήρ (astér, in latino astrum), che mantiene la radice indoeuropea as-, di accezione balistica; secondo questa seconda etimologia "stella" significherebbe che scaglia (raggi di luce).

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 sumera o babilonese, riconoscibile anche nel nome della dea Ištar, con cui si indicava il pianeta Venere.

La storia dell'osservazione stellare ha un'estensione vastissima, datata sin dall'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 dicotomia disciplinare tra astronomia e astrologia.

L'uomo, fin dalle sue origini, ha sentito la necessità di ricercare nella volta celeste delle possibili correlazioni tra le proprie vicende ed i fenomeni cosmici. Da questa ancestrale esigenza e dalla fantasia e creatività tipiche dell'essere umano nacquero le costellazioni, che rispondevano ad una serie di requisiti sia di tipo pratico che religioso.

Risalgono al Paleolitico tracce di culti religiosi attribuiti a particolari asterismi, come quello della "Grande Orsa". Studi recenti sostengono che già nel Paleolitico superiore (circa 16 000 anni fa) fosse sviluppato un sistema di venticinque costellazioni.

Nel Neolitico, per meglio memorizzare gli astri, vennero attribuiti agli asterismi somiglianze e nomi, non sempre antropomorfi, alludenti ad aspetti ed elementi della vita agricola e pastorale.

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 pianeti sullo sfondo delle stelle fisse. Un esempio di questa "protoastronomia" è dato dagli orientamenti, secondo un senso astronomico, dei primi monumenti megalitici, come il famoso complesso di Stonehenge, a dimostrare l'antico legame dell'uomo col cielo, ma anche la capacità di compiere precise osservazioni. Il moto apparente del Sole sullo sfondo delle stelle fisse e dell'orizzonte fu utilizzato per redigere calendari, impiegati per regolare le pratiche agricole.

Il sistema delle costellazioni fu perfezionato nel II millennio a.C. dalla civiltà babilonese, che diede gli attuali nomi - quasi tutti di origine sumerica - alle costellazioni zodiacali e creò un calendario lunare, incentrato sul susseguirsi dei fenomeni celesti che scandivano il ciclo delle stagioni. Nella zona di Babilonia è stato rinvenuto un elenco con tutte le costellazioni e gli oggetti celesti visibili, che allora erano disposti nel firmamento non molto diversamente dalla loro attuale posizione. La civiltà mesopotamica aveva anche un grande interesse per l'astrologia, da loro ritenuta una vera e propria scienza.

La civiltà egizia aveva delle elevate conoscenze astronomiche: testimonianza ne è il ritrovamento a Dendera della più antica ed accurata carta stellare, datata al 1534 a.C. Anche i Fenici, popolo di navigatori, avevano buone conoscenze astronomiche. Essi si riferivano già all'Orsa Minore come mezzo di orientamento per la navigazione, e si servivano come indicatore del Nord della Stella Polare, che nel 1500 a.C. doveva essere già molto vicina al Polo Nord celeste.

La moderna scienza astronomica deve molto all'astronomia greca e a quella romana. 48 delle 88 costellazioni moderne furono codificate e catalogate già nel II secolo d.C. dall'astronomo Claudio Tolomeo, ma ancora prima di lui astronomi del calibro di Eudosso di Cnido (V-IV secolo a.C.) ed Ipparco di Nicea (II secolo a.C.) stilarono cataloghi stellari sulla base di quelli prodotti dalle civiltà precedenti da essi stessi studiate. Lo stesso Ipparco, assistendo fortunosamente allo scoppio di una nova nella costellazione dello Scorpione, giunse a dubitare dell'immutabilità della sfera celeste. Inoltre egli, avendo notato, dopo attente osservazioni, che la posizione delle costellazioni era mutata rispetto a quanto annotato dagli astronomi precedenti, arrivò a scoprire il fenomeno della precessione degli equinozi, vale a dire il lento ma continuo cambiamento dell'orientamento dell'asse terrestre rispetto alla sfera ideale delle stelle fisse.

Proprio al tempo dei Greci gli asterismi persero la loro iniziale valenza naturalistica assumendone una prettamente mitologica: si devono infatti alla cultura mitologica della Grecia classica i miti e le leggende legati a gran parte delle costellazioni. I Greci assegnarono inoltre i nomi delle divinità dell'Olimpo ad alcune "stelle" particolari, da loro definite πλανῆται (planētai, vagabondi), che sembravano muoversi rispetto alle stelle fisse: si trattava dei pianeti del Sistema solare. Ne riconobbero però solo sei: infatti di Urano, che appare come una debole stella ai limiti della visibilità ad occhio nudo in un cielo molto scuro, nessuno registrò mai il moto orbitale; Nettuno, invece, risulta completamente invisibile ad occhio nudo. A causa della loro scarsa luminosità, dovuta alla grande distanza, i due pianeti più esterni furono scoperti solo in epoca recente: il primo nel 1781, il secondo nel 1846.

Durante l'epoca medioevale vi fu un generale periodo di stasi nelle ricerche astronomiche dovuto essenzialmente al fatto che gli astronomi cristiani preferirono accettare la cosmologia aristotelico-tolemaica, che risultava in sintonia con gli scritti biblici, rinunciando persino alle osservazioni. Si distinsero però in questo periodo gli astronomi islamici, riscopritori e grandi estimatori dell'Almagesto di Tolomeo, che diedero nomi 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 Abū Rayhān al-Bīrūnī descrisse la nostra galassia, la Via Lattea, come una moltitudine di frammenti dalle proprietà tipiche delle stelle nebulose, calcolando anche la latitudine di alcune stelle durante un'eclissi lunare avvenuta nel 1019.

Anche gli astronomi 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 supernovae in epoca storica, sulle quali redassero ampie e dettagliate relazioni. Una delle più importanti fu quella la cui luce, emessa circa 3000 anni prima di Cristo, raggiunse la Terra il 4 luglio 1054: si tratta di SN 1054, esplosa nella costellazione del Toro, il cui resto è la celebre Nebulosa del Granchio (catalogata secoli dopo dal francese Charles Messier come Messier 1 – M1 –).

I primi astronomi europei dell'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; si trattava in realtà di supernovae, ovvero stelle massicce che concludono la propria esistenza con una catastrofica esplosione.

Nel 1584 Giordano Bruno, nel suo De l'infinito universo e mondi, ipotizzò che le stelle fossero come altri soli e che attorno ad esse potessero orbitare dei pianeti, probabilmente anche simili alla Terra. L'idea però non era nuova, dato che in precedenza era stata concepita da alcuni filosofi della Grecia antica, come Democrito ed Epicuro; pur inizialmente bollata come eresia, l'ipotesi guadagnò credibilità nei secoli successivi e raggiunse il consenso generale della comunità astronomica.

Per spiegare come mai le stelle non esercitassero 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 teologo Richard Bentley, cui forse si ispirò lo stesso Newton.

