Clasificarea stelelor

De la Wikipedia, enciclopedia liberă.
Salt la navigare Salt la căutare

În astronomie , clasificarea stelară este clasificarea stelelor pe baza spectrului lor. Clasa spectrală a unei stele este atribuită pornind de la temperatura sa de suprafață , care poate fi estimată folosind legea lui Wien pe baza emisiilor sale de lumină. Un indicator suplimentar al temperaturii stelei este starea de ionizare a fotosferei sale: deoarece tipurile de excitație atomică proeminente în fotosferă depind de temperatură, acest lucru poate fi studiat prin difracția luminii de la stea într-o rețea de difracție și obținerea unui spectru în care apar liniile de absorbție corespunzătoare ionilor anumitor elemente chimice . Prezența anumitor elemente chimice în spectrul de absorbție indică faptul că temperatura este de natură să provoace excitația acestor elemente. Dacă, pe de altă parte, un număr mare de linii sugerează o anumită temperatură, dar liniile unui anumit element sunt prea slabe sau prea marcate pentru temperatura respectivă, acest lucru poate indica faptul că fotosfera stelei are o compoziție chimică neobișnuită.

Majoritatea stelelor sunt clasificate folosind literele O , B , A , F , G , K și M : stelele de tip O sunt cele mai fierbinți, celelalte litere sunt atribuite stelelor treptat mai puțin fierbinți, până la cele mai stele din clasa M Este obișnuit să se descrie stelele din clasa O ca „albastre”, stelele din clasa B ca „albastre”, clasa A ca „alb”, clasa F ca „alb-galben”, clasa B ca „alb”, clasa F ca „alb -galben ", G ca" galben ", cele din clasa K ca" portocaliu "și cele din clasa M ca" roșu ". Cu toate acestea, culorile care apar observatorului pot diferi de acestea din cauza condițiilor de observare și a caracteristicilor stelei observate. Ordinea actuală non-alfabetică derivă dintr-o schemă de clasificare anterioară care folosea toate literele de la A la O ; unele dintre clasele originale au fost păstrate, dar rearanjate în funcție de temperatură pe măsură ce relația dintre clase și temperatura de suprafață a stelelor a devenit clară; în plus, unele clase au fost eliminate deoarece erau duplicate ale altora. În schema de clasificare actuală (clasificarea Morgan-Keenan) fiecare clasă este împărțită în zece subclase numerotate de la 0 la 9. Cu cât numărul este mai mic, cu atât temperatura stelei este mai mare. De exemplu, clasa F0 colectează cele mai fierbinți stele din clasa F și, prin urmare, cele mai apropiate de stelele din clasa A.

Cealaltă dimensiune inclusă în clasificarea Morgan-Keenan este cea a clasei de luminozitate exprimată prin numerele romane I , II , III , IV și V. Această clasă este atribuită pe baza lățimii anumitor linii de absorbție din spectrul stelei care s-au dovedit a fi legate de densitatea suprafeței stelei în sine. Deoarece pe parcursul evoluției lor stelele își măresc volumul și, în consecință, își scad densitatea, aceste clase indică și starea evolutivă a stelei. Clasa I include stele supergigante , stele gigantice de clasa III și stele pitice de clasa V sau, mai adecvat, stele de secvență principală . Soarele aparține clasei G2 V. Cea mai strălucitoare stea din cerul nopții este Sirius , aparținând clasei A1 V.

Istoria clasificărilor

Clasificarea lui Secchi

În anii șaizeci și șaptezeci ai secolului al XIX-lea , părintele Angelo Secchi a propus prima clasificare stelară pionieră pe baza unor criterii spectroscopice. În 1866 a împărțit stelele în trei clase [1] [2] [3] :

  • Clasa I: stele albe și albastre cu linii puternice și largi de hidrogen , precum Vega și Altair . Include clasa A modernă și primele subclase ale clasei F.
    Clasa I, subtipul Orion: un subtip de clasa I cu linii de hidrogen mai înguste; Rigel și Bellatrix fac parte din această subclasă. Corespunde primelor subclase ale clasei moderne B.
  • Clasa II: stele galbene cu linii de hidrogen mai puțin marcate și cu linii caracteristice evidente ale metalelor (de exemplu, calciu , sodiu ), cum ar fi Soarele, Arturo și Capella . Include clasele moderne K și G și cele mai noi subclase ale F.
  • Clasa III: stele roșii, cu un spectru complex cu benzi foarte largi, cum ar fi Betelgeuse și Antares . Corespunde clasei M.

În 1868 , Secchi a descoperit stele de carbon , pe care le-a adunat într-un grup distinct [3] :

  • Clasa IV: stele roșii cu linii și benzi evidente caracteristice carbonului .

În 1877 Secchi a adăugat o clasă a cincea [3] :

La sfârșitul secolului al XIX-lea, clasificarea lui Secchi a început să fie abandonată în favoarea celei de la Harvard [4] [5] .

