Classificazione stellare
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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 spettroscopia permette in aggiunta di analizzare gli spettri di emissione delle stelle. Infatti possiamo associare in maniera molto approssimativa il nucleo di una stella ad un corpo nero (corpo ideale che emette tutte le onde elettromagnetiche che assorbe) e tenere conto che ciò che giunge sino ai nostri occhi è uno spettro di "assorbimento" causato dal passaggio della luce ideale prodotta dal corpo nero attraverso gli strati gassosi dell'astro. Di conseguenza analizzando tale spettro di assorbimento è possibile persino intuire la stessa costituzione chimica della stella.
Il primo schema di classificazione spettroscopica, risalente all'Ottocento, si basava solo sulle linee di assorbimento e divideva le stelle in varie classi chiamate con le lettere dell'alfabeto, da A a P. Il sistema moderno ha eliminato molte classi e ha riordinato quelle rimanenti risalendo dalle linee di assorbimento alla temperatura superficiale effettiva. La temperatura è misurata in kelvin, ma per temperature così alte la scala è in pratica uguale a quella Celsius. Le classi oggi usate sono:
- O: 30.000 - 60.000 K stelle blu
- B: 10.000 - 30.000 K stelle blu-bianche
- A: 7.500 - 10.000 K stelle bianche
- F: 6.000 - 7.500 K stelle giallo-bianche
- G: 5.000 - 6.000 K stelle gialle (come il nostro Sole)
- K: 3.500 - 5.000 K stelle gialle-arancio
- M: < 3.500 K stelle rosse
Sono state poi introdotte altre 3 classi comprendenti stelle via via sempre più rosse e via via sempre più fredde. Queste classi sono N, R e S. Pertanto la classificazione completa è data dalle classi O B A F G K M N R S.
Ogni classe è suddivisa in 10 sottoclassi numerate da 0 a 9.
In lingua inglese è stata coniata una frase per ricordarsi facilmente questa scala: "Oh Be A Fine Girl, Kiss Me" (Oh, sii una ragazza gentile, baciami). Per ricordarsi le altre tre classi si può pensare al nome "Serena". Infatti le consonanti in "Serena" sono le ultime tre classi stellari elencate al contrario. La frase completa risulta quindi: "Oh Be A Fine Girl, Kiss Me, SeReNa". Un'altra integrazione molto comune della famosa frase mnemonica è "Oh Be A Fine Girl, Kiss Me Right Now, Sweetheart" (Oh, sii una ragazza gentile, baciami proprio ora, dolcezza).
Questo schema fu definito nel Novecento, da Annie Cannon e lo Harvard College Observatory. Il diagramma H-R collega la classificazione stellare con la magnitudine assoluta, la luminosità e la temperatura superficiale.
La ragione per questa strana disposizione delle lettere è storica. Quando si iniziò a registrare gli spettri delle stelle, si notò che queste presentavano linee spettrali dell'idrogeno molto diverse tra loro, e quindi si definì una classificazione basata sulle linee dell'idrogeno (la serie di Balmer) da A (la più forte) fino a Q (la più debole). Vennero quindi usate le linee di altri atomi, neutri o ionizzati (linee del calcio H&K, linee del sodio D, ecc.). Si trovò in seguito che alcune di queste classi erano dei duplicati, e vennero quindi rimosse. Solo dopo molto tempo si scoprì che l'intensità delle linee dell'idrogeno erano legate alla temperatura superficiale della stella. Questo lavoro fu svolto principalmente dalle "ragazze" dell'Harvard College Observatory, Annie Cannon e Antonia Maury, basandosi sul lavoro di Williamina Fleming. Queste classi sono ulteriormente suddivise usando i numeri arabi da 0 a 9. A0 indica le stelle più calde di classe A, e A9 quelle più fredde.
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[modifica] Classi spettrali
Più recentemente, la classificazione è stata estesa a O B A F G K M L T, dove L e T sono stelle estremamente fredde, o addirittura nane brune.
[modifica] Classe O
Le stelle di classe O sono molto calde e luminose, mostrando un colore decisamente blu. Naos (nella costellazione della Poppa) brilla con una luce pari a un milione di volte quella del Sole. Queste stelle hanno forti linee dell'elio neutro e ionizzato, e solo deboli linee dell'idrogeno. La maggior parte della luce da loro emessa è composta da raggi ultravioletti.
[modifica] Classe B
Le stelle di classe B sono anch'esse molto luminose e molto calde, anche se non come le precedenti. Rigel (nella costellazione di Orione) è una supergigante di tipo B. I loro spettri mostrano linee dell'elio neutro e dell'idrogeno. Le stelle O e B sono molto potenti, ma di vita breve. Non hanno letteralmente il tempo di allontanarsi molto dal loro luogo di nascita, e tendono perciò a presentarsi in ammassi chiamati associazioni OB, che sono spesso associate con le nubi molecolari giganti. La costellazione di Orione, quasi per intero, fa parte dell'associazione Orion OB1, che compone la maggior parte di un braccio di spirale della Via Lattea.