L'italiano Geminiano Montanari registrò nel 1667 delle variazioni nella luminosità della stella Algol (β Persei). Nel 1718, in Inghilterra, Edmond Halley pubblicò le prime misurazioni del moto proprio di alcune delle stelle più vicine, tra cui Arturo e Sirio, dimostrando che la loro posizione era mutata rispetto al periodo in cui erano vissuti Tolomeo ed Ipparco.

William Herschel, lo scopritore dei 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 ad una determinata zona del cielo, coincidente col centro della Via Lattea, nella costellazione del Sagittario. Suo figlio John ripeté poi le misurazioni nell'emisfero meridionale, giungendo alle stesse conclusioni del padre. Herschel senior disegnò poi un diagramma sulla forma della Galassia, considerando però erroneamente il Sole nei pressi del suo centro.

Il diagramma Hertzsprung-Russell (H-R) è un potente strumento teorico inventato dall'astrofisico statunitense H. N. Russell e dal danese E. Hertzsprung, che mette in relazione la luminosità (riportata in ordinata) e la 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 stadio evolutivo di ogni astro.

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, tutt'ora accettato, seppur con maggiori affinazioni. Le misurazioni effettuate con tale metodo dimostrarono la grande distanza che intercorre tra una stella e l'altra.

Joseph von Fraunhofer ed Angelo Secchi furono i pionieri della spettroscopia stellare. I due astronomi, confrontando gli spettri di alcune stelle (tra cui Sirio) con quello del Sole, notarono delle differenze nello spessore e nel numero delle loro linee di assorbimento. Nel 1865 Secchi iniziò a classificare le stelle in base al proprio tipo spettrale, ma lo schema classificativo attualmente utilizzato fu sviluppato nel corso del Novecento da Annie J. Cannon.

Le 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 ad una compagna invisibile individuata tempo dopo nella nana bianca Sirio B. Edward Pickering scoprì la prima binaria spettroscopica nel 1899, quando osservò che le linee spettrali della stella Mizar (ζ Ursae Majoris) mostravano degli spostamenti regolari in un periodo di 104 giorni. Contemporaneamente le osservazioni dettagliate, condotte su molte stelle binarie da astronomi quali Wilhelm von Struve e Sherburne Wesley Burnham, permisero di determinare le masse delle stelle a partire dai loro parametri orbitali. La prima soluzione al problema di ricavare l'orbita di una stella binaria sulla base delle osservazioni al telescopio fu trovata da Felix Savary nel 1827.

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) potevano essere determinati confrontando la magnitudine rilevata dall'osservazione e quella dalla fotografia. Lo sviluppo della fotometria fotoelettrica consentì delle misurazioni molto precise della magnitudine in molteplici lunghezze d'onda. Nel 1921 Albert A. Michelson eseguì la prima misurazione di un diametro stellare tramite l'utilizzo di un interferometro montato sul telescopio Hooker dell'osservatorio di Monte Wilson.

Un importante lavoro dal punto di vista concettuale sulle 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 H-R. In seguito furono sviluppati dei modelli per spiegare le dinamiche interne e l'evoluzione delle stelle, mentre i progressi conseguiti dalla 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 atmosfere stellari.

I progressi tecnologici dell'osservazione astronomica hanno consentito agli astronomi di osservare le singole stelle anche in altre galassie del Gruppo Locale, l'ammasso cui appartiene la nostra Via Lattea. Recentemente è stato possibile osservare alcune stelle distinte, per lo più variabili Cefeidi, anche in M100, una galassia che fa parte dell'Ammasso della Vergine, posta a circa 100 milioni di anni luce dalla Terra. Al momento non è stato possibile osservare né ammassi stellari né tanto meno singole stelle oltre il Superammasso Locale; l'unica eccezione è stata la debole immagine di un vasto superammasso stellare, contenente centinaia di migliaia di stelle, posto in una galassia distante un miliardo di anni luce da Terra: dieci volte la distanza dell'ammasso stellare più lontano sino ad ora osservato.

A partire dai primi anni novanta sono stati scoperti, in orbita attorno a un cospicuo numero di stelle, numerosi pianeti extrasolari; il primo sistema planetario extrasolare fu scoperto nel 1990 in orbita alla pulsar PSR B1257+12 e consta di tre pianeti, più una probabile cometa. In seguito si sono registrate numerose altre scoperte che hanno portato a più di 270 il numero dei pianeti extrasolari attualmente confermati.

La maggior parte delle stelle è identificata da un numero di catalogo; solo una piccola parte di esse, in genere le più luminose, ha un nome vero e proprio che deriva spesso dalla denominazione originale araba o latina dell'astro. Molti di questi nomi sono dovuti ai miti loro associati, alla loro posizione nella costellazione (come Deneb - α Cygni -, che significa la coda poiché corrisponde alla coda del Cigno celeste), oppure al particolare periodo o alla particolare posizione in cui esse compaiono nella sfera celeste nel corso dell'anno; un esempio in questo senso è Sirio, il cui nome deriva dal greco σείριος (séirios), che significa ardente, scottatore. Infatti gli antichi greci associavano la stella al periodo di maggior caldo durante l'estate, la canicola, poiché dal 24 luglio al 26 agosto l'astro sorge e tramonta con il Sole (levata eliaca), quasi a voler "rafforzare" il già di per sé intenso calore solare.

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 Uranometria) in cui si servì, per denominare le stelle di ciascuna costellazione, delle lettere dell'alfabeto greco (assegnando la lettera α alla più luminosa) seguite dal genitivo del nome della costellazione in latino; 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. 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 coordinata astronomica analoga alla longitudine terrestre) più bassa. A seguito della scoperta delle stelle variabili, si è deciso di assegnare loro una 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.). 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'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.

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.

Le grandezze maggiori, come il raggio di una stella supergigante o ipergigante o il semiasse maggiore di un sistema binario, sono spesso espresse in termini di unità astronomiche (U.A.), una misura equivalente alla distanza media tra la Terra e il Sole (circa 150 milioni di km).

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 e di diverse particolarità spettrali, che consentono di dividerle in classi, a ciascuna delle quali è assegnata una lettera maiuscola. I tipi spettrali più utilizzati sono, in ordine decrescente di temperatura: O, B, A, F, G, K, M; in lingua inglese è stata coniata una frase per ricordare facilmente questa scala: Oh Be A Fine Girl, Kiss Me. Le stelle di tipo O, di colore blu-azzurro, sono le più massicce e luminose, visibili da grandissime distanze, ma anche le più rare; quelle di tipo M, rosse e solitamente grandi appena da permettere che abbia inizio la fusione dell'idrogeno nei loro nuclei, sono invece le più frequenti. Esistono poi diversi altri tipi spettrali utilizzati per descrivere alcuni tipi particolari di stelle: i più comuni sono L e T, utilizzati per classificare le nane rosse meno massicce più fredde e scure (che emettono principalmente nell'infrarosso) e le nane brune; di grande importanza sono anche i tipi C, R ed N, utilizati per le stelle al carbonio, e W, utilizzato per le caldissime ed evolute stelle di Wolf-Rayet.

