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Stelle: classificazione spettrale

Il parametro principale per classificare una stella è la sua massa, ma ci sono altri metodi gestiti oggigiorno dagli astronomi. Si considera come parametri i legami esistenti tra lo spettro e la temperatura superficiale, tra la massa della stella e la sua fredda e infine si considera l’abondanza degli elementi pesanti presenti sulla stella.

LA CLASSIFICAZIONE SPETTRALE

La prima classificazione in assoluto fu eseguita nel 1868 da Padre Secchi, direttore dell’osservatorio del Collegio Romano che raggruppò le stelle in 4 classi:
– quelle di colore bianche e rosse;
– quelle di colore bianco-azzurre;
– quelle gialle;
– quelle arancioni e rosse.

Questa catalogazione fu poi trovata imprecisa e venne quindi ripresa nel 1886 dall’Osservatorio del College di Harvard,  di cui era direttore Edward C. Pickering. Egli voleva pubblicare il “Catalogo di Henry Draper” (il nome deriva dal finanziamento che la vedova Draper fece all’Osservatorio per intraprendere la catalogazione).

Il lavoro di catalogazione fu eseguito da un team di donne a capo del quale vi era Wilhelmina Fleming, una donna molto ambiziosa che inizialmente era la domestica del signor Pickering e che ben presto venne da lui assunta come collaboratrice dell’osservatorio.

Le stelle vennero classificate in 7 classi in base al loro spettro e alla loro temperatura superficiale. Le 7 classi sono indicate con le le lettere: O, B, A, F, G, K, M e sono divise in sottoclassi (contrassegnate da un numero posto a fianco alla lettera).

Il suo grafico poneva le stelle più calde, quelle azzurre, sulla sinistra e quelle invece più fredde di colore rosso sulla destra.

Stelle: classificazione spettrale 1

LA SCALA DELLE MAGNITUDINI

Il secondo metodo per classificare le stelle (che venne chiamato classificazione MK) è in base alla loro luminosità, introdotto nel 1943 da William W. Morgan, Phillip C. Keenan e Edith Kellman.

Con questo metodo si capi che la luminosità di una stella dipende dalla sua temperatura superficiale e anche dalla sua dimensione. Per catalogare quindi le diverse luminosità è stata creato un grafico di classificazione:

classificazione stellare

Se vogliamo quindi avere una classificazione completa delle stelle possiamo unire i due grafici (classificazione di Harward e classificazione MK) .

Un altro metodo per esprimere la luminosità stellare è dato dalla “scala delle magnitudini” o “ grandezze stellari” o “scala di Pogson”.

Esso rappresenta la luminosità di una stella vista da Terra, quindi la sua luminosità apparente, ovvero, come dice la parola, la luce che appare a noi. E’ una scala, inventata dai Greci ma perfezionata nella metà del diciannovesimo secolo, che esprime la luminosità non solo delle stelle ma di qualsiasi oggetto celeste.

magnitudini stellari

La scala ci presenta numeri inversi in cui alle stelle più luminose viene attribuito un numero più piccolo o addirittura negativo, mentre alle stelle meno luminose vengono attribuiti invece numeri alti e positivi.

Quindi, è da tenere presente che una stella è più brillante di un’altra quando la sua magnitudine è inferiore. Il nostro Sole, per esempio, ha una magnitudine di -26,8 perché è molto luminoso.

L’occhio umano può arrivare ad osservare, in condizioni di cielo limpido e libero da inquinamento luminoso oggetti con magnitudini di massimo 6 gradi.

Questo sistema però non fornisce le indicazioni della luminosità intrinseca della stella (ovvero quanto effettivamente la stella sia luminosa) e quindi è stato introdotto il diagramma di Hertzsprung-Russell (chiamato diagramma HR), un sistema che misura la magnitudine assoluta, ovvero la luminosità che avrebbe una stella posta a 10 parsec (32,6 anni luce) da chi la osserva.
In questo diagramma viene mostrata sull’asse delle x il colore delle stelle in ordine decrescente di temperatura (calcolata in base allo spettro) e sull’asse delle y la magnitudine assoluta (la luminosità).

viaggiouni_stelle_HR

Troviamo a sinistra, in basso, stelle molto piccole, molto dense, poco luminose ma molto calde (circa 30.000 °C), queste stelle sono dette nane bianche. Nella sequenza principale troviamo stelle che bruciano idrogeno e lo convertono in elio (come il nostro Sole).