[modifica] Classe A
Stelle di tipo A sono la maggioranza di quelle visibili ad occhio nudo. Deneb (nel Cigno) è un'altra stella di luminosità formidabile, mentre Sirio è anch'essa di classe A, ma neanche lontanamente comparabile. Come le altre stelle di classe A, sono entrambe stelle bianche. Molte nane bianche sono anch'esse di classe A. Presentano forti linee dell'idrogeno e anche di metalli ionizzati.
[modifica] Classe F
Le stelle F sono più fredde delle A. Un esempio è Fomalhaut nella costellazione del Pesce Australe. I loro spettri sono caratterizzati da linee di idrogeno più deboli e alcuni metalli ionizzati. Il loro colore è bianco con una tinta gialla.
[modifica] Classe G
Le stelle G sono probabilmente le meglio conosciute, perché il nostro Sole è di questo tipo. Hanno linee di idrogeno ancora più deboli delle F, ma mostrano righe di metalli neutri accanto a quelle dei metalli ionizzati. Il tipo G è la sede del "Vuoto evoluzionario giallo": le stelle supergiganti spesso si spostano tra i tipi O o B (blu) e quelli K e M (rosso). Durante questi movimenti, passano solo brevemente per il tipo G perché è uno stadio altamente instabile per una supergigante.
[modifica] Classe K
Le stelle K sono leggermente più fredde del Sole, e di colore arancione. Alcune sono stelle giganti (come Arturo) e supergiganti, mentre altre come Alfa Centauri B, la secondaria del sistema di Alfa Centauri sono stelle di sequenza principale. Hanno linee dell'idrogeno estremamente deboli.
[modifica] Classe M
Le stelle di classe M sono di gran lunga le più numerose. Tutte le nane rosse appartengono a questa classe, e sono comunissime: si calcola che circa il 90% di tutte le stelle siano nane rosse. Nonostante questa abbondanza, nessuna nana rossa è visibile ad occhio nudo nel cielo notturno, perché sono estremamente deboli: Proxima Centauri, la stella più vicina al Sole, è una nana rossa, ed occorre un telescopio di dimensioni rispettabili per osservarla. La classe M ospita anche molte stelle giganti e supergiganti, come Antares e Betelgeuse, e come le variabili Mira. Lo spettro delle stelle di classe M mostra linee attribuibili a molecole (la temperatura è abbastanza bassa perché gli atomi possano legarsi tra loro), ma l'idrogeno è in genere assente. Una riga spesso molto prominente è quella dell'ossido di titanio.
[modifica] Classe L
La recente classe L contiene stelle di colore rosso molto scuro, che brillano principalmente nell'infrarosso. I loro gas sono abbastanza freddi da permettere a idruri metallici e vari metalli di mostrarsi nello spettro.
[modifica] Classe T
Alla fine della scala si trova la T. In questa classe si trovano sia stelle appena abbastanza grandi da potersi definire tali, sia alcuni oggetti substellari, le cosiddette nane brune. Sono oggetti praticamente neri, che emettono poca o nessuna luce visibile ma molta radiazione infrarossa. La loro temperatura superficiale è di appena 1000 kelvin (700 °C), contro i 50.000 gradi da cui partono le stelle O, all'inizio della scala. Nelle stelle di tipo T possono formarsi molecole complesse, come mostrano le spesso forti linee del metano nei loro spettri.
Lungo tutta la scala da O a M, le stelle dei vari tipi sono sempre più numerose, ed esistono svariate migliaia di nane M per ogni stella O. Non è chiaro se questo andamento continui anche nei tipi T e L, che dovrebbero essere quindi ancora più numerosi delle M. Recenti ricerche suggeriscono che sia così, per via della competizione tra le protostelle in via di formazione: la prima a formarsi si approprierà di quasi tutto il gas disponibile, e le sue vicine dovranno accontentarsi di dimensioni molto più modeste. Poiché, inoltre, la vita di una stella si allunga al diminuire della sua massa, le stelle più piccole aumentano continuamente di numero (nessuna stella sotto le 0,8 masse solari è morta nella vita della galassia).
[modifica] Altri tipi spettrali
Sono occasionalmente usati i tipi R, N, S e W.
Le stelle R e N sono stelle giganti con alto contenuto di carbonio, che scorrono parallele alla normale classificazione a partire circa dalla metà della classe G fino alla fine della classe M. Queste stelle sono state recentemente riclassificate in una classe unica del carbonio, C, con la vecchia N0 che parte all'incirca da C6.