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 ed O1. Tale classificazione è detta classificazione spettrale di Morgan-Keenan-Kellman.

Le stelle possono essere anche suddivise in gruppi in base agli effetti, strettamente dipendenti dalle dimensioni spaziali dell'astro e dalla sua gravità supeficiale, che la luminosità sortisce sulle linee spettrali. Identificate da numeri romani, le classi di luminosità sono comprese tra la 0 (ipergiganti) e la VII (nane bianche), passando per la III (giganti) e la V (la sequenza principale, che comprende la maggior parte delle stelle, tra cui il Sole); tale classificazione è detta classificazione spettrale di Yerkes.

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 metalli e "var" indica una variabilità nel tipo spettrale.

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.

Col termine "evoluzione stellare" si intendono i cambiamenti che una stella sperimenta nel corso della sua esistenza, durante la quale essa varia, anche in modo molto forte, 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 fisico - 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 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.

La nascita delle stelle è stata osservata con l'ausilio dei grandi telescopi di terra e soprattutto dei telescopi spaziali (in particolar modo Hubble e Spitzer). Le moderne tecniche di osservazione dello spazio nelle varie lunghezze d'onda dello spettro elettromagnetico, soprattutto nell'ultravioletto e nell'infrarosso, e l'importante contributo della radioastronomia, hanno permesso di individuare i luoghi di formazione stellare.

Le stelle si formano all'interno delle nubi molecolari, delle regioni di gas ad "alta" densità presenti nel mezzo interstellare, costituite essenzialmente da idrogeno, con una quantità di elio del 23–28% e tracce di elementi più pesanti. Le stelle più massicce che si formano al loro interno le illuminano e le ionizzano in maniera molto forte, creando le cosiddette regioni H II; un noto esempio di simili oggetti è la Nebulosa di Orione.

La formazione di una stella ha inizio quando una nube molecolare inizia a manifestare fenomeni di instabilità gravitazionale, spesso innescati dalle onde d'urto di una supernova o della collisione tra due galassie. Non appena si raggiunge una densità della materia tale da soddisfare i criteri dell'instabilità di Jeans, la regione inizia a collassare sotto la sua stessa gravità.

Il graduale collasso della nube porta alla formazione di densi agglomerati di gas e polveri oscure, noti come globuli di Bok, che arrivano a contenere una quantità di materia pari ad oltre 50 masse solari. Mentre all'interno del globulo il collasso gravitazionale causa un incremento della densità materiale, l'energia potenziale gravitazionale viene convertita in energia termica, con un conseguente aumento della temperatura: si forma in tal modo una protostella, circondata da un disco che ha il compito di accrescerne la massa. Il periodo in cui l'astro è soggetto al collasso, fino all'innesco, nelle parti centrali della protostella, delle reazioni di fusione dell'idrogeno in elio, è variabile. Una stella massiccia in formazione permane in questa fase per qualche centinaio di migliaia di anni, mentre per una stella di massa medio-piccola dura un periodo di circa 10–15 milioni di anni.

Se possiede una massa inferiore a 0,08 M☉, la protostella non raggiunge l'ignizione delle reazioni nucleari e si trasforma in una fredda e poco brillante nana bruna; se possiede una massa fino ad otto masse solari, si forma una stella pre-sequenza principale, spesso circondata da un disco protoplanetario; se la massa è superiore ad 8 M☉, la stella raggiunge direttamente la sequenza principale senza passare per questa fase. Le stelle pre-sequenza principale si dividono in due categorie: le stelle T Tauri (ed FU Orionis), che hanno una massa non superiore a due masse solari, e le stelle Ae/Be di Herbig, con masse fino ad otto masse solari. Queste stelle sono però caratterizzate da forti instabilità e variabilità, poiché non si trovano ancora in una situazione di equilibrio idrostatico. Un fenomeno tipico della fase T Tauri sono gli oggetti di Herbig-Haro, caratteristiche nebulose a emissione originate dalla collisione tra i flussi molecolari in uscita dai poli stellari e il mezzo interstellare.

Enigmatico è il meccanismo di formazione delle stelle massicce. Le stelle di classe B (≥9M☉), nel momento in cui al loro interno si innescano le reazioni nucleari, si trovano ancora nel pieno della fase di accrescimento, la quale sarebbe contrastata e frenata dalla radiazione prodotta dal giovane astro; tuttavia, come accade per le stelle meno massicce, sembra che si formino dei dischi associati a getti polari che permetterebbero all'accrescimento di proseguire. Analogamente, per quanto riguarda le stelle di classe O (>15M☉), le reazioni subentrano durante la fase di accrescimento, la quale prosegue però grazie alla formazione di enormi strutture toroidali, fortemente instabili.

Le stelle trascorrono circa il 90% della propria esistenza in una fase di stabilità durante la quale fondono l'idrogeno del proprio nucleo in elio a temperatura e pressione elevate; tale fase prende il nome di sequenza principale.

In questa fase ogni stella genera un vento di particelle 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, 10−14 masse solari di materia all'anno, ma le stelle più massicce arrivano a perderne decisamente di più, sino a 10−7 – 10−5 masse solari all'anno; tale perdita può riflettersi in maniera sostanziale sull'evoluzione dell'astro.

La durata della fase di sequenza principale dipende innanzi tutto dalla quantità di combustibile nucleare disponibile, quindi dalla velocità a cui esso è fuso; vale a dire, dalla massa iniziale e dalla luminosità della stella. La permanenza del Sole nella sequenza principale è stimata in circa 1010 anni. Le stelle più grandi consumano il proprio "carburante" piuttosto velocemente ed hanno una vita decisamente più breve (qualche decina o centinaio di milioni di anni); le stelle più piccole invece bruciano l'idrogeno del nucleo molto lentamente ed hanno un'esistenza molto più lunga (decine o centinaia di miliardi di anni).

Oltre alla massa, un ruolo preminente nell'evoluzione dell'astro è rivestito dalla propria metallicità, che influenza la durata della sequenza principale, l'intensità del campo magnetico e del vento stellare. Le vecchie stelle di popolazione II hanno una metallicità minore delle più giovani stelle di popolazione I, poiché le nubi molecolari da cui si sono formate queste ultime possedevano una maggiore quantità di metalli.

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.

Giunte alla fine della propria esistenza, le stelle con masse comprese tra 0,08 e 0,4 masse solari si riscaldano, divenendo per breve tempo delle stelle azzurre, per poi contrarsi gradualmente, diminuendo di luminosità ed evolvendo in nane bianche. Tuttavia, dato che la durata della vita di tali stelle è maggiore dell'età dell'Universo (13,7 miliardi di anni), si ritiene che nessuna di essa sia ancora giunta al termine della propria evoluzione.

