Classificazione Stellare


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CLASSIFICAZIONE STELLARE
La classificazione delle stelle si basa principalmente sull'energia prodotta dal nucleo stellare, che viene irradiata sotto forma di luce e calore, e le cui lunghezze d'onda dipendono sostanzialmente dalla temperatura superficiale e dalla composizione chimica della materia.

Per fare un esempio molto banale prendiamo il caso di un pezzo di ferro che si stia riscaldando dentro il fuoco. Man mano che la temperatura aumenta possiamo notare il metallo passare da un colore rossastro ad un'azzurro intenso, indice appunto dell'innalzamento di essa.

Ogni stella è dunque di un colore che dipende direttamente dalla sua temperatura superficiale. Analizzando allora la luce stellare si può vedere come essa, attraversando un prisma, venga rifratta nello spettro stellare, ossia in una serie di bande colorate (righe spettrali). Queste contengono tutti i colori dell'iride e forniscono praticamente delle informazioni riguardo alla struttura ed alla composizione del corpo stellare.

Come criterio di catalogazione si usano allora 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 fu' introdotto invece un nuovo sistema, con la creazione di 6 gruppi, o classi spettrali, indicati da lettere dell'alfabeto:

Classe spettrale	Tipo di stella	Temperatura in gradi
O-B	Bianco azzurre	10000 - 60000
A	Bianche	7500-10000
F	Bianche	6000-7500
G	Gialle	5000-6000
K	Arancio	3500-5000
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. Essi praticamente scoprirono una corrispondenza fra la luminosità e la temperatura superficiale del corpo stellare.

Infatti, 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: giganti, supergiganti, nane bianche, nane rosse ed infine la sequenza principale, che comprende il numero piu' alto di corpi stellari, compreso il Sole.

DOPPIE (BINARIE)
Ogni stella, come i pianeti e tutti gli altri corpi celesti, è soggetta alla legge di gravitazione universale e perciò spesso, due di esse possono attrarsi ed orbitare attorno ad un comune centro di gravità. Così, a seconda dell'inclinazione del piano orbitale, esse possono dare vita a variazioni di luminosità che si verificano perchè l'una eclissa l'altra.

Generalmente sono di tre tipi:

ad eclissi quando appunto le variazioni di luminosità sono dovuti a fenomeni di occultazione;
spettroscopiche quando la distanza che li separa dalla Terra è tale da non poterle distinguere nettamente; in tal caso le variazioni della luminosità saranno rilevate dallo spostamento delle righe spettrali dovute all'effetto doppler;
visuali, quando le due componenti sono risolvibili mediante uno strumento ottico.

In questi casi è molto importante considerare la posizione del piano orbitale, che va messa in relazione alla direzione di visuale dalla Terra. Infatti esso può essere perpendicolare o parallelo al nostro pianeta facendo così variare, apparentemente, anche le relative velocità orbitali.

Questo tipo comprende anche le doppie prospettiche ossia quelle che sono viste vicino solo per un effetto di proiezione, mentre che in realtà si trovano a distanze diverse.

Alcune famose doppie

Albireo Beta Cygni	Mizar Zeta Ursae majoris
Almach Gamma Andromedae	Polaris Alfa Ursae minoris
Antares Alfa Scorpii	Regolo Alfa Leonis
Castore Beta Geminorum	Rigel Beta Orionis
Cuore di Carlo Alfa Canes venatici	Rigel Kentaurus Alfa Centauri

VARIABILI
Sono quelle stelle che variano la loro luminosità periodicamente, in maniera piu' o meno regolare, a causa della rotazione attorno ad un'altra stella o dell'alternanza di contrazioni e decontrazioni del corpo stellare.

La variabilità dell'intensità luminosa sarà dovuta nel primo caso, alle caratteristiche geometriche del sistema orbitante (fenomeni di eclissi), oppure nel secondo caso, a variazioni delle proprietà fisiche della stella (contrazioni e decontrazioni).

Delle prime abbiamo già detto, mentre per quanto riguarda le altre possiamo notare che esse si suddividono a loro volta in:

regolari se 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.

Alcune variabili (fra parentesi la magnitudine max)

Algol Beta Persei (2,1)	Menkalinan Beta Aurigae (1,9)
Alanz Epsilon Aurigae (3,7)	Mira Omicron Ceti (3,2)
Delta Cephei (3,8)	Sheliak Beta Lyrae (3,4)

Fra le variabili irregolari vi sono quelle stelle che concludono la propria vita in maniera disastrosa, espellendo in grandissime quantità gran parte della loro materia e causando così un improvviso e breve aumento della loro luminosità. Sono le novae e le supernovae. Le prime si liberano di gran parte della materia situata negli strati esterni, durante la fase di gigante rossa, attraverso una esplosione che le fà dilatare sino a cento volte le dimensioni originarie e causando un conseguente aumento della propria luminosità di migliaia di volte.

Nelle supernovae invece l'evento, ancora piu' devastante, essendo caratteristico dei corpi stellari di grandi dimensioni, segna la loro stessa fine per autodistruzione. Infatti una volta iniziata la fase finale dell'evoluzione stellare, dopo aver ormai esaurito tutto il combustile, il nucleo, per effetto delle immense forze gravitazionali, crolla su se stesso 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 miliardo di volte i valori normali.

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