Clasificarea Harvard

Corespondența dintre clasificarea Secchi și Harvard [6]
Uscat Harvard Notă
THE A, B, C, D Liniile dominante de hidrogen.
II E, F, G, H, I, K, L
III M.
IV Nu. Nu a apărut în catalog.
SAU Spectre caracteristice Wolf-Rayet cu linii strălucitoare.
P. Nebuloase planetare .
Î Alte fantome.

În anii 1880, astronomul Edward C. Pickering a început să studieze spectrele stelare la Harvard College Observatory folosind metoda prismei obiective. Spectrele au fost colectate în Catalogul Draper al Spectrelor Stelare publicat în 1890 și clasificat de Williamina Fleming . Ea a împărțit clasele I-IV ale lui Secchi în clase mai mici, marcate cu litere de la A la N; el a folosit și literele O pentru stelele ale căror spectre constau în principal din linii strălucitoare, P pentru nebuloasele planetare și Q pentru stelele ale căror spectre nu se încadrează în nicio altă clasă [6] .

În 1897 , o altă colaboratoare Pickering, Antonia Maury , a plasat subtipul Orion de clasa I al lui Secchi înaintea stelelor rămase din clasa I, plasând astfel clasa B de astăzi pe primul loc în clasa A. Ea a fost prima care a comandat clasele stelare în acest fel, deși el a făcut-o. nu folosiți litere pentru a indica tipurile stelare, ci numerele romane de la I la XXII [7] . În 1901, Annie Jump Cannon a revenit la litere, dar a păstrat doar clasele O, B, A, F, G, K și M, rearanjate în această ordine, în plus față de clasa P pentru nebuloasele planetare și Q pentru spectrele specifice. De asemenea, el a folosit simbolul B5A pentru a indica stelele la jumătatea distanței dintre clasele B și A și simbolul F2G pentru a indica stelele la o cincime din drum între clasele F și G și așa mai departe [8] . În cele din urmă, în 1912, Annie Cannon a schimbat numele claselor B, A, B5A, F2G etc. în B0, A0, B5, F2 etc. [9] Acest sistem de clasificare este încă în vigoare și astăzi.

Cu toate acestea, relația dintre clasele Harvard și temperaturile stelare nu a fost bine înțeleasă decât în anii 1920 , când fizicianul indian Meghnad Saha a dezvoltat o teorie a ionizării bazată pe cunoștințele chimice anterioare privind disocierea moleculelor . El și-a aplicat mai întâi teoria asupra fotosferei solare, apoi asupra spectrelor stelare [10] . Pornind de la această lucrare, astronomul anglo-american Cecilia Payne-Gaposchkin a demonstrat că secvența OBAFGKM este corelată cu temperaturile de suprafață ale stelelor [11] . Deoarece clasele OBAFGKM au fost atribuite inițial pe baza intensității liniilor spectrale, au continuat să facă acest lucru chiar și după ce relația cu temperatura a fost înțeleasă. Din aceasta se pare că și astăzi atribuirea unei stele unei clase spectrale menține o marjă de subiectivitate și că secvența subtipurilor nu reprezintă o scară cu raporturi constante.

Sistemul MK

Diagrama Hertzsprung-Russell relatează luminozitatea și temperatura suprafeței unei stele .

La Potsdam , în 1906 , astronomul danez Ejnar Hertzsprung a observat că stelele a căror culoare tindea mai mult spre roșu (clasificate în tipurile K și M ale schemei Harvard) puteau fi împărțite în două grupe în funcție de faptul dacă erau mai mult sau mai puțin strălucitoare. De soare; pentru a distinge cele două grupuri, el a dat numele de „ giganți ” celor mai strălucitori și „ pitici ” celor mai puțin strălucitori. În anul următor a început să studieze grupurile de stele (grupuri de stele plasate la aproximativ aceeași distanță), publicând primele grafice care comparau culoarea și luminozitatea stelelor care le alcătuiau; în aceste grafice a apărut o evidentă bandă continuă de stele, pe care Hertzsprung a dat numele de „secvență principală”. [12]

O linie similară de cercetare a fost urmărită la Universitatea Princeton de Henry Norris Russell , care a studiat relațiile dintre clasa spectrală a unei stele și luminozitatea ei reală (adică magnitudinea absolută ). Pentru aceasta a folosit un anumit număr de stele ale căror valori de paralaxă le deținea și care fuseseră clasificate în conformitate cu schema Harvard. Russell a emis ipoteza că stelele gigantice aveau o densitate mică sau o suprafață radiantă mare, în timp ce opusul era adevărat pentru stelele pitice [13] . Aceste diferențe între stele aparținând aceleiași clase spectrale au sugerat o metodă de clasificare care a explicat acest lucru.