Invece le stelle la cui massa è compresa tra 0,4 ed 8 masse solari attraversano, al termine della sequenza principale, una fase di notevole instabilità: il nucleo subisce diversi collassi gravitazionali, incrementando la propria temperatura, mentre gli strati più esterni si espandono e gradualmente si raffreddano, assumendo di conseguenza una colorazione sempre più rossastra. La stella, dopo esser passata per la fase instabile di subgigante, si trasforma in una fredda ma brillante gigante rossa e permane in questa fase per diversi milioni di anni. Quando il nucleo raggiunge una temperatura e una densità tali da permettere l'ignizione della fusione dell'elio in carbonio e ossigeno tramite il processo tre alfa, la stella si è contratta diventando quella che gli astrofisici definiscono "stella del ramo orizzontale". Si stima che il Sole raggiungerà questo stadio tra circa 5 miliardi di anni: le sue dimensioni saranno colossali (circa 100 volte quelle attuali) e il suo raggio avrà una lunghezza prossima ad 1 UA.

Nelle giganti rosse con masse fino a 2,25 masse solari il processo di fusione dell'idrogeno, ormai arrestatosi in un nucleo inerte, costituito completamente da elio, va avanti nello strato immediatamente superiore.

Non appena termina la fusione dell'idrogeno, nella regione nucleare delle stelle tra 2,25 ed 8 masse solari ha subito inizio la fusione dell'elio in carbonio, mentre negli strati superiori l'idrogeno residuo è fuso in elio. Quando l'elio è stato completamente esaurito all'interno del nucleo, lo strato contiguo al nucleo, che in precedenza ha fuso l'idrogeno in elio, inizia a fondere quest'ultimo in carbonio, mentre all'esterno di esso un altro strato fonde una parte dell'idrogeno restante in elio; la stella entra così nel ramo asintotico delle giganti (AGB, acronimo di Asymptotic Giant Branch). Gli strati più esterni di una gigante rossa o di una stella del ramo asintotico delle giganti possono estendersi per diverse centinaia di volte il diametro del Sole, arrivando ad avere raggi dell'ordine dei 108 km (alcune unità astronomiche), come nel caso di Mira (ο Ceti), una stella AGB con un raggio di 5 × 108  km (3 U.A.).

Se la stella ha una massa sufficiente, col tempo è possibile l'innesco anche della fusione di una parte del carbonio in ossigeno, neon e magnesio.

A questo punto la stella può attraversare una fase parallela a quella di gigante rossa, ma con una temperatura superficiale decisamente più elevata, che prende il nome di fase di gigante blu.

Quando termina il processo di fusione dell'idrogeno in elio ed inizia la conversione di quest'ultimo in carbonio, le stelle massicce (con massa superiore ad 8 M☉) si espandono raggiungendo lo stadio di supergigante rossa.

Non appena si esaurisce anche la fusione dell'elio, i processi nucleari non si arrestano ma, complice una serie di successivi collassi del nucleo ed aumenti di temperatura e pressione, proseguono con la sintesi di altri elementi più pesanti: ossigeno, neon, silicio e zolfo.

In tali stelle, poco prima della loro fine, può svolgersi in contemporanea la nucleosintesi di più elementi all'interno di un nucleo che appare stratificato; tale struttura è paragonata da molti astrofisici agli strati concentrici di una cipolla. In ciascun guscio avviene la fusione di un differente elemento: il più esterno fonde idrogeno in elio, quello immediatamente sotto fonde elio in carbonio e via dicendo, a temperature e pressioni sempre crescenti man mano che si procede verso il centro. Il collasso di ciascuno strato è sostanzialmente evitato dal calore e dalla pressione di radiazione dello strato sottostante, dove le reazioni procedono a un regime più intenso. Il prodotto finale della nucleosintesi è il nichel-56 (56Ni), risultato della fusione del silicio, che viene completata nel giro di pochi giorni.

Il nichel-56 decade rapidamente in ferro-56 (56Fe). Poiché i nuclei del ferro possiedono un'energia di legame nettamente superiore a quella di qualunque altro elemento, la loro fusione, anziché essere un processo esotermico (che produce ed emette energia), è fortemente endotermica (cioè richiede e consuma energia).

La supergigante rossa può anche attraversare uno stadio alternativo, che prende il nome di supergigante blu. Durante questa fase la fusione nucleare avviene in maniera più lenta; per via di tale rallentamento, l'astro si contrae e, poiché una grande quantità di energia viene emessa da una superficie fotosferica più piccola, la temperatura superficiale aumenta, donde il colore 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. Una supergigante rossa può in qualunque momento, a patto che rallentino le reazioni nucleari, trasformarsi in una supergigante blu.

Nelle stelle più massicce ormai in una fase evolutiva avanzata un grande nucleo di ferro inerte si deposita al centro dell'astro; in tali oggetti gli elementi più pesanti, spinti da moti convettivi, possono affiorare in superficie, formando degli oggetti molto evoluti noti come stelle di Wolf-Rayet, caratterizzate da forti venti stellari che provocano una consistente perdita di massa.

Quando una stella è prossima alla fine della propria esistenza, la pressione di radiazione del nucleo non è più in grado di contrastare la gravità degli strati più esterni dell'astro. Di conseguenza il nucleo va incontro ad un collasso, mentre gli strati più esterni vengono espulsi in maniera più o meno violenta; ciò che resta è un oggetto estremamente denso: una stella compatta, costituita da materia in uno stato altamente degenere.

Al termine del proprio ciclo evolutivo, una stella con masse comprese tra 0,08 ed 8 masse solari si trasforma in una nana bianca, un oggetto dalle dimensioni piuttosto piccole (paragonabili all'incirca a quelle della Terra) con una massa minore o uguale al limite di Chandrasekhar (1,44 masse solari). Una nana bianca possiede una temperatura superficiale piuttosto elevata (a volte persino superiore a 30 000 K), che col tempo tende a diminuire in funzione degli scambi termici con lo spazio circostante (nel rispetto del secondo principio della termodinamica). Al suo interno la materia si trova in uno stato degenere, in cui gli elettroni, separati dai nuclei atomici, si dispongono attorno ad essi avvicinandosi fino a quando la repulsione elettrostatica non ne impedisce l'ulteriore collasso (pressione degenerativa degli elettroni). In un lunghissimo lasso di tempo, una nana bianca si trasforma in una nana nera. Si tratta però di un modello teorico, poiché sino ad ora non è stata ancora osservata alcuna nana nera; perciò gli astronomi ritengono che il tempo previsto perché una nana bianca si raffreddi del tutto sia di gran lunga superiore all'attuale età dell'Universo.

Se la stella morente ha una massa compresa tra 0,08 e 0,4 masse solari dà luogo ad una nana bianca senza alcuna fase intermedia; se invece la sua massa è compresa tra 0,4 ed 8 masse solari, essa, prima di trasformarsi in nana bianca, perde i suoi strati più esterni in una spettacolare nebulosa planetaria.

