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Classi spettrali

Classi spettrali

Per studiare le proprietà fisiche delle stelle, possiamo classificarle in base alle loro proprietà di emissione e alla loro temperatura. L'obiettivo della classificazione spettrale stellare è capire perché queste grandezze sono rilevanti e come sono correlate.

Classi spettrali delle stelle

Le stelle sono corpi che emettono radiazioni elettromagnetiche a causa delle reazioni nucleari che avvengono al loro interno. Non studieremo come queste reazioni rendano possibile l'esistenza delle stelle, ma esploreremo più in dettaglio la temperatura e la radiazione termica.

  • La temperatura è una grandezza che misura l'energia cinetica media delle particelle di una certa sostanza, cioè la loro energia media di movimento. Quando si studiano sistemi allo stato gassoso, come le stelle, si può assumere che tutte le particelle si muovano più o meno liberamente.

  • La radiazione termica è la radiazione elettromagnetica creata dalle interazioni elettromagnetiche tra le particelle di una sostanza con una temperatura assoluta maggiore di zero (cioè sempre). Poiché la temperatura misura l'energia cinetica media di queste particelle, le caratteristiche dell'emissione di radiazione termica sono legate alla temperatura.

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.

La legge di Wien afferma che oggetti di diversa temperatura emettono spettri di diversa lunghezza d'onda. Essa mostra la dipendenza tra l'intensità massima di emissione di una frequenza e la temperatura del corpo emittente.

In particolare, la legge di Wien afferma che per un corpo a temperatura \(T\) la lunghezza d'onda in cui cade il picco d'emissione del corpo segue la legge

\[\lambda_{max} = \frac{b}{T}\]

dove \(b=2,898\cdot10^{-3}\:mK\).

Classi spettrali Radiazione di corpo nero StudySmarterFig. 1 - Esempi di curve di corpo nero.

Per scoprire di più sulla radiazione da corpo nero, su StudySmarter abbiamo spiegazioni più approfondite!

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.

Classi Spettrali Spettro elettromagnetico StudySmarterFig. 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!

ClasseCromaticitàTemperatura (\(K\))Righe di assorbimento prominenti

O

Blu

\(>30\:000\)

Elio ionizzato

B

Azzurro

\(10,000-30,000\)

Idrogeno e elio

A

Bianco

\(7500-10,000\)

Idrogeno e metalli ionizzatio

F

Giallo-bianco

\(6000-7500\)

Idrogeno, righe di metalli

G

Giallo

\(5200-6000\)

Idrogeno, metalli ionizzati, silicio, calcio

K

Arancione

\(3700-5200\)

Idrogeno, potassio, calcio

M

Rosso

\(2400-3700\)

Molecole di ossidi (specialmente titanio), righe del calcio

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).

Classi spettrali Diagramma HR StudySmarterFig. 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.

Classi spettrali - Punti chiave

  • La classificazione spettrale stellare classifica le stelle in base al loro spettro di emissione. Le categorie sono chiamate classi spettrali.
  • Lo spettro di emissione dipende fortemente dalla temperatura. Questa relazione è molto nota per un modello semplificato che si adatta molto bene alle stelle: il corpo nero.
  • Le classi spettrali stellari ci forniscono informazioni su molte caratteristiche delle stelle, come la presenza di determinati elementi o molecole.
  • Altri sistemi di classificazione possono integrare la classificazione spettrale stellare con più tipi spettrali di stelle per ottenere una descrizione molto accurata delle proprietà di una stella.

References

  1. Fig. 3 - HRDiagram in italian.gif (https://commons.wikimedia.org/wiki/File:HRDiagram_in_italian.gif) by Richard Powell is licensed by CC BY 2.5 (https://creativecommons.org/licenses/by/2.5/deed.en)

Domande frequenti riguardo Classi spettrali

Le principali classi spettrali sono sette: O, B, A, F, G ,K M. Ne esistono altre per oggetti non stellari o per stelle particolari.

Le stelle più calde sono blu perché all'aumentare della temperatura, il picco di radiazione emessa dal modello di corpo nero (che le stelle seguono estremamente bene), si sposta verso la parte blu dello spettro elettromagnetico.

La stella più calda ad oggi nota è WR 102, una stella di tipo Wolf-Rayet con una temperatura superficiale di oltre 200 000 K. È importante però comprendere che le stelle che possiamo osservare (a parte un numero esiguo di eccezioni) sono all'interno della nosta galassia.

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