La temperatura delle stelle è alta in superficie e certamente ancora maggiore quando ci si addentra negli strati interni. In queste condizioni nessuna sostanza può esistere allo stato solido o liquido: una stella deve quindi essere un enorme globo allo stato gassoso. Questa sfera di gas possiede un'altra proprietà co­mune a tutte le stelle e che le distingue dai pianeti: essa emette energia. Sappiamo che l'età della Temi si aggira sui 4,5 miliardi di anni, periodo durante il quale il Sole ha irraggiato energia a ritmo costante. Deve quindi esistere all'interno di ogni stella una fonte di energia e devono esistere meccanismi capaci di trasmettere questa energia in superficie senza alterare l'equilibrio degli strati superficiali per periodi di tempo lunghissimi (la durata di vita di una stella come il Sole sulla sequenza principale è di circa 10 miliardi di anni). Sono queste le basi fondamentali su cui si appoggia la teoria della struttura stellare.

La massa di gas che costituisce una stella è sottoposta a due forze opposte, l'attrazione gravitazionale, che tende a unire in una sfera compatta tutto il gas, e la pressione interna, che impedisce il collasso di questa massa: le due forze si equilibrano dando luogo ad una sfera di gas in equilibrio idrostatico. Poiché la pressione aumenta avvicinandosi al centro della stella dato che cresce il peso degli strati sovrastanti, anche l'attrazione gravitazionale deve aumentare nell'interno stellare. Prendendo il Sole come esempio di stella tipica e applicando la legge dell'equilibrio idrostatico si calcola che la pressione al centro sia di qualche miliardo di atmosfere . Il gas in queste condizioni estreme di pressione deve essere a temperature elevatissime: la temperatura centrale del Sole infatti è di circa 15 milioni di gradi. A temperature di questo ordine non solo non possono esistere solidi o liquidi, ma anche il gas esiste sotto forma di plasma, cioè gli atomi che lo compongono sono dissociati in ioni ed elettroni. Spostandosi idealmente dal centro agli strati superficiali del Sole si osserva che la temperatura decresce fino a raggiungere circa 6000 K nella fotosfera.

Le leggi della fisica ci insegnano che il trasporto dell'energia (nel nostro caso l'energia termica che si propaga dall'interno verso gli strati superficiali) può avvenire attraverso tre meccanismi: conduzione, convezione e radiazione. Il meccanismo della conduzione è molto efficace nei solidi, in particolare nei metalli, ma trascurabile nei gas. Il meccanismo della convezione, che implica un moto delle particelle, è efficace nei fluidi: l'acqua in ebollizione è un classico esempio di trasporto per convezione. Anche nelle stelle, o almeno in alcuni strati, vi è trasporto per convezione, perché delle bolle gassose calde si muovono verso la superficie, dove cedono il loro calore e ridiscendono poi verso l'interno. Colonne di gas caldo in ascesa e altre di gas più freddo che ritorna verso l'interno si osservano anche nella fotosfera del Sole e sono la causa della struttura granulare delle fotografie ad alta risoluzione del disco solare. Tuttavia il mezzo più efficace con cui l'energia prodotta nell'interno di una stella è trasportata verso la sua superficie è quello della radiazione. I fotoni di alta energia che provengono dall'interno cedono energia attraverso assorbimento e diffusione da parte delle particelle del plasma. L'energia interna della stella è quindi trasportata verso l'atmosfera da dove emerge nello spazio interstellare. La luminosità rappresenta una perdita di quell'energia che si origina nel nuclèo attraverso reazioni di fusione termonucleare.

Solo in periodi particolari della vita di una stella l'energia può essere prodotta dalla contrazione gravitazionale; quando la massa gassosa che compone la stella è in fase di contrazione si riscalda per una legge generale della fisica (per lo stesso fenomeno per cui si riscalda la pompa con cui gonfiamo le gomme di una bicicletta) ed emette energia termica indipendentemente da altre fonti interne. Ma questo può avvenire solo per periodi relativamente brevi. Se il Sole irraggiasse per effetto della sola energia gravitazionale, la sua vita non potrebbe superare i 15 milioni di anni, in contraddizione con quanto ci dicono gli studi geologici.

Durante la maggior parte della sua vita una stella irraggia perché nel suo nucleo centrale, attraverso un processo di nucleo-sintesi, i nuclei degli elementi leggeri ''bruciano", trasformandosi in nuclei di elementi più pesanti e liberando in tal modo enormi quantità di energia. In particolare, la conversione di idrogeno in elio nel nucleo del Sole è sufficiente a garantire all'astro una durata di almeno l0 miliardi di anni a partire dalla sua formazione, sempre mantenendo una capacità di irraggiamento costante, pali a quella attuale. Poiché l'intero sistema solare ha un'età che non supera i 5 miliardi di anni, la possibilità di osser­vare variazioni nella luminosità solare è ancora molto remota.

