Prisma

Classificazione delle stelle

La principale clssificazione delle stelle viene fatta su base spettrale con l' uso di strumenti chiamati spettrometri che sfruttando le proprietà di rifrazione dei prisma trasparenti, sono in grado di decomporre la radiazione luminosa nelle sue lunghezze d'onda e misurarne l'intensità e la composizione chimica (vedi figura a lato).

Gli spettri ricavati dalle sorgenti luminose possono essere di 2 tipi:

  • Di emissione - Si formano ogniqualvolta la materia emette radiazione elettromagnetica. Si distinguono in spettri di emissione continui (sono presenti tutte le radiazioni monocromatiche in una serie continua.) e spettri di emissione a righe (Un gas o un vapore riscaldato emette una radiazione discontinua, formata solo da poche componenti monocromatiche).
  • Di assorbimento - quando la radiazione continua proveniente da un corpo solido o liquido passa attraverso un gas od un vapore, si constata che allo spettro continuo mancano certe radiazioni monocromatiche, le quali sono state assorbite dal gas interposto. In pratica si riscontra che i gas ed i vapori assorbono le stesse radiazioni monocromatiche che emettono, per cui lo spettro di assorbimento risulta l'esatto negativo dello spettro di emissione a righe (vedi figura sotto).

spettrometro

 

Da ogni stella, quindi, si può ricavare una immagine spettrale che è una sorta d' impronta digitale in base alla quale ne viene effettuata una classificazione.

Una prima classificazione, detta MK (acronimo di Morgan, Keenan e Kellman gli astronomi che la idearono) si basa sulla classe di luminosità espressa dai numeri romani I a VII (a volte si aggiunge anche la zero relativo alle ipergiganti). Tale classe è assegnata sulla base della larghezza di certe linee di assorbimento nello spettro della stella che si è scoperto essere collegata alla temperatura ed alla gravità superficiale, che a sua volta ha rapporti con la luminosità (vedi tabella sotto).

 
ClasseTipoDescrizione
0 Ipergiganti fino a 100 masse solari, grandi anche 2000 volte più del Sole
I Supergiganti da 10 a 50 masse solari, possono essere 1000 volte più grandi del Sole
II Giganti Brillanti: stanno al limite tra le Supergiganti e le Giganti.
III Giganti grandi almeno 18 volte più il Sole, la loro massa non è necessariamente elevata.
IV Sub-Giganti stanno al limite tra le Giganti e le Stelle di Sequenza Principale.
V Stelle di Sequenza Principale: tutte le stelle giovani, di qualsiasi dimensione e massa.
VI Sub-Nane: stanno al limite per luminosità tra Stelle di Sequenza Principale e Nane Bianche
VII Nane bianche stelle degeneri che possiedono una massa molto elevata, ma una dimensione e luminosità bassissime.

 

Un' altra classificazione delle stelle (ideata dall' astronomo Harverd) viene fatta con le lettere O, B, A, F, G, K, M in base al loro colore e quindi temperatura (ciascuna classe poi viene suddivisa in sottoclassi da 0 a 9). C'è una frase inglese che aiuta a ricordare l'ordine: Oh, Be A Fine Girl, Kiss Me! (Oh, sii una ragazza gentile, baciami!). L'immagine qui sotto rappresenta quanto appena detto utilizzando i gradi Kelvin. Rricordiamo che : T(°C) = T(K) - 273,15).

 

Classificazione di  Harverd

Una ulteriore distinzione delle stelle viene fatta con l' uso del diagramma HR. Quest' ultimo, ideato dagli astronomi Hertzsprung-Russell attorno al 1910, ordina tutte le stelle esaminate in un sistema di assi cartesiani dove, sull’asse delle ordinate viene riportata la luminosità (in termine tecnico, la “magnitudine diagramma HRvisuale assoluta”) e su quello delle ascisse il loro colore (tipo spettrale), legato alla temperatura della stella in superficie. Si è visto che la maggior parte delle stelle si raggruppano su una diagonale, detta sequenza principale, che mette in relazione la temperatura e la luminosità (più una stella è luminosa più è “calda”). Fanno eccezione tre gruppi di stelle: le giganti e le supergiganti, molto luminose ma relativamente fredde, e le nane bianche, calde e poco luminose. Questo diagramma è si è rivelato indispensabilei per comprendere l'evoluzione stellare e le caratteristiche fisiche delle singole stelle e degli agglomerati stellari. Esso permette di capire quali cambiamenti una stella subirà durante la sua vita, e di conseguenza di risalire all’età di una stella. Nel tempo, infatti, le stelle si trasformano, cambiando le loro caratteristiche, e di conseguenza sarà mutata la loro posizione nel grafico.
Le stelle nella sequenza principale sono le più stabili: per questo motivo “sostano” in questa zona per molto tempo. Le giganti rosse e le nane bianche sono soltanto stadi evolutivi finali di stelle che si trovavano originariamente nella sequenza principale.