LA CLASSIFICAZIONE DELLE STELLE

LE CLASSI SPETTRALI DI HARVARD

Le stelle sono classificabili, in base al loro colore ed alla loro temperatura, in classi spettrali. Per denominare le classi spettrali delle stelle si utilizzano le lettere: O, B, A, F, G, K, M, e per ricordare la scala “OBAFGKM”, si fa uso dello scherzoso acronimo anglosassone: “Oh, Be A Fine Girl, Kiss Me”. Ciascuna classe spettrale viene suddivisa in sottoclassi, identificabili con i numeri che vanno da 0 a 9. Il nostro Sole, sulla base di questa classificazione, appartiene alla classe spettrale G2.

La tabella riportata di seguito indica, per ciascuna delle classi spettrali, la temperatura superficiale delle stelle (espressa in gradi Kelvin) ed il corrispondente colore:

La classificazione delle stelle di Harvard.

DIAGRAMMA H-R

Il diagramma H-R.

Le stelle si possono anche identificare utilizzando il diagramma H-R, ideato dagli astronomi Ejnar Hertzsprung ed Henry Russell, attorno al 1910. Sull'asse delle ordinate del diagramma H-R e' riportata la luminosita' (o la magnitudine visuale assoluta) di una stella, mentre sull'asse delle ascisse vi e' la temperatura della stella in superficie (o la classe spettrale). Ciascun punto su questo diagramma rappresenta una stella di temperatura e luminosita' note ed in esso si possono anche distinguere zone diverse, corrispondenti alle differenti fasi evolutive di una stella. In particolare, la striscia diagonale che da sinistra scende verso destra e' la regione di stabilita' stellare, detta sequenza principale (main sequence); in questa zona le stelle passano la maggior parte della loro vita in piena evoluzione ed in essa si trova attualmente il nostro Sole. Percorrendo la fascia di sequenza principale, le stelle piu' giovani si trovano in alto a sinistra; queste sono stelle calde che irradiano di piu' e quindi sono molto luminose. Man mano che si scende lungo la sequenza principale, si trovano le stelle piu' vecchie che, al loro interno, stanno esaurendo l'idrogeno; alcune di queste, a seconda della massa, diventeranno giganti o supergiganti rosse, altre diventeranno nane bianche ed altre ancora diventeranno buchi neri.

Le stelle giganti (giants), decine di volte piu' grandi del nostro Sole (il raggio del Sole misura 695.508 km), le troviamo in alto a destra del diagramma H-R; mentre, ancora piu' in alto, si collocano le stelle supergiganti (supergiants), centinaia di volte piu' grandi del Sole. Le giganti e le supergiganti sono stelle che, pur avendo bassa temperatura, hanno grande luminosita'; cio' dipende dalle dimensioni di queste stelle che sono molto piu' grandi delle dimensioni delle stelle di sequenza principale (un corpo a bassa temperatura, per essere molto luminoso, deve avere grandi dimensioni).

In basso, rispetto alla sequenza principale, si trovano le nane bianche (white dwarfs), ossia stelle ad alta temperatura, ma di piccole dimensioni e quindi poco luminose.

Se si prende il Sole come stella di riferimento, l'astro, nelle fase iniziale della sua evoluzione, mantiene una temperatura pressoche' costante e si sposta, nel diagramma H-R, verso valori di luminosita' decrescenti. In questa fase, la temperatura raggiunta dal Sole e' sufficiente ad innescare le reazioni nucleari che bruciano il deuterio, ossia l'isotopo pesante dell'idrogeno. Successivamente, sia la luminosita' che la temperatura crescono e vengono raggiunte le condizioni per il bruciamento dell'idrogeno, con produzione di elio. La stella si stabilisce dunque sulla sequenza principale e vi rimane per l'(80-90)% della sua esistenza. Attualmente il Sole si trova in questa fase e vi rimarra' ancora per circa 4-5 miliardi di anni. Esaurito l'idrogeno, la stella subisce un'espansione ed un raffreddamento, diventando una gigante rossa. Dopo il bruciamento dell'elio, la stella espelle i suoi strati esterni e diviene una nebulosa planetaria. Cio' che resta diventa una nana bianca, cioe' un corpo compatto in lento raffreddamento.

Un percorso diverso e con tempi diversi e' intrapreso invece da una stella con una massa molto maggiore rispetto a quella del Sole, fino a 20 volte la massa solare (la massa del Sole misura circa 1,9891x10³⁰ kg). Infatti, stelle di questo tipo bruciano il combustibile nucleare molto piu' velocemente e restano in sequenza principale molto meno tempo, ossia 1-2 miliardi di anni, contro i 10 miliardi di anni del Sole. Il termine della loro evoluzione si avra' in basso a destra del diagramma H-R.

In definitiva, la luminosita' di una stella dipende non solo dalla sua temperatura superficiale, ma anche dalle dimensioni della superficie dalla quale la luminosita' viene emessa; ossia, la luminosita' di una stella dipende dal suo raggio. Guardando il diagramma H-R, il raggio stellare cresce spostandosi dalla zona in basso a sinistra (alta temperatura e bassa luminosita') verso quella in alto a destra. Pertanto, questo diagramma e' fondamentale non solo per la descrizione dell'evoluzione stellare, ma anche perche' fornisce informazioni sul raggio delle stelle.