Atmosfere stellari

 In prima approssimazione, come abbiamo detto, una stella irraggia come un corpo nero, il quale a sua volta emette energia in un modo che dipende solo dalla sua temperatura e dalla lunghezza d'onda di osservazione. Ora, il gas che forma la stella è parzialmente trasparente solo in corrispondenza degli strati superficiali, poiché, se ci si sposta verso l'interno, all'aumentare della densità aumenta anche l'opacità del gas così come un filtro più è denso e meno luce lascia trasparire.

Come già ricordato, lo spessore globale degli strati atmosferici di una stella è sempre una piccola frazione, dell'ordine di qualche millesimo al massimo, del raggio della stella; solo da questi strati parte della energia prodotta all'interno può sfuggire e, dopo aver attraversato lo spazio interstellare, che è costituito da gas e polveri a cui si dà il nome di mezzo interstellare, raggiungere la Terra. La temperatura e la pressione che regnano in questi strati superficiali definiti come atmosfera stellare non sono costanti, ma decrescenti via via che ci si avvicina alla superficie stellare. La definizione stessa di superficie stellare non è immediata: non esiste una separazione netta tra gli strati più alti dell'atmosfera stellare e il mezzo interstellare che circonda la stella; densità e temperatura del gas stellare diminuiscono gradualmente fino a confondersi con quelli del mezzo interstellare. La superficie stellare è quella regione al di là della quale non si osserva più emissione di radiazione da parte della stella. Per queste ragioni l'atmosfera stellare è definita come quello strato di gas stellare il cui limite superiore corrisponde agli strati in cui l'emissione diventa trascurabile nel visibile, perché a densità troppo bassa, e il cui limite inferiore è situato in corrispondenza degli strati in cui il gas stellare diventa completamente opaco. Le stelle nane o appartenenti alla sequenza principale hanno atmosfere dense di piccolo spessore, al contrario delle stelle giganti in cui l'atmosfera presenta in media densità minore ed estensione geometrica assai maggiore.

Quando si parla di valore della temperatura (o di alti parametri atmosferici) si intende un valore medio della temperatura dei vari strati e quindi solo un valore approssimato della situazione realmente esistente. A seconda del tipo di misura che si compie si possono derivare valori leggermente diversi della temperatura: così dalla differenza tra due magnitudini si ricava la temperatura dal colore; dal confronto tra l'emissione totale della stella e quella del corpo nero si ottiene la temperatura efficace ecc.; ciò indica che l'atmosfera stellare non è in equilibrio termico come il corpo nero e non è possibile per essa definire una temperatura uniforme e dare alla temperatura un significato univoco.

Inoltre, quando si osserva uno spettro stellare si nota che esso è costituito da uno spettro continuo e brillante rispetto alle righe di assorbimento che lo solcano in gas atmosferico è più opaco in corrispondenza delle righe che nelle zone del continuo che ne sono prive; la radiazione che emerge alle lunghezze d'onda dove è presente una riga atomica o una banda molecolare proviene in media da strati più superficiali di quelli responsabili dell'emissione del continuo.

L'analisi dell'intensità dell'emissione continua alle varie lunghezze d'onda, unita a quella della forma e intensità delle righe stellari costituisce un complesso capitolo dell'astrofisica, il cui scopo essenziale è quello di determinare come variano con la profondità i vari parametri, quali temperatura e densità, e di risalire poi alla composizione chimica della stella. L'intensità di una riga dipende infatti dal numero di atomi dell'elemento responsabile della formazione di quella riga, ma dipende anche in modo determinante dalle condizioni fisiche dell'atmosfera. Ad esempio, la densità di una stella gigante è inferiore a quella di una stella nana; a parità di temperatura, per effetto della diversa densità del gas, la percentuale di atomi ionizzati è maggiore nella stella gigante, mentre nella stella nana è maggiore la percentuale di atomi neutri. Lo spettro di righe di queste due stelle appare quindi diverso; dal confronto delle righe di atomi allo stato neutro e ionizzato si può risalire alla luminosità delle stel­le e quindi collocarle correttamente sul diagramma HR.

Anche se la composizione chimica presenta solo piccole variazioni da stella a stella, ha una grande importanza lo studio della percentuale di elementi di maggior massa atomica presenti in stelle che occupano posizioni diverse entro la Galassia. Infatti, come diremo tra poco, la composizione chimica di un'atmosfera stellare è la stessa di quella del materiale galattico da cui la stella si è formata e il suo studio fornisce utili indicazioni sull'età della stella stessa.