Classificazione delle Stelle
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 temperatura superficiale è all’origine del colore dell’astro e di diverse particolarità spettrali, che consentono quindi di dividerle in classi, a ciascuna delle quali è assegnata una lettera maiuscola.
I tipi spettrali più utilizzati invece sono, in ordine decrescente di temperatura: O, B, A, F, G, K, M.
Le stelle di tipo O, di colore blu-azzurro, sono le più massicce e luminose, visibili da grandissime distanze, ma anche le più rare; quelle di tipo M, rosse e solitamente grandi appena da permettere che abbia inizio la fusione dell’idrogeno nei loro nuclei, sono invece le più frequenti.
Altri tipi spettrali
Esistono poi diversi altri tipi spettrali utilizzati per descrivere alcuni tipi particolari di stelle: i più comuni sono L e T, utilizzati per classificare le nane rosse meno massicce più fredde e scure (che emettono principalmente nell’infrarosso) e le nane brune; di grande importanza sono anche i tipi C, R e N, utilizzati per le stelle al carbonio, e W, utilizzato per le caldissime ed evolute stelle di Wolf-Rayet.
Le sottoclassi
Ogni tipo spettrale è ulteriormente suddiviso in dieci sottoclassi, da 0 (la più calda) a 9 (la meno calda). Per esempio, il tipo A più caldo è l’A0, che è molto simile al B9, il tipo B meno caldo. Questo sistema dipende strettamente dalla temperatura superficiale della stella, ma perde valore se si considerano le temperature più alte. Tale classificazione è detta dunque classificazione spettrale di Morgan-Keenan-Kellman.
Caratteristiche delle differenti classi spettrali nella sequenza principale
| Classe | Temp. (K) | Colore | Massa (M☉) | Raggio (R☉) | Luminosità (L☉) | Linee di assorbimento | Esempio |
|---|---|---|---|---|---|---|---|
| O |
28 000 – 50 000
|
Blu-azzurro | 16 – 150 | 15 | fino a 1 400 000 | N, C, He e O | 10 Lacertae |
| B |
9 600 – 28 000
|
Bianco-azzurro | 3,1 – 16 | 7 | 20 000 | He, H | Regolo |
| A |
7 100 – 9 600
|
Bianco | 1,7 – 3,1 | 2,1 | 80 | H | Altair |
| F |
5 700 – 7 100
|
Bianco-giallastro | 1,2 – 1,7 | 1,3 | 6 | Metalli: Fe, Ti, Ca, Sr e Mg | Procione |
| G |
4 600 – 5 700
|
Giallo | 0,9 – 1,2 | 1,1 | 1,2 | Ca, He, H e altri | Sole |
| K |
3 200 – 4 600
|
Arancione | 0,4 – 0,8 | 0,9 | 0,4 | Metalli + TiO2 | α Centauri B |
| M |
1 700 – 3 200
|
Rosso | 0,08 – 0,4 | 0,4 | 0,04 | Come sopra | Stella di Barnard |
Le stelle possono essere anche suddivise in gruppi in base agli effetti, strettamente dipendenti dalle dimensioni spaziali dell’astro e dalla sua gravità superficiale, che la luminosità sortisce sulle linee spettrali.
Classificazione spettrale di Yerkes
Identificate da numeri romani, le classi di luminosità sono comprese tra la 0 (ipergiganti) e la VII (nane bianche), passando per la III (giganti) e la V (la sequenza principale, che comprende la maggior parte delle stelle, tra cui il Sole)
La classificazione di certe stelle richiede l’uso di lettere minuscole per descrivere alcune situazioni particolari rilevate nei loro spettri: ad esempio, la “e” indica la presenza di linee di emissione, la “m” indica un livello straordinariamente alto di metalli e “var” indica una variabilità nel tipo spettrale.
Classificazione delle nane bianche
Le nane bianche godono di una classificazione a parte. Indicate genericamente con la lettera D (che sta per l’inglese dwarf, nano), sono a loro volta suddivise in sottoclassi che dipendono dalla tipologia predominante delle linee riscontrate nei loro spettri: DA, DB, DC, DO, DZ e DQ; segue poi un numero che identifica la temperatura del corpo celeste.
