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Classificazione stellare: tipi spettrali, stelle doppie, stelle variabili

Analizzando la luce stellare si può vedere come questa attraversando un prisma venga rifratta nello spettro, ossia nell'insieme delle componenti della luce di diversa lunghezza d'onda, le quali forniscono praticamente delle informazioni riguardo alla struttura ed alla composizione delle stelle.

Spettro stellare

Classificazione spettrale

Come criterio di classificazione si usano allora le caratteristiche spettrali, e quindi la temperatura ed il colore, che portarono alla prima suddivisione delle stelle, ad opera di A. Secchi, in 4 gruppi fondamentali. Successivamente agli inizi del '900 fù introdotto invece un nuovo sistema con la creazione di 6 gruppi principali (tipi o classi spettrali), indicati da lettere dell'alfabeto. Esistendo tuttavia delle stelle che presentano delle caratteristiche che ne impediscono la piena classificazione nelle classi precedenti, sono state create delle ulteriori 10 sottoclassi che vengono indicate con i numeri da 0 a 9.

Classi spettrali

Classe spettrale Tipo di stella Temperatura
O-B Bianco azzurre 60000 - 10000
A Bianche 10000-7500
F Bianche 7500-6000
G Gialle 6000-5000
K Arancio 5000-3000
M Rosso meno di 3000

Le caratteristiche stellari sono state sintetizzate inoltre in un grafico da due scienziati, che da loro prende il nome di diagramma di Hertzsprung-Russel. In esso, inserendo sull'asse delle ordinate i dati relativi alla magnitudine assoluta, e su quello delle ascisse quelli relativi alla temperatura, si notano cinque gruppi che contraddistinguono le varie tappe dell'evoluzione stellare: supergiganti, giganti, nane bianche, nane rosse ed infine la sequenza principale, che comprende il numero più alto di corpi stellari, compreso il Sole.

Stelle doppie (Binarie)

Anche le stelle, come i pianeti e tutti gli altri corpi celesti, sono soggette alla legge di gravitazione universale, e perciò due (o più nei casi di sistemi stellari multipli) di esse possono attrarsi e muoversi, secondo orbite ellittiche, attorno ad un comune centro di massa. Generalmente sono di tre tipi:

  • Ad Eclissi - quando, a seconda dell'inclinazione del loro piano orbitale rispetto alla linea di visuale dalla Terra, danno vita a periodici fenomeni di occultazione che si riflettono sulla luminosità complessiva del sistema;
  • Spettroscopiche - se a causa della distanza che li separa dalla Terra non sono nettamente distinguibili, ed in tal caso saranno rivelate dallo spostamento delle loro righe spettrali dovute all'effetto doppler;
  • Visuali - quando le due componenti sono risolvibili mediante uno strumento ottico;
  • Prospettiche - stelle che sono viste vicino solo per un effetto di proiezione, mentre che in realtà si trovano a distanze diverse.

Stelle binarie

Stelle variabili

Sono considerate tali, quelle stelle che variano la loro luminosità periodicamente, in maniera più o meno regolare, a causa di variazioni delle caratteristiche geometriche del sistema orbitante (fenomeni di eclissi) o delle proprietà fisiche del corpo stellare (contrazioni e decontrazioni). Delle prime abbiamo già detto, mentre generalmente possiamo notare che le stelle variabili si distinguono in:

  • Regolari - quando seguono un periodo ben definito secondo il quale variano la propria luminosità (fanno parte di questo gruppo le cefeidi);
  • Irregolari - se invece, espandendosi e comprimendosi, pulsano in maniera casuale.

Stelle variabili

Fra le variabili irregolari vi sono anche quelle stelle che espellono materia causando così un improvviso e breve aumento della loro luminosità. Sono le novae e le supernovae.

Le prime sono quasi sempre doppie strette, ossia stelle orbitanti a breve distanza, che a causa delle reciproche interazioni gravitazionali provocano un flusso continuo di materia da una stella verso l'altra. Il risultato è che ad un certo punto una di esse espellerà tutta la materia acquisita, provocando quindi un temporaneo aumento della luminosità.

Nelle supernovae invece l'evento, ancora più devastante, essendo caratteristico dei corpi stellari di grandi dimensioni, segna la loro stessa fine per autodistruzione. Il nucleo infatti, dopo aver esaurito ormai tutto il combustile, crolla su se stesso per effetto delle immense forze gravitazionali, reagendo con una immane esplosione che causa effetti disastrosi nelle stesse vicinanze della stella. Vengono emesse infatti grandi quantità di radiazioni che provocano un aumento di luminosità di oltre un milione di volte i valori normali.

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