Le giganti e le supergiganti, che troviamo in alto a destra sono stelle enormi che raggiungono fino 300 raggi solari. Sono le più luminose ma le più fredde (circa 3.000 °C). Nel 1994 Walter Baad divise le stelle in due classi dette “popolazioni”:

Popolazione 1: sono le stelle più giovani, si trovano sul piano della galassia e nei bracci a spirale.

Troviamo stelle brillanti azzurre molto calde e stelle più fredde (come il nostro Sole).

Sono ricche di metalli perché formatesi dalla morte di stelle precedenti.

In questa popolazione possiamo ritrovare stelle variabili chiamate Cefeidi, esse sono principalmente stelle giganti gialle con una massa intermedia, che pulsano regolarmente espandendosi e contraendosi. Misurando il periodo tra una pulsazione e l’altra, gli astronomi riescono a capire la distanza della galassia o dell’ammasso in cui esse sono contenute, e vengono perciò chiamate “candele standard”.


Popolazione 2
: sono le stelle più vecchie, si pensa abbiano una decina di miliardi di anni, esse sono presenti nell’alone galattico e in zone povere di polveri interstellari. Le stelle più grandi sono di colore rosso.
Queste sono invece povere di metalli perché si sono formate in tempi in cui nell’universo non c’erano ancora esplosioni di grandi stelle che avevano prodotto i metalli.

BASI FISICHE

Introduzione

Prima di poter classificare “qualcuno” sulla base di “qualcosa”, abbiamo bisogno di scegliere una caratteristica, comune a tutti, ma di aspetto diverso, che permetta di poter inserire la persona in gruppi o classi. Potremmo usare il colore della pelle e otterremmo solo una diversità esteriore e poco importante.

Non solo sarebbe inutile, ma addirittura negativa. Potremmo usare il sesso e avremmo solo due gruppi. Potremmo usare il quoziente intellettivo e otterremmo gruppi legati alla capacità di ragionare e di decidere. Ma saremmo sicuri di ciò? Lasciatemi avere qualche dubbio. Potremmo usare l’$altezza$ o il peso. Per certe motivazioni sarebbe utile, per altre molto meno. Si è, ad esempio, deciso che la migliore “cosa” per distinguere un uomo dall’altro siano le sue impronte digitali.

Nessuno può averle uguale a un altro. In questo modo abbiamo, però, tante classi quanti sono gli esseri viventi e la sicurezza di sapere sempre chi è colui che abbiamo davanti. Importantissimo risultato, ma troppo accurato per scopi diversi da quelli della sicurezza e dell’individuazione capillare. Insomma, per quanto riguarda l’uomo vi sono numerosissime possibilità per suddividerlo in gruppi, classi, insiemi, ecc.

Tuttavia, l’uomo e le altre “cose” terrestri, siano viventi oppure no, sono a nostra disposizione e possono essere soggetti a misurazioni dirette. Lo stesso, purtroppo, non capita per la maggior parte dei corpi celesti. Per classificare loro dobbiamo utilizzare solo quello che ci inviano e che siamo in grado di recepire. Bisogna quindi accontentarsi. In realtà siamo abbastanza fortunati, soprattutto dopo aver inventato occhi speciali per vederli.

L’informazione più diretta che ci perviene da una stella è la sua luce, o meglio ancora la sua energia elettromagnetica, di cui la luce visibile è solo una piccola parte. Da sola non basta, però, per ottenere una suddivisione fisicamente importante.

Potremmo solo dire che alcune sono più luminose di altre. Ma che cosa otterremmo? Facendo l’ipotesi che tutte le stelle siano uguali potremmo dividerle in base alla loro distanza: più è luminosa e più è vicina. Sappiamo benissimo che questa approssimazione è poco utile, dato che vi sono astri più grandi e più luminosi di altri, a parità di distanza.