Nelle stelle con masse superiori ad 8 masse solari, la fusione nucleare continua finché il nucleo non raggiunge una massa superiore al limite di Chandrasekhar. Oltrepassato questo limite, il nucleo non riesce più a tollerare la sua stessa massa e va incontro ad un improvviso e irreversibile collasso. Gli elettroni urtano contro i protoni dando origine a neutroni e neutrini assieme ad un forte decadimento beta ed a fenomeni di cattura elettronica. L'onda d'urto generata da questo improvviso collasso provoca la catastrofica esplosione della stella in una brillantissima supernova di tipo II o di tipo Ib o Ic, se si trattava di una stella particolarmente massiccia.

Le supernovae hanno una luminosità tale da superare, anche se per breve tempo, la luminosità complessiva dell'intera galassia che le ospita. Le supernovae esplose in epoca storica nella Via Lattea furono osservate ad occhio nudo dagli uomini, che le ritenevano erroneamente delle "nuove stelle" (donde il termine nova, utilizzato inizialmente per designarle) che comparivano in regioni del cielo dove prima non sembravano essercene.

L'energia liberata nell'esplosione è talmente elevata da consentire la fusione dei prodotti della nucleosintesi stellare in elementi ancora più pesanti, quali oro, magnesio ecc; questo fenomeno è detto nucleosintesi delle supernovae. L'esplosione della supernova diffonde nello spazio la gran parte della materia che costituiva la stella; tale materia forma il cosiddetto resto di 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), che si configura stabile poiché il collasso gravitazionale, cui andrebbe naturalmente incontro, è contrastato dalla pressione del neutronio, la particolare materia degenere di cui tali oggetti sono costituiti. Tali oggetti hanno una densità elevatissima (circa 10 17 kg/m3) e sono costituiti da neutroni, con una certa percentuale di materia esotica, principalmente materia di quark, presente probabilmente nel suo nucleo.

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), nessuna forza è in grado di contrastare il collasso gravitazionale ed il nucleo collassa fino a raggiungere dimensioni inferiori al raggio di Schwarzschild: si origina così un buco nero stellare. La materia costituente il buco nero si trova in un particolare stato, altamente degenere, che i fisici non sono ancora riusciti ad esplicare.

Gli strati esterni della stella espulsi nella supernova contengono una grande quantità di elementi pesanti che possono essere reimpiegati in nuovi processi di formazione stellare; tali elementi possono anche permettere la formazione di sistemi extrasolari, che possono contenere, eventualmente, anche dei pianeti di tipo roccioso. Le esplosioni delle supernovae ed i venti delle stelle massicce svolgono un ruolo di primo piano nel plasmare le strutture del mezzo interstellare.

L'interno di una stella di sequenza principale si trova in una condizione di equilibrio in cui le due forze predominanti, la gravità (che ha un verso orientato in direzione del centro della stella) e l'energia termica della massa del plasma (con verso orientato in direzione della superficie) si controbilanciano alla perfezione. Perché questa situazione di stabilità permanga, è necessario che la temperatura del nucleo raggiunga o superi i 107 K; la combinazione dell'elevata temperatura e di una pressione altrettanto elevata favorisce la fusione dei nuclei di idrogeno in nuclei elio, che sprigiona un'energia sufficientemente alta da contrastare il collasso cui la stella andrebbe naturalmente incontro. Tale energia è emessa sotto forma di neutrini e fotoni gamma, che, interagendo col plasma circostante, contribuiscono a mantenere elevata la temperatura assieme all'energia termica del nucleo.

L'interno di una stella stabile si trova in uno stadio di equilibrio sia idrostatico sia termico ed è caratterizzato da un gradiente di temperatura che origina un flusso energetico diretto verso l'esterno.

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 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. 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 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. Le 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.

In gran parte delle stelle la zona convettiva tende a variare nel corso del tempo man mano che la stella procede nella sua evoluzione e la sua composizione interna subisce dei cambiamenti.

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 luminosi e permette la propagazione delle radiazioni nello spazio. Sulla fotosfera compaiono delle zone più scure causate dall'attività magnetica dell'astro: si tratta delle macchie stellari, che appaiono scure poiché hanno una temperatura inferiore a quella del resto della fotosfera.

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 spicule o i flare, circondata da una zona di transizione, dall'ampiezza di 100 km, in cui la temperatura cresce enormemente. Al di sopra si trova la corona, un volume di plasma poco denso ad elevatissima temperatura (oltre il milione di kelvin) che si estende nello spazio per diversi milioni di km. L'esistenza della corona sembra dipendere dalla presenza della zona convettiva in prossimità degli strati superficiali della stella. A dispetto dell'altissima temperatura, la corona emette una quantità relativamente piccola di luce e risulta visibile, nel caso del Sole, solo durante le eclissi.

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 ad interagire col mezzo interstellare, dando origine, soprattutto nel caso delle stelle massicce, a delle cavità del mezzo interstellare dette "bolle".

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, raggio, accelerazione di gravità alla superficie e periodo di rotazione possono essere misurati sulla base dei modelli stellari; la massa inoltre può essere calcolata in maniera diretta in un sistema binario sfruttando le leggi di Keplero combinate con la meccanica newtoniana o tramite l'effetto lente gravitazionale. Tutti questi parametri, associati, possono permettere di calcolare l'età della stella.

Gran parte delle stelle ha un'età compresa tra 1 e 10 miliardi di anni. Vi sono stelle che però hanno età prossime a 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.

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 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 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 nane arancioni e rosse) bruciano il proprio combustibile nucleare molto lentamente arrivando a vivere per decine o centinaia di miliardi di anni.

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 chimico non sono realmente dei metalli. La quantità tali elementi nell'atmosfera stellare è detta metallicità ( o, più spesso, ) 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%; tuttavia il margine d'errore della misura rimane relativamente alto.

Le stelle più antiche (dette di Popolazione II) sono costituite da idrogeno (per circa il 75%), elio (per circa il 25%) ed una frazione molto piccola (<0,1%) di metalli. Nelle stelle più giovani (dette di Popolazione I), invece, la percentuale di metalli sale fino a circa il 2% - 3%, mentre l'idrogeno ed elio hanno percentuali rispettivamente dell'ordine del 70% - 75% e 24% - 27%. Queste differenze sono dovute al fatto che le nubi molecolari, da cui le stelle si originano, sono costantemente arricchite dagli elementi pesanti diffusi dalle esplosioni delle supernovae. La determinazione della composizione chimica di una stella può essere, quindi, utilizzata per determinare la sua età.

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 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.

La stella col minor contenuto di ferro mai misurato è la nana HE1327-2326, con appena un duecentomillesimo del contenuto ferroso del Sole. Al contrario, la stella μ Leonis è ricchissima in "metalli", con una metallicità circa il doppio di quella del Sole, mentre 14 Herculis, attorno alla quale orbita un pianeta (14 Herculis b), ha una metallicità tre volte superiore. Alcune stelle, dette stelle peculiari, mostrano nel proprio spettro un'insolita abbondanza di metalli, specialmente cromo e lantanidi (le cosiddette terre rare).

