Classificazione delle Stelle

Perché usare un sistema di classificazione per le stelle?

L'astronomia e l'astrofisica sono discipline che si basano sulla statistica delle osservazioni. Come tutte le discipline scientifiche, queste si basano su misurazione e sperimentazione. Tuttavia, vista la natura dei soggetti di studio dell'astronomia, creare esperimenti di laboratorio non è possibile, non essendo possibile replicare le condizioni di stelle, pianeti e galassie intere in un laboratorio. È quindi di fondamentale importanza definire misure (da terra o dallo spazio) su cui poter impostare uno studio statistico degli oggetti osservati.

In questo senso, un sistema di classificazione stellare non è nient'altro che una serie di regole e grandezze con cui organizzare e dividere le stelle in diversi gruppi di appartenenza. Usare sistemi di classificazione ci permette quindi di facilitare il nostro lavoro statistico per lo studio di determinate classi o popolazioni di stelle e quindi, ci aiuta a comprendere meglio il nostro universo.

Le grandezze fisiche della classificazione stellare

Quali sono alcune delle grandezze fisiche che possiamo misurare per ottenere delle classificazioni utili? Le stelle sono dei corpi che emettono radiazione tramite i processi nucleari che avvengono al loro interno. Possiamo approssimare la radiazione che emettono come un corpo nero. Questa approssimazione è estremamente efficace e semplifica enormemente lo studio degli spettri stellari e ci permette di ricavare la maggior parte delle quantità necessarie ad una classificazione completa e rigorosa.

Alcune di queste quantità sono:

• Luminosità: è la quantità di energia elettromagnetica emessa per secondo da una stella. In unità SI viene misurata in watt, oppure in erg/secondo, usando il sistema cgs.

• Magnitudine apparente: è un altro modo di misurare la luminosità di una stella. Non è una misura intrinseca della luminosità celeste, ma è - per definizione - dipendente dal luogo di osservazione. Uno stesso oggetto, misurato su due pianeti diversi avrebbe una magnitudine apparente diversa.

• Magnitudine assoluta: è definita come la magnitudine apparente che un oggetto avrebbe se l'oggetto di cui si vuole misurare la luminosità fosse a 10 parsec di distanza. In pratica, è un modo di applicare una correzione al concetto di magnitudine apparente per rimuovere la distanza dal problema.

• Temperatura di emissione: è la temperatura che si può ottenere dallo spettro elettromagnetico della luce della stella. Questa può essere semplicemente ricavata utilizzando le formule del corpo nero.

Queste (e molte altre) grandezze fisiche di una stella possono essere misurate tramite osservazione diretta della luce (fotometria) della stella, oppure tramite lo studio dello spettro elettromagnetico di questa luce (spettroscopia).

Classificazione spettrale delle stelle

Come menzionato, 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.

Classificazione delle stelle in base alla temperatura

Questo sistema di classificazione spettrale è, in realtà, estremamente legato alla temperatura delle stelle, ma questa cosa non era ancora nota ai tempi della sua creazione. Fu il fisico indiano Saha con i suoi studi sulla ionizzazione, e soprattutto l'omonima formula, a spiegare una buona parte di questa relazione tra caratteristiche spettrali e temperatura. Questa correlazione è stata poi definitivamente dimostrata da Cecilia Payne-Gaposchkin, che ha reso possibile associare ad ogni classe un range di temperatura.

Questa nuova conoscenza ha permesso di dare un ordine ai numeri nella classificazione: la numerazione progredisce da 0 a 9 all'interno di ogni classe spettrale, dove 0 sono le stelle più calde, mentre 9 quelle più fredde.

Fig. 1 - Esempio di spettro stellare, in questo caso, del Sole. Si può notare come la radiazione solare (in giallo) ricalchi particolarmente bene il modello di un corpo nero a 5778 K.

Classificazione delle stelle in base alla grandezza

Con il tempo le stelle evolvono e, come vedremo nel capitolo sul diagramma HR, lasciano la loro "sequenza principale", ovvero la sezione sul diagramma HR in cui passano la maggior parte della vita. Una volta lasciata questa parte di diagramma, le stelle diventano delle giganti e proseguono nel loro ciclo vitale in maniere diverse.

La classificazione delle stelle deve tener conto anche di queste differenze, per questo è necessario mettere dopo la lettera della classe spettrale e il numero che indica la temperatura relativa nella classe, anche un ulteriore simbolo. Convenzionalmente si usano i numeri romani più lo 0 per indicare le diverse fasi della stella.

Vediamo molto brevemente una lista dei numeri usati e loro significato:

• 0: ipergiganti
• I: supergiganti
• II: giganti luminose
• III: giganti
• IV: subgiganti
• V: stelle in sequenza principale
• VI: subnane
• VII: nane bianche

Classificazione spettrale di Yerkes

Questa evoluzione dei sistemi di classificazione può essere conciliata in una tabella che mette in parallelo classi spettrali, temperatura, colore relativo (ovvero quello che ci appare da dentro l'atmosfera, colore assoluto (ovvero non quello che vediamo da dentro l'atmosfera), massa, temperatura, luminosità e caratteristiche spettrali.

Classificazione delle stelle e diagramma H-R

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. 2 - Diagramma HR.

In questa figura possiamo vedere come le stelle tendano a raggrupparsi sul diagramma HR in diversi "rami". La lunga linea che percorre diagonalmente il diagramma è chiamata "sequenza principale" ed è dove le stelle passano la maggior parte della loro vita. Nella parte superiore si possono vedere i rami di giganti e supergiganti, queste stelle hanno dimensioni estremamente grandi e sono negli stadi avanzati della loro vita. Nella parte più bassa del diagramma, si trovano le nane bianche, stelle a fine vita, con basse masse, raggio molto piccoli e molto poco luminose.

Questo tipo di diagrammi è un ottimo modo di predire il futuro delle stelle osservate. Infatti, ogni stella può essere messa in un qualche punto su questo grafico e, durante la sua vita, traccia un percorso unico che dipende dalle sue proprietà fisiche misurabili.

In questo senso, classificare le stelle ci permette di comprendere al meglio la vita passata, presente e futura delle stelle che andiamo a osservare.