Forse ci accorgeremmo che qualche stella ha un colore diverso dalle altre. Beh, la strada è quella giusta, ma l’occhio non è sufficiente a ottenere qualcosa di veramente indicativo. Non che non sia una meraviglia, ma la luce che ci giunge è un “mix” di tutta la radiazione luminosa inviataci dalla stella. Di più non riesce a fare.

Lo spettro della luce

Però, però… conosciamo bene quel fenomeno fisico che avviene nell’atmosfera dopo un bel temporale. La luce del sole incontra una goccia di pioggia e la deve attraversare. Meravigliosamente la luce, apparentemente bianca, si scompone nell’arcobaleno.

Abbiamo ottenuto lo spettro della luce! Ossia, riusciamo a vedere i vari colori in cui può essere scomposta. La cosa sembra molto interessante e non è difficile costruire delle gocce molto più accurate e precise. Le otteniamo con un prisma o ancora meglio con un reticolo di diffrazione (Fig. 1).

La luce è composta da radiazioni con lunghezza d’onda diversa

Figura 1. La luce è composta da radiazioni con lunghezza d’onda diversa. Attraversando un prisma di vetro, i raggi delle varie lunghezze d’onda subiscono spostamenti diversi, che si accentuano ancora uscendo dal prisma. Il processo che avviene è quello della rifrazione della luce, ma il risultato è uno stupendo arcobaleno, o, meglio ancora, lo spettro della luce incidente il prisma.

Perché la luce si separa così? Beh… questo dipende dalla diversa lunghezza d’onda di ogni colore e dalla capacità di ognuno di essi di “piegarsi” quando attraverso il prisma. Tuttavia, non possiamo andare nei dettagli fisici e accettiamo questo risultato senza farci troppe domande (possono essere risolte con un buon libro di fisica elementare).

Torniamo alle stelle. Immaginiamo di avere adesso gli spettri di tutte le stelle che vogliamo classificare. Possiamo usarli in qualche modo? Assolutamente sì (come si dice troppo spesso di questi tempi…). Guardandoli, ci accorgeremmo che non sono tutti uguali e che in alcuni predomina un colore rispetto agli altri.

E poi ci sono molte sfumature diverse e anche delle righe più o meno sottili che a volte ci sono e a volte no. La cosa sembra veramente interessante. Ricordiamo inoltre che uno spettro stellare può essere anche rappresentato da una curva continua della intensità luminosa in funzione della lunghezza d’onda, ossia passare dall’immagine bellissima di un arcobaleno a quella pià matematica e quantitativa (Fig. 2).

Bande di assorbimento e curva di intensità luminosa

Figura 2. In basso lo spettro del Sole, con tutte le sue righe e bande di assorbimento. In alto lo stesso spettro, rappresentanto come curva di intensità luminosa. I vari picchi e cadute sono proprio correlati alle varie righe che caratterizzano i composti chimici contenuti nell’atmosfera solare.

Prima di andare avanti, però, dobbiamo introdurre un nuovo concetto: quello di corpo nero.

Il corpo nero

Nonostante il nome, il corpo nero non è veramente nero ed è in grado di emettere luce (niente a che vedere, quindi, con il “buco nero”). Vediamo che cos’è e come si comporta. Esso è un corpo ideale, in grado di assorbire tutta la radiazione elettromagnetica che lo raggiunge. Per convenzione, l’oggetto più simile a un $corpo nero$, è un corpo cavo sul quale è praticato un piccolo foro rispetto alla superficie interna. I fotoni (la luce) che vi entrano non riescono più a uscire!

Tuttavia, esiste una legge fisica che non può essere contrastata: l’energia deve conservarsi. Il $corpo nero$ non può quindi tenersi per sé quella che ha assorbito. E’ quindi costretto a ri-emetterla come radiazione termica. Esso è quindi “nero” solo per quanto riguarda la “riflessione” della luce.

Le caratteristiche della radiazione che lui emette dipendono solo e soltanto dalla sua temperatura. Si può quindi analizzare la sua luce ottenendone uno spettro e questo avrà una curva piuttosto semplice e regolare che varierà solo in base alla temperatura.

