Classificazione delle stelle

Le stelle

Dal nostro punto di osservazione (il pianeta Terra) percepiamo le stelle esclusivamente per la loro luminosità. Per questo motivo, sin dall' antichità, le stelle sono state classificate in base alla loro intensità luminosa definita come magnitudine. Oggi, pur disponendo di potenti telescopi, se li puntassimo verso una qualsiasi stella, vedremmo sempre e solo un puntino, più o meno, luminoso. Ne deriva che, la luce emessa dalle stelle, resta sempre la principale grandezza fisica che ci consente di studiarle per approfondirne la conoscienza.
Oggi però, nuove scoperte e nuove tecnologie ci consentono di analizzare, la piccola radazione luminosa proveniente da una stella, con strumenti di indagine capaci di fornirci molteplici informazioni circa la sua natura.
Ne deriva che attualmente la principale clssificazione delle stelle viene fatta, sempre esaminando la loro luce, ma su base spettrale ovvero con l' uso di strumenti chiamati spettrometri che sfruttando le proprietà di rifrazione della luce 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).

Il primo ad accorgersi che gli spettri delle stelle sono solcati da zone di assorbimento fu padre Angelo Secchi il quale, nel 1866 ,classificò circa 4000 stelle in quattro diverse tipologie distinte (numerate da I a IV) in base all'importanza delle linee di assorbimento osservate nello spettro.

Classificazione di Secchi

Da ogni stella, quindi, si può ricavare una immagine spettrale che è una sorta d' impronta digitale in base alla quale si ricavano alcuni tratti salienti che le distinguono o le accomunano le une con le altre.
Quindi, riassumendo le stelle possono essere classificate in base alle loro righe di assorbimento. Queste righe, come vedremo, dipendono per lo più dalla temperatura superficiale della stella. Infatti si è notato che la presenza e l' intensità di alcune linee di assorbimento negli spettri stellari erano strettamente legate alla temperatura superficiale della stella.
Questo ha consentito di determinare la relazione che esiste tra l'intensità relativa di due linee di assorbimento e la temperatura del gas che le produce, quindi di risalire alla temperatura superficiale della stella. Ciò a trovato conferma anche dalle analisi fotometriche
Da successive analisi si è capito che le stelle sono simili a "corpi neri" cioè sono in grado di emettere ed assorbire qualsiasi radiazione elettromagnetica, e che la loro variazione di colore è una diretta conseguenza delle loro temperature superficiali.
Infatti, quando un corpo nero si scalda inizialmente emette radiazione nelle frequenze dell'infrarosso; un ulteriore aumento della temperatura porta il corpo a diventare incandescente e rosso, poi arancione, poi giallo, poi bianco e infine azzurro. Se la temperatura aumenta ancora, il corpo emette la maggior parte della radiazione nella banda dell'ultravioletto. I colori che ci appaiono sono il frutto della combinazione di emissioni di diverse lunghezze d'onda. Le stelle più calde ci appaiono blu perché emettono la maggior parte della loro energia nella parte blu dello spettro; le stelle meno calde emettono invece soprattutto nella parte rossa dello spettro. Il punto dello spettro in cui avviene la maggiore emissione dipende dalla temperatura. La legge di Wien mette in relazione la temperatura di un corpo nero e la lunghezza d'onda per la quale è massima la radiazione emessa dal corpo stesso.
Sulla base di queste conoscenze è stato possibile effettuare ulteriori classificazioni delle stelle.

Classificazione di Harvard (Temperatura / Colore)

Una prima classificazione delle stelle (ideata nel "Harvard College Observatory" agli inizi del XX secolo) viene fatta con le lettere O, B, A, F, G, K, M in base al loro colore e quindi temperatura superficiale. Per aumentarne la precisione ciascuna classe poi è stata suddivisa in sottoclassi numerate 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!).