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, 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.

Oltre al Sole, la stella con la maggiore grandezza apparente è R Doradus, con un diametro angolare di soli 0,057 secondi d'arco.

Le dimensioni angolari del disco di gran parte delle stelle sono troppo piccole per permettere l'osservazione delle strutture superficiali attive (come le macchie) con gli attuali telescopi ottici di terra; pertanto l'unico modo per riprodurre immagini di tali caratteristiche è l'utilizzo di telescopi interferometrici. È possibile misurare le dimensioni angolari delle stelle anche durante le occultazioni, valutando il calo di luminosità di una stella mentre essa è occultata dalla Luna o l'aumento di luminosità della stessa al termine dell'occultazione.

Le dimensioni reali delle stelle sono estremamente variabili: le più piccole, le stelle di neutroni, hanno dimensioni comprese tra 20 e 40 km, mentre le più grandi, ipergiganti e supergiganti, hanno raggi vastissimi, con dimensioni dell'ordine delle Unità Astronomiche: ad esempio quello di Betelgeuse (α Orionis) è 630 volte quello del Sole, circa un miliardo di km (quasi 6,7 UA); tali stelle possiedono tuttavia densità decisamente inferiori a quella del nostro Sole, tanto che la loro atmosfera è assimilabile ad un vuoto spinto. La stella più grande conosciuta è VY Canis Majoris, il cui diametro è quasi 2000 volte quello del Sole: se si trovasse al centro del Sistema solare, la sua atmosfera si estenderebbe sino all'orbita di Saturno.

Una delle stelle più massicce conosciute è l'ipergigante LBV Eta Carinae, la cui massa è stimata in 100–150 volte quella del Sole; tuttavia una simile massa comporta una sensibile riduzione della vita dell'astro, che vive al massimo per alcuni milioni di anni. Un recente studio condotto sulle stelle dell'ammasso Arches suggerisce che 150 masse solari sia il limite massimo raggiungibile da una stella nell'attuale era dell'Universo. La ragione di questo limite non è ancora nota; gli astronomi tuttavia ritengono che ciò sia dovuto in buona parte alla metallicità dell'astro, ma soprattutto al limite di Eddington, che definisce la quantità massima di radiazione luminosa in grado di attraversare gli strati della stella senza provocarne l'espulsione nello spazio.

Le prime stelle, formatesi qualche centinaia di migliaia di anni dopo il Big Bang, dovevano possedere delle masse ancora maggiori (forse oltre 300 masse solari ) per via della totale assenza al proprio interno di elementi più pesanti del litio. Questa primitiva generazione di stelle supermassicce (dette di popolazione III) si è estinta già da miliardi di anni, per cui gli astronomi sono in grado di formulare esclusivamente delle congetture sulla base dei dati attualmente in loro possesso.

Con una massa appena 93 volte quella di Giove, la nana rossa AB Doradus C, membro del sistema stellare di AB Doradus, è la stella meno massiccia conosciuta ad essere alimentata dalle reazioni nucleari. Gli astronomi ritengono che per le stelle dotate di una metallicità simile a quella del Sole la massa minima per innescare la fusione nucleare sia di circa 75 masse gioviane. Un recente studio, condotto sulle stelle meno massicce, ha permesso di scoprire che, se la metallicità è molto bassa, la massa minima perché un astro possa produrre energia tramite la fusione nucleare corrisponde a circa l' 8,3% della massa solare (circa 87 masse gioviane). Una particolare tipologia di oggetti, che prende il nome di nane brune, costituisce l'anello di congiunzione tra le stelle nane ed i pianeti giganti gassosi: la loro massa non è sufficiente ad innescare le reazioni nucleari, ma è comunque nettamente superiore a quella di un gigante gassoso.

La combinazione di raggio e massa determina la gravità superficiale della stella. Le stelle giganti hanno una gravità decisamente minore di quella delle stelle di sequenza principale, che a loro volta hanno una gravità inferiore a quella delle stelle degeneri (nane bianche e stelle di neutroni). Tale caratteristica è in grado di influenzare l'aspetto di uno spettro stellare, causando talvolta un allargamento o uno spostamento delle linee di assorbimento.

I 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) ed il moto proprio (il movimento angolare trasversale).

La velocità radiale si basa sullo shift (lo spostamento secondo l'effetto Doppler) delle linee spettrali ed è misurata in km/s. Il moto proprio è determinato da precise misure astrometriche (dell'ordine dei 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.

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 ellittiche, inclinate verso il piano galattico. La comparazione dei moti di stelle vicine ha anche portato all'identificazione delle associazioni stellari, gruppi di stelle che condividono un medesimo punto di origine in una nube molecolare gigante.

La stella col più alto valore conosciuto di moto proprio è la Stella di Barnard, una nana rossa della costellazione dell'Ofiuco.

Il campo magnetico di una stella è generato all'interno della sua zona convettiva, nella quale il plasma, messo in movimento dai 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. Un risultato dell'attività magnetica sono le caratteristiche 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 anelli coronali ed i flare.

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 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; un esempio fu il minimo di Maunder, durante il quale il Sole andò incontro ad un settantennio di attività minima, in cui il numero delle macchie fu esiguo, se non quasi assente per diversi anni.

La rotazione stellare è il 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 di rotazione, superiore spesso a 100 km/s all'equatore; ad esempio Achernar (α Eridani), una stella di classe spettrale B, ha una velocità di rotazione all'equatore di circa 225 km/s o superiore, il che conferisce all'astro un aspetto schiacciato, con il diametro equatoriale più largo del 50% rispetto al diametro polare. Tale velocità di rotazione è di poco inferiore alla velocità critica di 300 km/s, raggiunta la quale la stella arriverebbe a frantumarsi; il Sole, di contro, compie una rotazione completa ogni 25 – 35 giorni, con una velocità angolare all'equatore di 1,994 km/s. Il campo magnetico ed il vento della stella svolgono un'azione frenante sulla sua rotazione man mano che essa si evolve lungo la sequenza principale, arrivando a rallentarla, lungo questo arco di tempo, anche in maniera significativa.

Le 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. Fanno eccezione le stelle di neutroni, che, manifestandosi come sorgenti radio pulsanti (pulsar), possono avere delle velocità di rotazione elevatissime; la pulsar del Granchio (posta all'interno della Nebulosa del Granchio), ad esempio, ruota 30 volte al secondo. La velocità di rotazione di una pulsar è però destinata a diminuire nel corso del tempo, a causa della continua emissione di radiazioni, che provoca una dispersione del momento angolare rallentando progressivamente l'oggetto.

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, che è normalmente associato alla temperatura effettiva, vale a dire la temperatura di un corpo nero ideale che irradia la propria energia con una luminosità per area superficiale simile a quella della stella presa in considerazione. La temperatura effettiva è però solamente un valore rappresentativo; in realtà le stelle possiedono un gradiente di temperatura che diminuisce all'aumentare della distanza dal nucleo, la cui temperatura raggiunge valori di decine di milioni (talvolta persino miliardi) di kelvin (K).