La Fig. 3 ci mostra l’intensità di radiazione del $corpo nero$ in funzione della lunghezza d’onda (colore) per diverse temperature. Si nota bene che al diminuire della temperatura il “picco” della curva si abbassa e si sposta verso destra.

Intensità luminosa in funzione della temperatura del corpo neroFigura 3. L’intensità luminosa in funzione della temperatura del corpo nero. Al suo diminuire il “picco” si abbassa e si sposta verso destra (lunghezze d’onda maggiori).

Perché allora non considerare come corpi neri anche le stelle? Loro producono energia e non la riflettono come i pianeti. Vale allora la pena di confrontare lo spettro di un astro con la curva del copro nero e vedere cosa succede. Ovviamente, lo spettro della stella sarà rappresentato nello stesso modo, ossia come intensità della luce in funzione della lunghezza d’onda.

Prendiamo allora il nostro Sole e cerchiamo quale curva di corpo nero imita meglio il suo spettro. La Fig. 4 ci fa vedere che si ottiene un ottimo accordo con un $corpo nero$ di temperatura pari a circa 5780 K.

Vi rendete conto della meravigliosa scoperta? Possiamo facilmente scoprire la temperatura delle stelle confrontando il loro spettro su quello dei modelli di corpo nero. Abbiamo trovato una caratteristica importante e fisicamente fondamentale per dividere le stelle in vari gruppi.

Lo spettro del Sole confrontato con la curva di corpo nero

Figura 4. Lo spettro del Sole confrontato con la curva di $corpo nero$ per una temperatura di 5777 K

Possiamo riassumere il risultato con la Fig. 5, dove lo spettro stellare viene paragonato a corpi neri di varia temperatura. Se il picco capita nella zona blu dello spettro vediamo che la temperatura è altissima, mentre se invece cade nel rosso, la temperatura è molto più bassa.

Lo spettro di una stella viene confrontato con varie curve di corpo neroFigura 5. Lo spettro di una stella viene confrontato con varie curve di corpo nero. Se il picco capita nella zona blu dello spettro, la stella è caldissima; se capita in quella rossa, la stella è “fredda”.

A questo punto avremmo abbastanza informazioni per poter iniziare la nostra classificazione delle stelle. Tuttavia, è meglio parlare prima, con maggiori dettagli, delle righe spettrali.

Come si abbiamo visto bene nella Fig. 4, lo spettro del Sole presenta dei picchi e delle rapide cadute nel suo andamento. Queste righe spettrali dipendono dalle molecole presenti nell’atmosfera della stella e possono sia assorbire che accentuare l’emissione di luce.

Questa caratteristica che sembrerebbe creare confusione è invece importantissima per stabilire la composizione delle varie stelle, dato che si conosce molto bene a quale elemento si riferiscono le singole linee. Un aiuto ulteriore allo studio delle stelle.

Vale la pena ricordare a questo punto che l’effetto Doppler non crea grossi problemi nel determinare la temperatura di una stella, proprio per la presenza delle linee molto ben conosciute. Basta vedere quanto una certa linea si è spostata rispetto a quanto previsto per quel tipo di stella e riportare al suo giusto posto lo spettro per poi confrontarlo con la curva del corpo nero. Il discorso sarebbe più complesso, ma vi basti sapere che l’effetto doppler non costituisce un ostacolo per determinare la temperatura e quindi la classe della stella.

Le linee spettrali hanno anche un altro utilizzo meraviglioso. La loro grandezza e intensità dipende dalla gravità superficiale di una stella. D’altra parte, sappiamo che la magnitudine assoluta di una stella (che conosciamo per le stelle di cui è nota la distanza e la magnitudine apparente) è legata alla gravità superficiale.

Poiché il raggio di una stella è molto più grande in una gigante che in una nana mentre la loro massa è comparabile, ne segue che la gravità della prima sarà minore di quella della seconda e, come conseguenza, la magnitudine e le linee si presenteranno diverse. In altre parole, le caratteristiche delle righe spettrali, unite alla magnitudine assoluta, ci fornisce una stima della gravità superficiale e quindi del diametro relativo dell’astro. Nuovi parametri, quindi, per eseguire una classificazione.