Classi di Harvard

CLASSE O - Stelle bianco-azzurre di altissima temperatura fra 28.000°K e 50.000°K . Solo poche righe solcano lo spettro continuo e sono più che altro righe dell’elio neutro e ionizzato, nonché deboli righe dell’idrogeno. Un esempio è Naos (nella costellazione della Poppa) che brilla un milione di volte in più rispetto al Sole
CLASSE B - Stelle bianco-azzurre sui 9.600°K – 28.000°K . Mostrano righe dell’elio neutro mentre non ci sono più quelle dell’elio ionizzato; le righe dell’idrogeno sono più intense che nella classe O. Rigel (nella costellazione di Orione) è una supergigante di tipo B.
CLASSE A - Stelle bianche di temperatura fra 7.100°K e 9.600°K . Le righe dell’idrogeno hanno in questa classe la massima intensità; compaiono deboli righe di alcuni metalli, come calcio e magnesio. Questa categoria comprende stelle dalla luminosità assai differente come ad esempio Deneb (nel Cigno) o Sirio.
CLASSE F - Stelle bianche di temperatura fra 5.700°K e 7.100°K . Le righe dell’idrogeno, più deboli che nella classe precedente, sono ancora molto intense. Le righe dei metalli appaiono numerose. Un esempio è Fomalhaut nella costellazione del Pesce Australe.
CLASSE G - Stelle bianco-giallastre di temperatura fra 4.600°K e 5.700°K . Le righe dell’idrogeno sono ancora più deboli che nella classe F, mentre quelle dei metalli sono numerosissime ed intense: calcio neutro e ionizzato, ferro, magnesio, titanio, ecc. Quelle del calcio ionizzato (Ca II), note come righe H e K, che cadono nel vicino ultravioletto, sono fra le più intense dello spettro. A questa classe spettrale appartiene il nostro Sole
CLASSE K - Stelle "fredde" di colore rosso-arancio. Essendo la temperatura compresa fra 3.200°K 4.600°K lo spettro è fitto di righe dovute prevalentemente a metalli. Le righe dell’idrogeno sono assai deboli. Alcuni esempi sono Arturo o Alfa Centauri B
CLASSE M - Stelle ancora più fredde, avendo temperatura compresa fra 1.700 e 3.200°K e quindi color rossastro. L’atmosfera, cioè gli strati più esterni di queste stelle, contengono non solo elementi ma anche composti chimici e cioè molecole, le quali danno origine nello spettro a bande. A questa classe appartengono stelle come Antares e Betelgeuse


Notazioni addizionali sono per le novae (lettera Q), per le nebulose planetarie (lettera P) per le stelle di Wolf-Rayet (lettera W). Le classi C e S rappresentano rami paralleli alle classi di tipo G-M, differendo da loro solo per la composizione chimica superficiale.
Piu’ recentemente si sono aggiunte due classi per stelle che emettono principalmente nel vicino infrarosso. Tali stelle prendono anche il nome di nane brune.

CLASSE L - (1300K < T < 2500 K)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.
CLASSE T - ((T< 1300K )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 sub-stellari, 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, 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.

Diagramma H.R.

Le classificazioni che abbiamo visto sin ora si basavano principalmente sul colore e temperatura superficiale delle stelle ma nulla dicevano circa la loro luminosità intrinseca e le loro dimensioni reali.
Successivamente si osservò che alcuni spettri, pur presentando le righe nelle stesse posizioni, e quindi stesse temperature, mostrano un profilo molto diverso. Infatti si può’ vedere che maggiore e’ la pressione in un gas maggiore e’ l’allargamento della riga.
La pressione in una stella di raggio maggiore sarà ovviamente minore, a parità di massa, rispetto ad una stella di raggio minore.
Da dette righe di assorbimento si ricava la densità superficiale della stella che a sua volta dipende dalla massa della stella, quindi dalla sua luminosità intrinseca (magnitudine assoluta) e dal suo diametro.

Intorno al 1920, gli astronomi Ejnar Hertzsprung e Henry Norris Russel studiarono la relazione esistente tra le magnitudini assolute ed i tipi spettrali delle stelle. Il diagramma che mostra queste due variabili é ora noto come diagramma H-R. Esso 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 visuale 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 si é rivelato indispensabile per comprendere l'ciclo di vita delle stelle 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.

