La classificazione delle stelle



A cura di Franco Palerno, ricercatore di fisica della particelle presso l’Università di Boston

Come si classificano le stelle?

Bene, vi sono una serie di parametri utilizzati per suddividerle, analizziamo i principali.  La suddivisione principale delle stelle è effettuata in base alla loro temperatura superficiale, ovvero, dato che è un parametro strettamente collegato a questo in base allo spettro di emissione. Questa suddivisione prende il nome di “Sistema di Morgan-Keenan”, e deriva dal precedente e meno dettagliato “Sistema di Harvard”. Questo sistema prevede una suddivisione in sette classi principali di temperatura (o spettro), e raccoglie la grande maggioranza delle stelle note. La diversa temperatura comporta anche un diverso colore delle stelle. Esiste una famosa frase in inglese per memorizzare questa serie, “Oh Be A Fine Girl, Kiss Me”, Oh sii una brava ragazza, baciami. Questa immagine riassume tutti i parametri citati:

O >50.000   28.000 K    BLU
B    28.000   10.000 K    AZZURRO
A    10.000    7.500 K      BIANCO
F     7.500      6.000 K     BIANCO-GIALLO
G    6.000     4900 K       GIALLO
K    4.900     3.500 K       ARANCIONE-ROSSO
M   3.500    2.000 K        ROSSO

 

Oltre a queste classi, che ripeto raccolgono la maggioranza delle stelle, a volte sono aggiunte, in coda altre classi spettrali, che però rappresentano una piccola minoranza, le più importanti sono le classi:

L 2.000 /1.200 K che rappresentano stelle nane molto fredde e T e Y <1.200 K ,che rappresentano le nane brune, intermedie fra le stelle ed i pianeti.  Vi sono infine classi particolari come le stelle WR o di Wolf-Rayet (ne parleremo in un post apposito) e le stelle Q prossime all’esplosione.

Un’ulteriore suddivisione

Per affinare la suddivisione, ogni singola classe è stata ulteriormente suddivisa in dieci sottoclassi identificate dai numeri da 0 a 9, dove i numeri più bassi indicano una temperatura più alta, per cui, ad esempio una stella G3 è più calda di una stella G5. Però questa classificazione ci informa solo della temperatura della stella e non ci dice nulla delle sue dimensioni e luminosità, per cui è stata introdotta una ulteriore suddivisione applicabile ai gruppi precedentemente illustrati, questa suddivisione è rappresentata da numeri romani più il numero 0 (zero), che appunto classifica in base a dimensioni/luminosità:

0 Ipergiganti
I Supergiganti (suddivisa ulteriormente in due, “a” e “b” a seconda della luminosità)
II Giganti luminose
III Giganti
IV Sub-giganti
V Nane (sequenza principale, ci arriveremo poi)
VI Sub-nane
VII Nane bianche

Giusto per curiosità, il nostro Sole, secondo questa classificazione sarebbe una stella “G2V”. Ora se inseriamo queste suddivisioni in un grafico bidimensionale in cui riportiamo in orizzontale le classi spettrali (o temperature) ed in verticale la luminosità o magnitudine ed indirettamente il diametro, otterremo quello che viene chiamato “diagramma di Hertzsprung – Russel”, dal nome degli scienziati che lo idearono nei primi anni del 1900.
Ora inserendo le stelle con i criteri sopra esposti si noterà che esse tendono a posizionarsi in zone ben distinte, la struttura principale è la diagonale che va dall’angolo in alto a sinistra (ovvero le stelle più massicce, calde e luminose) verso l’angolo in basso a destra (ovvero le stelle meno massicce, più fredde e meno luminose), denominata “SEQUENZA PRINCIPALE”. In basso a sinistra si trovano le nane bianche, mentre in alto verso destra, si trovano le giganti rosse e le supergiganti.

Diagramma H-R con la posizione del Sole. Credit: http://www.astrofilitrentini.it/copy.html

 

La posizione nel diagramma ci indica lo stato di una stella

Quando una stella è posizionata nella sequenza principale, essa si trova nella fase più lunga e stabile della sua vita, cioè in quella che va dalla stabilizzazione dell’astro, con l’innesco delle reazioni nucleari di fusione dell’idrogeno in elio) e la successiva fase finale della propria vita, quando si trasformerà in gigante rossa (uscendo dalla sequenza principale) con la dilatazione dell’atmosfera stellare per poi finire la propria vita in modi diversi a seconda della propria massa (ma di questo parleremo un’altra volta).

La distribuzione percentuale delle stelle “appartenenti alla sequenza principale” è (circa) la seguente:

O 0,00002  0,00004 %
B 0,12           0,14 %
A 0,5             0,7 %
F 2,75           3,25 %
G 7,25           7,75 %
K 11,75          12,25 %
M 76,00       77,00 %

 

Cieli sereni

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