Classi spettrali e classi di luminosità

La classificazione più usata per dividere le stelle si basa sulla temperatura, ossia sul loro spettro, dato che sono parametri strettamente collegati. Originariamente chiamato sistema di Harvard, è ora allargato a ulteriori suddivisioni e prende il nome di sistema di Morgan-Keenan.

Si sono identificate sette classi spettrali che coprono il 99% delle stelle conosciute. Ogni classe corrisponde a una lettera dell’alfabeto (per motivi storici precedenti): OBAFGKM (per ricordare la sequenza basta tenere a mente la frase “Oh, BA Fine Girl, KISS Me!”), dove le stelle O sono le più calde e le K le più fredde. Seguendo la tradizione comune a ogni classe viene associato anche il colore relativo: le O sono dette “blu”, le B “bianco-blu”, le A “bianche”, le F “bianco-gialle”, le G “gialle”, le K “arancioni” e le M “rosse”.

Ecco un semplice schema che riassume le classi e la loro temperatura:

  • O 28000 – > 50000 K
  • B 10000 – 28000 K
  • A 7500 – 10000 K
  • F 6000 – 7500 K
  • G 4900 – 6000 K
  • K 3500 – 4900 K
  • M < 3500 K

Per suddividere meglio ogni singola classe, sono stati introdotti dei numeri aggiuntivi, da 0 a 9, che dividono ogni classe in decimi. Ad esempio, una stella A5 indica una stella a mezza strada tra una A0 e una F0, mentre una A2 indica una stella di classe A che è due decimi più fredda di una A0. Numeri più bassi indicano, infatti, stelle più calde, all’interno di una data classe. Il nostro Sole è di classe G2.

Tuttavia, questa classificazione considera soltanto la temperatura di una stella e non dice niente riguardo alla loro luminosità o se volete le loro dimensioni o ,ancora meglio, la larghezza di certe linee spettrali (che abbiamo visto sono parametri correlati). Nello stesso sistema di Morgan-Keenan si sono allora introdotti dei numeri romani da I a V, in grado di indicare, a parità di classe spettrale, la luminosità e/o le dimensioni dell’astro.

La classe I è detta anche delle “supergiganti”, luminosissime. La II delle giganti luminose, la III delle giganti, la IV delle sub-giganti e la V delle nane, o di sequenza principale (ci torneremo dopo). Meno frequentemente si usano anche la VI (sub-nane o nane piccole) e la VII (nane bianche).

A volte si aggiunge anche la 0 (numero) relativa alle ipergiganti, ma il simbolo crea un po’ di confusione, dato che una stella di classe O (lettera) può anche diventare O0 se è al massimo della temperatura (vedi classificazione spettrale). Si usano anche sotto classi di luminosità.

La I si sdoppia in Ia e Ib per dividere ulteriormente le supergiganti. A questo punto, il nostro Sole diventa una G2V, che si traduce in “stella gialla, di due decimi verso l’arancio, nana di sequenza principale”. Riassumiamo anche le classi di luminosità:

  • Ipergiganti – 0
  • Supergiganti – Ia,Ib
  • Giganti luminose – II
  • Giganti – III
  • Sub-giganti – IV
  • Nane o di $sequenza principale$ – V
  • Sub-nane – VI
  • Nane bianche – VII

Avremmo poco da dire di più. Tuttavia, vale la pena cercare di rappresentare in grafico le varie classificazioni. Le classi spettrali, però, rappresentano una suddivisione a una sola dimensione, essendo basata solo sulla temperatura.

Le classi di luminosità possono invece inserirsi in un grafico bidimensionale, in cui siano correlate temperatura (o se volete tipo spettrale) e la luminosità (o la magnitudine assoluta o indirettamente il diametro). Possiamo facilmente mostrarvelo, ma sarà immediato il richiamo a un diagramma ben più famoso e fondamentale: il diagramma di Hertzsprung – Russel, noto anche come diagramma HR.