Le stelle S hanno abbondanze relative quasi uguali di carbonio e ossigeno, entrambi presenti sotto forma di molecole di CO. In stelle così fredde da permettere al CO di formarsi, questa molecola tende ad inglobare tutto l'elemento meno abbondante, risultando così in un "ossigeno in eccesso" nella normale sequenza principale, in "carbonio in eccesso" nella sequenza C, e in niente nella sequenza S. Le stelle S mostrano linee dell'ossido di zirconio ZrO2 invece che del diossido di titanio TiO2, e si trovano a metà tra le stelle M e quelle al carbonio.
In realtà la relazione tra queste stelle e la sequenza principale tradizionale suggerisce un ampio intervallo di variabilità dell'abbondanza del carbonio, che se ulteriormente indagato potrebbe aggiungere un'altra dimensione al sistema di classificazione stellare.
Le stelle W (o WR) sono le Stelle di Wolf-Rayet, con Teff compresa tra 25.000 e 50.000 K, molto massicce (oltre 20 M☉) e con venti stellari molto forti.
[modifica] Tipi spettrali non stellari
Infine, vi sono due tipi spettrali, P e Q, usati per oggetti non stellari: P sono nebulose planetarie, Q sono novae, o occasionalmente stelle di neutroni.
[modifica] Classificazione spettrale di Yerkes
La classificazione spettrale di Yerkes, chiamata anche il sistema MKK, è un sistema di classificazione spettrale introdotto nel 1943 da William W. Morgan, Phillip C. Keenan e Edith Kellman dello Yerkes Observatory.
Questa classificazione si basa su linee spettrali sensibili alla gravità superficiale della stella, la quale è in genere legata direttamente alla sua luminosità, invece che alla temperatura come la tradizionale classificazione di Harvard: infatti, poiché il raggio di una stella gigante è molto più elevato di quello di una stella nana, le loro masse possono essere all'incirca comparabili; la gravità e quindi la densità e la pressione dei gas superficiali sono molto inferiori per la stella gigante.
Tutte queste differenze si manifestano come effetti di luminosità, che influenzano sia la larghezza che l'intensità delle linee spettrali.
Questa classificazione distingue sette tipi diversi di stelle:
- I supergiganti
- Ia supergiganti più luminose
- Ib supergiganti meno luminose
- II giganti luminose
- III giganti normali
- IV subgiganti
- V stelle di sequenza principale (nane), come il Sole
- VI subnane (usata raramente)
- VII nane bianche (usata raramente)
[modifica] Alcune statistiche
La stima della percentuale di stelle della Via Lattea appartenenti alle varie classi è resa difficile da due principali fattori:
- l'incidenza delle nane rosse, di gran lunga le più numerose, non è ancora accertata, a causa della bassissima luminosità che le rende inosservabili a grandi distanze anche ai più potenti telescopi. Le stime variano da un minimo del 70% fino all'85% del totale; recenti studi indicano quest'ultimo valore come il più probabile.
- il centro della galassia e tutta la parte che stà al di là di esso sono inosservabili nel dominio ottico a causa delle polveri interstellari, che impediscono il passaggio della luce fino a oltre il 99,9%. L'uso di strumenti capaci di rivelare i raggi infrarossi può supplire solo in parte a questo problema.
Per quanto riguarda le stelle di classe spettrale G, quella del Sole, ne sono state individuate 511 entro una distanza di 100 a.l. dal Sole, 63 entro 50 a.l. e 6 entro 20 a.l. Si ha motivo di credere che siano tutte quelle presenti a queste distanze.[1]
[modifica] Valori indicativi per la Via Lattea
La stima del numero di stelle della Via Lattea, indicata inizialmente in circa 100 miliardi, è stata poi molto aumentata a causa soprattutto della scoperta che le nane rosse sono molto più numerose di quanto si pensava. Anche il numero delle pulsar, considerando che la gran parte non può essere osservata, è molto più alto delle stime iniziali. Il valore attualmente più accettato è di circa 300 miliardi, ma alcuni ipotizzano si possa arrivare a quasi 400 miliardi.
Non c'è accordo attualmente sull'incidenza delle varie classi, ma valori indicativi possono essere i seguenti:
- O : < 0,00001% (blu)[2]
- B : < 0,01% (blu-bianche)
- A : ~ 1% (bianche)
- F : ~ 3% (giallo-bianche)
- G : ~ 6% gialle (Sole)
- K : ~ 10% (gialle-arancio)
- M : ~ 80% (nane rosse)
[modifica] Note
- ^ G-type Stars
- ^ Si stima che le stelle di classe O siano non più di 20.000 nella nostra galassia O-type Stars
[modifica] Voci correlate
