Le nane rosse
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La costellazione di Cefeo è ricca di stelle estremamente significative: la d Cephei è il prototipo della più importante classe di stelle variabili, la m Cephei è notevole in quanto la più intensamente rossa tra le stelle visibili ad occhio nudo, ed anche la b Cephei (insieme alla b Canis Majoris) può essere considerata prototipo di una classe di variabili. La VV Cephei è uno straordinario sistema doppio, in cui la componente gigante ha un diametro tale che, messa al posto del nostro Sole,  ingloberebbe persino l’orbita di Saturno!

Dal punto di vista della rappresentatività, la KRG 60 non è certamente da meno. La KRG 60 B, infatti, è, come già detto, una delle stelle meno massive che si conoscano, e quindi possiamo considerarla come il prototipo di una classe inverosimilmente numerosa, ma abbastanza trascurata: quella delle stelle più deboli.

Le nane rosse del tipo spettrale M sono le stelle più numerose della galassia: benché di piccola massa, esse contribuiscono a circa la metà della massa stellare della Via Lattea. La loro gravità realizza un potente effetto di controllo sulla dinamica della Galassia stessa. Eppure, non siamo in grado, a causa della debolezza della loro emissione luminosa, di vederne neppure una ad occhio nudo: per riuscire a intravederne qualcuna, abbiamo bisogno almeno di un binocolo. Ciononostante, lo studio di queste stelle è importante quanto quello delle ben più note e vistose giganti e supergiganti. Tra l’altro, alcuni particolari comportamenti di queste stelle hanno una relazione con l’attività del Sole, ma su una scala di intensità decisamente maggiore, e quindi il loro studio è utile anche per la comprensione di certi fenomeni solari.

La tabella che segue offre una lista, ordinata per luminosità decrescenti, di alcune delle stelle più deboli che conosciamo. Alcune di queste stelle sono visibili anche con un piccolo telescopio, altre sono assolutamente al di là delle possibilità di qualunque strumento amatoriale. Tutte sono molto vicine al sistema solare (la più lontana dista soltanto 27 a. l.): in caso contrario non ci sarebbe telescopio capace di osservarle. La maggior parte di esse fa parte di sistemi doppi, il che ci permette di conoscerne la massa.

Quasi tutte queste stelle queste stelle hanno in questo libro, nelle pagine relative alle costellazione che le ospita, una scheda individuale. Alcune di esse sono troppo deboli per qualunque strumento amatoriale. Più d’una, tra esse, è unica per qualche caratteristica: Proxima è la stella più vicina al nostro Sole, la stella di Barnard è quella che mostra il più elevato moto proprio, la 40 Eridani è uno straordinario sistema le cui componenti sono una nana rossa e una nana bianca, forse l’unica nana bianca alla portata di un piccolo telescopio; la UV Ceti, prototipo delle stelle a flare. In almeno un’occasione ha esibito un brillamento tale da portarla dalla tredicesima alla sesta magnitudine.

Per dare un’idea della debolezza luminosa di queste stelle, paragoniamo lo splendore della Proxima Centauri a quello del Sole, e vediamo che la nostra rossastra vicina risulta ben 26.000 volte più debole della nostra stella. E se la LHS 2924 si trovasse al posto del Sole stesso, ci apparirebbe come un puntolino rossastro di 2’ di diametro, e non sarebbe in grado di eguagliare lo splendore della Luna Piena.

Le nane rosse sono oggetti estremamente freddi, le cui temperature vanno dai 3.900 K della h Cas B ai 2.000 K circa della LHS 2924. A queste temperature, le stelle irraggiano soprattutto nell’infrarosso, al quale il nostro occhio non è sensibile. Se al posto della magnitudine visuale utilizziamo quella bolometrica, che prende in considerazione l’emissione in tutte le bande dello spettro elettromagnetico, queste stelle arriverebbero a risultare fino a 100 volte più brillanti di quanto le vediamo: solo l’1% della loro radiazione è visibile per l’occhio umano.

La massa di una stella è il parametro che controlla la velocità con cui procedono le reazioni termonucleari del nucleo, e di conseguenza determina la luminosità. Al calare della massa il bruciamento dell’idrogeno procede sempre più lentamente, e si calcola che a 0,8 masse solari la vita prevedibile di una stella sia dell’ordine dei 13-15 miliardi di anni, che è l’età attuale stimata dell’universo. Ciò significa che, allo stato attuale dell’evoluzione dell’universo, nessuna nana rossa ha avuto il tempo di evolvere, di uscire dalla sequenza principale: potremmo dire che queste stelle hanno rinunciato alla gloria dello splendore in cambio di una straordinaria longevità.

Longevità che, peraltro, non equivale a quiete né, tanto meno, a prevedibilità: queste stelle sono infatti, in gran parte, abbastanza movimentate. Abbiamo visto che KRG 60 B è arrivata in qualche caso a triplicare, persino, il proprio splendore. Ciò accade grazie al fenomeno del flare (brillamento); tale fenomeno fu riconosciuto per la prima volta nella UV Ceti, stella che, in almeno un’occasione, ha innalzato la propria magnitudine da circa 13 fino a circa 6.

Le stelle a flare sono molto comuni tra le nane di tipo M (ce n’è qualcuna anche di tipo K), e molte di esse sono facilmente accessibili agli strumenti amatoriali. I flare non interessano soltanto il dominio del visibile: li si osserva anche nelle bande radio, nell’ultravioletto e anche nei raggi X, per mezzo di satelliti artificiali. Il fenomeno è frequente anche nel nostro Sole; ma mentre qui rappresentano un fenomeno locale, che interessa volta per volta solo una minima porzione della sua superficie, nelle nane rosse esso coinvolge l’intero corpo stellare.