La classificazione stellare

Posted on marzo 10, 2010

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LA CLASSIFICAZIONE DI HARVARD

Le stelle sono classificate per convenzione, in base alla loro temperatura superficiale mediante la Legge di Wien, la quale afferma sinteticamente che a in base al colore della loro emissione luminosa è possibile conoscere la temperatura. La spettroscopia permette in di analizzare gli spettri di emissione delle stelle e persino intuire la costituzione chimica.
Questa classificazione fu definita nella prima stesura 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. Il sistema di classificazione pertanto valuta l’assorbimento dell’idrogeno alla temperatura superficiale effettiva. La temperatura è misurata in kelvin, ma viste le altissime scale numeriche, è praticamente uguale a quella Celsius.

Le classi  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

In seguito a nuove scoperte di recente sono state aggiunte altre 5 classi: la N, R e S in riferimento a  stelle molto rosse  e man mano molto fredde, mentre la L e la T si avvicinano a corpi altamente freddi riconducibili alle nane brune e alle nane brune superfredde. Ogni classe inoltre è suddivisa in 10 sottoclassi numerate da 0 a 9.

Classe O

Le stelle di classe O sono molto calde e luminose, mostrando un colore decisamente blu. Un esempio è Naos (nella costellazione della Poppa) che brilla un milione di volte in più rispetto al Sole. La maggior parte della luce da loro emessa è composta da raggi ultravioletti.

(rappresentazione artistica di Naos)

Classe B

Le stelle di classe B sono molto luminose e molto calde, Rigel (nella costellazione di Orione) è una supergigante di tipo B. Le stelle O e B sono molto potenti, ma di vita breve e spesso sono associate in ammassi chiamati OB.

(Rigel)
Classe A
Stelle di tipo A sono le più visibili ad occhio nudo, caratterizzate dallo spettro bianco. Questa categoria comprende stelle dalla luminosita assai differente come ad esempio Deneb (nel Cigno) o Sirio.

(Deneb)
(Sirio)

Classe F

Le stelle F sono più fredde delle precedenti e il loro colore è bianco con una tinta gialla. Un esempio è Fomalhaut nella costellazione del Pesce Australe.
(Fomalhaut)

Classe G
Le stelle di classe G hanno linee di assorbimento dell’idrogeno molto deboli ma mostrano righe di metalli neutri accanto a quelle dei metalli ionizzati. Il tipo G è quello del nostro Sole e rappresenta per tale motivo la tipologia stellare meglio studiata e conosciuta.

 (il Sole)
(Alpha Centauri a)

Classe K

Le stelle K sono leggermente più fredde delle G e sono di colore arancione. Variano in dimensioni e hanno linee di assorbimento dell’idrogeno estremamente deboli. Alcuni esempi sono  Arturo o Alfa Centauri B.
(Arturo)

Classe M

Le stelle di classe M o stelle rosse sono le più numerose, con una percentuale vicina al 90% di tutte le stelle conosciute. La loro temperatura abbastanza bassa le rende poco luminose e non osservabili ad occhio nudo.
Proxima Centauri, la stella più vicina al Sole, è una nana rossa, ma può essere vista solo con un telescopio dal diametro accettabie.
Anche Antares e Betelgeuse, o le  variabili Mira sono stelle di classe M ma le loro dimensioni variano di molto. Assente l’assorbimento dell’idrogeno e invece assai frequente quella dell’ossido di titanio.
(Betelgeuse esempio di gigante rossa)


Classe L

La recente classe L raggruppa stelle molto rosse che brillano principalmente nell’infrarosso e sono abbastanza fredde.

Classe T

Le T sono oggetti molto freddi e piccoli, conosciuti meglio come nane brune perchè emettono pochissima luce ma molta radiazione infrarossa. La loro temperatura superficiale è di appena 1000 kelvin (700 °C).

(immagine comparativa delle varie classi spettrali)
Altre classi spettrali
Le stelle R e N sono stelle giganti con alto contenuto di carbonio. Queste stelle sono state recentemente riclassificate in una classe unica C del carbonio. Le stelle S hanno abbondano di carbonio e ossigeno, sotto forma di molecole di CO, che si forma grazie alla bassissima temperatura superficiale. Le stelle W (o WR) dette anche 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.

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.
Vengono pertanto riconosciuti  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)

UNA BREVE STIMA DELLA VIA LATTEA
Nella Via Lattea, l’iniziale stima 100 miliardi, è stata poi auementata per inglobare la strabordante presenza di nane rosse e una cospicua presenza pulsar, ben più numerose di quanto ipotizzato. Su valpri approssimativi, soltanto la nostra galassia pptrebbe contenere fino a 400 miliardi di stelle.
Una previsione verosimile della percentuale di stelle presenti è ka seguente:

O : < 0,00001% (blu)
B : < 0,01% (blu-bianche)
A : ~ 1% (bianche)
F : ~ 3% (giallo-bianche)
G : ~ 6% gialle (tipo il Sole)
K : ~ 10% (gialle-arancio)
M : ~ 80% (nane rosse)

a cura di Arthur McPaul
fonti:
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