Ejnar Hertzsprung e Henry Norris Russell lo idearono indipendentemente intorno al 1910, inserendo in un grafico la temperatura delle stelle e la loro magnitudine assoluta. Ciò venne fatto ovviamente solo per gli oggetti di cui si avevano a disposizione sia lo spettro che la distanza. Tuttavia, fu sufficiente per comprendere fin dall’inizio le enormi potenzialità di esso: le stelle non si posizionavano a casaccio, ma seguivano linee e raggruppamenti precisi e ben individuabili.

Il diagramma H-R è uno strumento essenziale per comprendere l’evoluzione e le caratteristiche fisiche delle singole stelle e degli agglomerati stellari: ammassi aperti, ammassi globulari e galassie. Grazie al diagramma H-R è possibile confrontare le predizioni teoriche dei modelli di evoluzione stellare con le osservazioni per verificare l’accuratezza delle prime; determinare l’età, la composizione chimica e la distanza di una popolazione stellare; derivare la storia della formazione stellare di un agglomerato di stelle etc.

Come già detto precedentemente, da un primo esame del diagramma H-R si osserva immediatamente come le stelle tendano a posizionarsi in regioni ben distinte: la struttura evolutiva predominante è la diagonale che parte dall’angolo in alto a sinistra (dove si trovano le stelle più massicce, calde e luminose) verso l’angolo in basso a destra (dove si posizionano le stelle meno massicce, più fredde e meno luminose), chiamata sequenza principale. In basso a sinistra si trova la sequenza delle nane bianche, mentre sopra la sequenza principale, verso destra, si dispongono le giganti rosse e le supergiganti.

Vediamo allora come si posizionano le classi di luminosità nel grafico temperatura-magnitudine e già capiremo molto del diagramma HR. Anzi, ancora meglio: al posto della temperatura inseriamo le classi spettrali (che sappiamo essere strettamente collegate) e avremo una rappresentazione garfica di entrambi le divisioni introdotte precedentemente (Fig. 6)

la magnitudine assoluta e le classi spettrali permettono di individuare molto bene le zone delle varie classi di luminosità

Figura 6. la magnitudine assoluta e le classi spettrali permettono di individuare molto bene le zone delle varie classi di luminosità. Si noti che sono state aggiunte anche le classi spettrali L e T. Non sono le sole classi che spesso si trovano in aggiunta a quelle classiche. Sono legate a speciali gruppi stellari, ma rappresentano una piccola minoranza di oggetti celesti e possiamo tralasciarli. Per curiosità, le L e T si riferiscono a nane molto fredde. Le T sono le ben conosciute nane brune, oggetti intermedi tra stelle e pianeti.

Per concludere, non ci resta che inserire al suo interno le stelle in prima persona e avremo una delle tante possibili rappresentazioni del diagramma HR (Fig. 7)

Il diagramma HR costruito per 22000 stelle osservate dalla missione Hipparcos

Figura 7. Il diagramma HR costruito per 22000 stelle osservate dalla missione Hipparcos 

 

Approfondimenti e riferimenti

  1. P. Secchi, Analyse spectrale de la lumière de quelques étoiles, et nouvelles observations sur les taches solaires, in Comptes Rendus des Séances de l’Académie des Sciences, vol. 63, 1866, pp. 364–368. URL consultato il 19 gennaio 2012.
  2. P. Secchi, Nouvelles recherches sur l’analyse spectrale de la lumière des étoiles, in Comptes Rendus des Séances de l’Académie des Sciences, vol. 63, 1866, pp. 621–628. URL consultato il 19 gennaio 2012.
  3. J. B. Hearnshaw, The Analysis of Starlight: One Hundred and Fifty Years of Astronomical Spectroscopy, Cambridge, UK, Cambridge University Press, 1986, pp. 60-3, 134, ISBN 0-521-25548-1.
  4. Amici della Scienza – www.focusuniverse.com
  5. Classification of Stellar Spectra: Some History, su astro.ufl.edu. URL consultato il 19 gennaio 2012.
  6. James B. Kaler, Stars and Their Spectra: An Introduction to the Spectral Sequence, Cambridge, Cambridge University Press, 1997, pp. 62-63, ISBN 0-521-58570-8.
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