La temperatura della stella determina il tasso ionizzazione dei differenti elementi, all'origine delle caratteristiche linee di assorbimento degli spettri stellari. Temperatura superficiale, magnitudine assoluta e particolarità delle linee spettrali sono utilizzate nella classificazione stellare.

Le stelle più massicce hanno temperature superficiali molto elevate, che possono arrivare persino a 50 000 K; le stelle meno massicce, come il Sole, hanno invece temperature nettamente inferiori, che non superano qualche migliaio di K. Le giganti rosse hanno delle temperature superficiali molto basse, di circa 3 600-2 800 K, ma appaiono molto luminose poiché la loro superficie radiante possiede un'area superficiale estremamente vasta.

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 nuclei di idrogeno (ciascuno costituito da un solo protone) si fondono per formare un nucleo di elio (due protoni e due neutroni). La massa netta dei nuclei di elio è però minore della massa totale dei nuclei di idrogeno iniziali; la massa in disavanzo non è stata persa, ma è stata convertita in energia secondo l'equazione massa-energia di Albert Einstein: E = mc².

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) ad un massimo di 40 milioni di K (stelle massicce di classe O).

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: il carbonio, il neon e l'ossigeno. La fase finale della nucleosintesi di una stella massiccia è la fusione del silicio, che comporta la sintesi dell'isotopo stabile ferro-56; la fusione del ferro è un processo endotermico, che non può più andare avanti se non acquisendo energia: di conseguenza, le reazioni nucleari si arrestano ed il collasso gravitazionale non è più contrastato dalla pressione di radiazione; la stella, come già visto, esplode ora in supernova.

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 quello del Sole ed una luminosità 62 000 volte quella della nostra stella.

L'energia prodotta tramite le reazioni nucleari viene irradiata nello spazio sotto forma di onde elettromagnetiche e particelle elementari; queste ultime vanno a costituire il vento stellare, costituito da particelle sia provenienti dagli strati esterni della stella, come protoni liberi, particelle alfa e beta, sia dall'interno stellare, come i neutrini.

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.

Oltre che alle lunghezze d'onda del visibile, una stella emette radiazioni anche alle altre lunghezze dello spettro elettromagnetico invisibili all'occhio umano, dai raggi gamma alle onde radio, passando per i raggi X, l'ultravioletto, l'infrarosso e le microonde.

Nota la distanza esatta di una stella dal Sistema solare, ad esempio tramite il metodo della parallasse, è possibile ricavare la luminosità della stella.

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 poli che non all'equatore.

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 e mostrano un importante oscuramento al bordo, vale a dire la luminosità diminuisce man mano che si procede verso il bordo del disco stellare; le stelle più piccole invece, le nane come il Sole, hanno in genere poche macchie, tutte di piccole dimensioni; fanno eccezione le nane rosse a brillamento del tipo UV Ceti, che possiedono delle macchie molto vaste.

La luminosità di una stella è misurata tramite la magnitudine, distinta in apparente ed assoluta. La magnitudine apparente misura la luminosità della stella percepita dall'osservatore; essa dipende dunque dalla luminosità reale della stella, dalla sua distanza dalla Terra e dalle alterazioni provocate dall' atmosfera terrestre (seeing). La magnitudine assoluta o intrinseca è la magnitudine apparente che la stella avrebbe se si trovasse alla distanza di 10 parsec (32,6 anni luce) da Terra, ed è strettamente correlata alla luminosità reale della stella.

Entrambe le scale di magnitudine hanno un andamento logaritmico: una variazione di magnitudine di 1 unità equivale ad una variazione di luminosità di 2,5 volte, il che significa che una stella di prima magnitudine (+1,00) è circa 2,5 volte più brillante di una di seconda magnitudine (+2,00) e, quindi, circa 100 volte più brillante di una di sesta magnitudine (+6,00), che è la magnitudine limite sino alla quale l'occhio umano riesce a distinguere gli oggetti celesti.

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; ad esempio Sirio, la stella più brillante del cielo notturno, ha una magnitudine apparente di −1,44 ma una magnitudine assoluta di +1,41, e possiede una luminosità circa 23 volte quella del Sole. La nostra stella ha una magnitudine apparente di −26,7, ma la sua magnitudine assoluta è di appena +4,83; Canopo, la seconda stella più brillante del cielo notturno, ha invece una magnitudine assoluta di −5,53 ed è quasi 14 000 volte più luminosa del Sole. Nonostante Canopo sia enormemente più luminosa di Sirio, è quest'ultima ad apparire più brillante poiché è nettamente più vicina: dista infatti 8,6 anni luce dalla Terra, mentre Canopo è situata a 310 anni luce di distanza dal nostro pianeta.

La stella con la magnitudine assoluta più bassa rilevata è LBV 1806-20, con un valore di −14,2; la stella sembra essere almeno 5 000 000 di volte più luminosa del Sole. Le stelle meno luminose conosciute si trovano nell'ammasso globulare NGC 6397: le più deboli si aggirano sulla 26a magnitudine, ma alcune arrivano persino alla 28a. Per avere un'idea della piccola luminosità di queste stelle, sarebbe come tentare di osservare dalla Terra la luce di una candelina da torta situata sulla Luna.

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 binarie a eclisse e le stelle che, ruotando, mostrano periodicamente delle macchie che ricoprono una vasta area della loro superficie. Un esempio lampante di binaria a eclisse è Algol, che varia regolarmente la propria magnitudine da 2,3 ad oltre 3,5 in 2,87 giorni.

Le stelle si presentano, oltre che singolarmente, anche in sistemi costituiti da due (stelle binarie, il tipo più comune) o più componenti (sistemi multipli) legate tra loro da vincoli gravitazionali. Per motivi connessi alla stabilità orbitale, i sistemi multipli sono spesso organizzati in gruppi gerarchici di binarie coorbitanti. Esistono anche insiemi più vasti, detti ammassi stellari, che vanno dalle poche decine o centinaia di stelle delle piccole associazioni, fino alle migliaia di astri dei più imponenti ammassi aperti e globulari; questi ultimi arrivano a contenere persino decine di milioni di stelle, come nel caso di Omega Centauri.

È attualmente accertato che la gran parte delle stelle della nostra galassia, prevalentemente 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. 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 stelle massicce di classe O e B, che vanno a costituire le cosiddette associazioni OB.

Le stelle non sono distribuite uniformemente nell'Universo, ma sono normalmente raggruppate in galassie assieme a una certa quantità di gas e polveri interstellari. Recentemente sono state scoperte dal telescopio spaziale Hubble alcune stelle nello spazio intergalattico: si tratta delle cosiddette stelle iperveloci, la cui velocità orbitale è così elevata da consentire loro di vincere l'attrazione gravitazionale della galassia e fuggire nello spazio intergalattico.