Classificazione di Yerkes (sistema MKK)

La classificazione spettrale di Yerkes, conosciuta anche come sistema MKK, dalle iniziali dei suoi inventori, è un sistema di classificazione spettrale introdotto nel 1943 da William W. Morgan, Phillip C. Keenan e Edith Kellman dello Yerkes Observatory).
Essa si basa essenzialmente sullo studio delle righe di assorbimento degli spettri stellari dalle quali si ricava la densità superficiale della stella che a sua volta dipende dalla massa della stella, quindi dalla sua luminosità intrinseca e dal suo diametro.

NB : La definizione di supergiganti, giganti, nane etc non dipende solo dalla grandezza ma anche dalla luminosità.

Successivamente a seguito ad alcune modifiche nella lista delle stelle campione e nei criteri di classificazione, lo schema è stato rinominato sistema MK (dalle iniziali di William Morgan e Phillip Keenan).

Classe di luminosità estesa

Nella figuta sotto riportata, sono state applicante le classi di luminosutà di Yerkes al diagramma HR visto sopra.

L' attuale classificazione delle stelle è ancora basata sulla classificazione spettrale di Harvard. Essa però è stata rivista ed integrata con informazioni spettrali dedotte in tempi succesivi (vedi figura sotto).
La temperatura stellare è fornita in gradi Kelvin. Rricordiamo che : T_(°C) = T_(K) - 273,15).



Nella classificazione spettrale delle stelle oltre alla classe spettrale e alla classe di luminosità viene utilizzata anche una particolare nomenclature per varie peculiarità. I codici maggiormente usati sono riportati di seguit :

Codici di peculiarità spettrale

• : Classe spettrale incerta e/o mista
• ... Esistono peculiarità spettrali non riportate
• ! Peculiarità speciali
• comp Spettro composito
• e Linee di emissione presenti
• [e] Linee di emissioni "proibite" presenti
• er Il centro delle linee di emissione è più debole dei margini
• ep Linee di emissione peculiari
• eq Linee di emissione con profilo P Cygni
• ev Linee di emissione che esibiscono variabilità
• f Linee di emissione N III e He II
• f* La linea N IV λ4058Å è più forte di quelle N III λ4634Å, λ4640Å, λ4642Å
• f+ Sono presenti le linee di emissione Si IV λ4089Å, λ4116Å oltre a quelle N III
• (f) Sono presenti le linee di emissione N III, assenti o deboli le linee He II
• ((f)) Sono presenti forti linee He II e deboli linee N III
• h Stella di Wolf-Rayet con linee di emissione dell'idrogeno
• ha Stella di Wolf-Rayet con linee di emissione e di assorbimento dell'idrogeno
• He wk Linee dell'elio deboli
• k Spettro con linee di assorbimento dovute al mezzo interstellare
• m Forti linee dei metalli
• n Linee di assorbimento allargate dovute alla rotazione della stella
• nn Linee molto allargate per l'alta velocità di rotazione della stella
• neb Lo spettro della stella si sovrappone con quello di una nebulosa
• p Stella peculiare.
• pq Spettro peculiare, simile a quello delle novae
• q Linee spostate verso il rosso e il blu
• s Linee di assorbimento assottigliate
• ss Linee di assorbimento molto assottigliate
• sh Linee molto ampliate, come nelle variabili γ Cassiopeiae
• v (o anche "var") Stella variabile
• w (o anche "wl" e "wk") Linee deboli
• d Del Gigante di tipo A o F con deboli linee H e K del calcio, come nel prototipo δ Delphini
• d Sct Stella di tipo A o F con spettro simile alla variabile a corto periodo δ Scuti

• Ba Linee del bario molto forti
• Ca Linee del calcio molto forti
• Cr Linee del cromo molto forti
• Eu Linee dell'europio molto forti
• He Linee dell'elio molto forti
• Hg Linee del mercurio molto forti
• Mn Linee del manganese molto forti
• Si Linee del silicio molto forti
• Sr Linee dello stronzio molto forti
• Tc Linee dello tecnezio molto forti

• : Classificazione incerta
• P Nane bianche magnetiche con polarizzazione individuabile
• E Linee di emissione presenti
• H Nana bianca magnetica senza polarizzazione individuabile
• V Variabile
• PEC Peculiarità spettrali

Nel riquadro sottostante sono riportati alcuni esempi di classifcazione spettrale di stelle famose.