Classi spettrali

Legge di Wien

In genere, i sistemi con molte particelle sono difficili da caratterizzare. Anche quando ci si concentra sulle proprietà collettive, i modelli utilizzati sono tipicamente complessi. Tuttavia, per i corpi che emettono radiazioni elettromagnetiche, esiste un'approssimazione che semplifica i calcoli e i modelli: l'approssimazione di corpo nero.

Un corpo nero è il nome dato a un sistema che emette e assorbe perfettamente. È sorprendente che questi oggetti abbiano molte proprietà termodinamiche che le stelle seguono quasi esattamente.

In questa spiegazione esploriamo la relazione tra l'intensità di emissione delle frequenze e la temperatura. In parole povere: se una stella si trova a una certa temperatura \(T\), quali frequenze emette più intensamente?

In figura 1 è riportato un diagramma che mostra i profili di frequenza per diverse temperature e i relativi massimi, descritti dalla legge di Wien. Si può notare una diminuzione del picco di lunghezza d'onda con l'aumento della temperatura. La zona colorata con i colori dell'arcobaleno mostra l'intervallo dello spettro visibile all'occhio umano.

Fig. 1 - Esempi di curve di corpo nero.

Classi spettrali: significato

Esistono molte classificazioni spettrali stellari, ma in questa spiegazione ci limitiamo a studiare la più diffusa. Sebbene le stelle emettano radiazioni con tutti i tipi di frequenze, questa classificazione si basa sulle proprietà visive, mettendo in relazione le proprietà elettromagnetiche con il colore nella gamma del visibile.

La classificazione spettrale stellare classifica le stelle in base alle loro proprietà spettrali. L'aggettivo spettrale si riferisce allo spettro di emissione della radiazione elettromagnetica delle stelle. La regione visibile ha a che fare con i colori emessi e con quale intensità, ma, in generale, si riferisce alle frequenze dell'intero spettro, che possono essere raggi X, radio, ultravioletti (UV), infrarossi (IR), gamma, ecc.

Fig. 2 - Lo spettro elettromagnetico.

Come abbiamo visto, sapere come è fatto lo spettro di una stella ci permette di determinare la sua temperatura e la sua composizione. A partire da questo fatto, diversi sistemi di classificazione spettrale sono nati e si sono evoluti in quella che oggi è chiamata classificazione spettrale di Yerkes.

Classificazione di Secchi

La storia della classificazione spettrale inizialmente si basava solo ed esclusivamente sulla presenza o meno di determinate righe dell'idrogeno o di alcuni metalli. Questo primo sistema, chiamato classificazione di Secchi, divideva le stelle in 5 classi denotate coi numeri romani I-V.

Classificazione di Harvard

Un successivo step nell'evoluzione della classificazione spettrale fu quello di dividere le classi di Secchi in sottoclassi che andavano dalla lettera A alla N e aggiungendo le classificazioni O, P e Q per spettri che non rientravano in questi canoni.

La classificazione ha poi subito un'ulteriore modifica quando Antonia Maury ha modificato l'ordine delle classi in O, B, A, F, G, K, M, mantenendo P e Q per spettri non stellari o particolari. Inoltre introdusse la numerazione di queste classi, ad esempio una B2A indicava una stella che stava a un quinto tra una stella di classe B e una di classe A.

Questo sistema è stato poi rimodernato ancora una volta da Annie Cannon semplicemente usando la lettera della classe spettrale e il numero successivo. L'esempio precedente di una stella ad un quinto tra una stella B e una A, in questo nuovo sistema si sarebbe scritto semplicemente come B2. Questo sistema è ancora in uso oggi.

Vediamo una tabella che raccoglie la classificazione spettrale di Harvard!

Come si vede, la legge di Wien ci permette di mettere in relazione la cromaticità con la temperatura delle stelle, il che ci consente di stabilire una solida classificazione. La colonna di sinistra della tabella mostra i tipi spettrali o classi spettrali.

Classi spettrali: evoluzione delle stelle

Il motivo per cui si utilizzano metodi di classificazione delle stelle è quello di studiare le loro proprietà collettivamente ed estrarre informazioni utili grazie all'analisi statistica. Le caratteristiche della classificazione spettrale delle stelle sono fortemente correlate alle fasi della vita di una stella, il che ci permette di dedurre proprietà intrinseche della stelle, come la loro età, dalle proprietà osservative, come il colore.

Classi di luminosità e diagramma HR

Il diagramma Herzsprung-Russel (o diagramma HR) ci permette di avere un grafico in cui possiamo mettere a confronto la classe spettrale (o equivalentemente la temperatura o in altri casi l'indice di colore) con la magnitudine assoluta (o la luminosità).

Fig. 3 - Diagramma HR.

Spettro, luminosità ed evoluzione stellare

Dopo aver visto il diagramma di Hertzsprung-Russell, possiamo ora fare affermazioni generali sullo spettro delle stelle e sul significato della classificazione spettrale stellare.

Per esempio, vediamo che la maggior parte delle stelle con temperature più basse (come le stelle K o M) sono le stelle del ramo delle giganti o della sequenza principale. La loro classe di luminosità (che, in questo caso, è fortemente correlata alle loro dimensioni) determina la classificazione in cui rientrano.

D'altra parte, le stelle più calde sono le stelle molto luminose della sequenza principale (di solito giovani stelle massicce) o ipergiganti blu che hanno una temperatura superficiale molto elevata. Come si vede, sia la luminosità che le considerazioni spettrali sono essenziali per descrivere le caratteristiche di una stella e capire il suo stadio di vita.