Una galassia di medie dimensioni contiene centinaia di miliardi di stelle; tenendo conto che esistono più di 100 miliardi di galassie nell'Universo osservabile , gli astronomi ritengono che le stelle dell'Universo sarebbero nel complesso almeno 70 000 miliardi di miliardi (7×1022), un numero 230 miliardi di volte superiore a quello delle stelle contenute nella Via Lattea (stimato in circa 300 miliardi).

La 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 bilioni (1012) di 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 km/h), si giungerebbe a destinazione dopo almeno 150 000 anni. Simili distanze sono tipiche dell'interno del piano galattico, ma la densità stellare non è costante: infatti tende ad 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 spettacolare avvenimento, ha origine un particolare tipo di stelle, denominato 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).

Nell'avvicendarsi delle epoche storiche furono molti i filosofi, i poeti, gli scrittori e persino i musicisti ad ispirarsi al cielo stellato; in diversi casi, essi stessi si sono interessati in prima persona allo studio dell'astronomia, con riscontri nelle loro opere.

Numerosi sono i riferimenti sulle stelle fatti da importanti letterati dell'antichità greca e romana. Secondo l'astronomo Kenneth Glyn Jones, il primo riferimento conosciuto alle Pleiadi, un famoso ammasso aperto nella costellazione del Toro, è una citazione di Esiodo, risalente circa al XI secolo a.C. Omero ne fa menzione nell'Odissea, mentre nella Bibbia compaiono addirittura tre riferimenti. 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 ciceroniano, o ancora a Marco Manilio e il poemetto didascalico Astronomica, alle Naturales Quaestiones di Seneca, o a Claudio Tolomeo e al suo Almagesto, il più completo catalogo stellare dell'antichità.

Durante l'epoca medioevale si classificava l'astronomia come una delle arti del quadrivio, assieme all'aritmetica, alla geometria e alla musica. 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.

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. Riferimenti astronomici sono presenti anche in diverse liriche del Pascoli (come in Gelsomino notturno) e in Giuseppe Ungaretti, che compose una poesia intitolata Stella.

Nell'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 Notturni, i più importanti dei quali furono composti dal polacco Frédéric Chopin (che ne scrisse 21). Diversi altri riferimenti astronomici sono presenti nelle opere per pianoforte e nella sesta sinfonia di Beethoven. Il genere del Notturno non si esaurì con il Romanticismo, ma proseguì nell'età postromantica; il riferimento importante è dato dai due Notturni nella settima sinfonia di Gustav Mahler e nelle atmosfere notturne ricorrenti nei poemi di Richard Strauss, in particolare nella Sinfonia delle Alpi.

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 "umanistici" sulla natura umana. Altri artisti, quali Albrecht Durer, Étienne L. Trouvelot, Giacomo Balla, Maurits C. Escher, furono persino spinti ad approfondire gli studi astronomici per rappresentarne i concetti scientifici nelle loro opere. Anche Salvador Dalí restò fortemente influenzato dagli sconvolgimenti teorici arrecati alla fisica primo novecentesca da parte della teoria della relatività di Einstein. Altri ancora, come Giotto, Vincent van Gogh e Joan Miró, subirono il fascino irresistibile della volta celeste e, semplicemente, vollero rappresentare il cielo stellato sulla tela o nelle elaborazioni stilistiche a loro più congeniali.

Da tempo immemore le stelle trovano spazio nella cultura popolare. Sebbene le conoscenze popolari del cielo fossero piuttosto ridotte e commiste con numerose leggende, sia risalenti all'epoca precristiana, ma ancora più spesso legate alla religione cattolica, esse avevano un certo grado di complessità e rappresentavano, per così dire, la continuazione di quel sapere astronomico risalente alla preistoria e profondamente legato alla scansione temporale delle attività lavorative nel corso dell'anno.

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 (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 ed alla posizione in cui appariva, il tempo della semina autunnale o primaverile.

Durante la 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 asterismi del Piccolo e Grande Carro, i cui corrispettivi termini dialettali sono le traduzioni dall'italiano. La Via Lattea era definita in certi luoghi la Via di San Giacomo, poiché indicava con una certa approssimazione la direzione del santuario di Santiago di Compostela. Assai familiari erano anche le Pleiadi, che, considerate a lungo una costellazione a sé stante, erano chiamate le Sette sorelle, per via del numero delle stelle visibili ad occhio nudo, oppure erano associate alla figura della chioccia con i suoi pulcini, ragion per cui sono popolarmente note anche come Gallinelle.

L'apparizione delle comete, considerate vere e proprie stelle, era un avvenimento piuttosto raro, ma quando si verificava era considerato un cattivo presagio, che suscitava sempre apprensioni ed angosce. Nella tradizione popolare cristiana, invece, esse hanno assunto una valenza positiva: basti pensare alla Stella di Betlemme, tradizionalmente considerata una cometa, che si ritiene abbia guidato i re magi sino a Betlemme, dove sarebbe nato Gesù. Anche le meteore, popolarmente dette stelle cadenti, rivestivano un ruolo particolare nella cultura popolare: erano infatti considerate un buon auspicio, in particolar modo quelle che comparivano nella notte di San Lorenzo, ovvero le Perseidi.

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 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.

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 e la realizzazione di viaggi interstellari alla ricerca di mondi abitabili orbitanti intorno a stelle differenti dal Sole. Gli autori iniziarono allora ad immaginare delle tecnologie che consentissero di intraprendere viaggi interstellari a velocità superluminali (superiori cioè a quella della luce) ed ambientarono le loro storie su immaginari sistemi extrasolari; questa tendenza divenne predominante quando l'esplorazione del sistema solare mostrò l'improbabilità che nel nostro sistema planetario vi fossero delle forme evolute di vita extraterrestre.

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.

Sebbene buona parte delle stelle nominate dagli autori fantascientifici siano puramente frutto della loro immaginazione, un discreto numero di scrittori ed artisti ha preferito servirsi dei nomi di stelle realmente esistenti e ben note agli astronomi, sia tra le più brillanti del cielo notturno sia tra le più vicine al sistema solare. Alcune di esse tuttavia non sembrano essere, effettivamente, favorevoli allo sviluppo e al sostegno di forme di vita complesse. Stelle molto luminose, come Sirio e Vega, possono contare su una vita di circa un miliardo di anni, un tempo che gli astrobiologi ritengono insufficiente per consentire lo sviluppo di forme di vita complesse. Le giganti rosse sono ugualmente inadatte a supportare la vita, poiché si tratta di stelle fortemente instabili, spesso variabili.

Le stelle effettivamente idonee allo sviluppo della vita, come le deboli nane rosse, possiedono però una luminosità così bassa da renderle invisibili ad occhio nudo; per tale motivo molte di esse non possiedono spesso specifici nomi propri, che le renderebbero interessanti per gli scrittori di fantascienza.

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Source : Wikipedia