Clasificarea spectrală Yerkes , numită și sistemul MKK , de la inițialele inventatorilor săi, este un sistem de clasificare spectrală introdus în 1943 de William W. Morgan , Phillip C. Keenan și Edith Kellman de la Observatorul Yerkes [14] . Este un sistem de clasificare bidimensională, ale cărui dimensiuni au relații cu temperatura și luminozitatea stelelor: de fapt, atribuirea unei stele unei clase se face pornind de la unele caracteristici ale liniilor spectrale sensibile la temperatură și gravitația suprafeței , care la rândul său are o relație cu luminozitatea. În 1953 , în urma unor modificări în lista stelelor eșantion și în criteriile de clasificare, schema a fost redenumită MK (de la inițialele lui William Morgan și Phillip Keenan [15] ).

Clasificarea spectrală a Yerkes

După cum sa menționat, clasificarea spectrală Yerkes are două dimensiuni: prima este reprezentată de clasa Harvard, conectată la temperatura suprafeței.

Clase de temperatură Harvard

Stelele au temperaturi de suprafață variabile între 2 000 - 40 000 K. Clasele spectrale de la Harvard sunt de obicei listate de la cele mai calde la mai puțin calde, ca în tabelul de mai jos:

Temperatura (în kelvini ) [16] Culoare absolută Culoare aparentă [17] [18] [19] Clasa Harvard (temperatura) Liturghie [16] raza [16] Luminozitate [16]
( bolometric )		 Linii
hidrogen		 Fracțiune între toți
stele secvenței principale [20]
≥33 000 K albastru albastru SAU ≥16 M ⊙ ≥6,6 R ⊙ ≥30 000 L ⊙ Slab ~ 0,00003%
10.000 - 33.000 K albastru deschis albastru deschis B. 2,1–16 M ⊙ 1,8–6,6 R ⊙ 25-30000 L ⊙ Medii 0,13%
7 500 - 10 000 K alb albastru deschis LA 1,4–2,1 M ⊙ 1,4–1,8 R ⊙ 5–25 L ⊙ Puternic 0,6%
6 000 - 7 500 K alb-galben alb F. 1,04-1,4 M ⊙ 1,15-1,4 R ⊙ 1,5-5 S Medii 3%
5 200 - 6 000 K galben alb-galben G. 0,8-1,04 M ⊙ 0,96–1,15 R ⊙ 0,6-1,5 L ⊙ Slab 7,6%
3 700 - 5 200 K portocale galben-portocaliu K. 0,45-0,8 M ⊙ 0,7–0,96 R ⊙ 0,08-0,6 L ⊙ Foarte slab 12,1%
≤3 700 K roșu portocaliu rosu M. 0,08-0,45 M ⊙ ≤0,7 R ⊙ ≤0,08 L ⊙ Foarte slab 76,45%

Masa , raza și luminozitatea enumerate sunt numai pentru stelele secvenței principale și nu sunt adecvate pentru giganți . Clasele spectrale sunt împărțite în 10 subclase etichetate cu numerele de la 0 la 9. De exemplu, subclasa A0 este cea mai tare dintre cele din clasa A, subclasa A9 este cea mai puțin fierbinte.

Culoarea unei stele este în primul rând o funcție a temperaturii sale reale. De fapt, steaua poate fi aproximată la un corp negru : atunci când un corp negru se încălzește emite inițial radiații în frecvențele infraroșii ; o creștere suplimentară a temperaturii face ca corpul să devină incandescent și roșu, apoi portocaliu, apoi galben, apoi alb și în cele din urmă albastru. Dacă temperatura crește din nou, corpul emite cea mai mare parte a radiației din banda ultravioletă . Culorile care ni se par sunt rezultatul combinației de emisii de diferite lungimi de undă . Cele mai fierbinți stele ni se par albastre, deoarece își emit cea mai mare parte a energiei în partea albastră a spectrului; stelele mai puțin fierbinți emit în schimb în partea roșie a spectrului. Punctul spectrului în care are loc cea mai mare emisie depinde de temperatură [18] . Legea lui Wien raportează temperatura unui corp negru și lungimea de undă pentru care radiația emisă de corpul însuși este maximă.

Coloana de culoare convențională din tabel se referă la culoarea atribuită în mod tradițional în astronomie stelelor diferitelor clase; această atribuire se face din stele de clasă A, care sunt considerate în mod convențional ca fiind albe. În schimb, culoarea aparentă [17] este culoarea pe care observatorii ar vedea-o dacă lumina stelei ar fi mărită și proiectată pe un ecran alb [21] . Majoritatea stelelor, cu excepția celei mai strălucitoare, apar albe pe cerul nopții datorită incapacității ochiului uman de a percepe culorile atunci când lumina este foarte slabă.

Soarele are o culoare albă pură sau chiar ușor deplasată spre frecvențele scurte ale vizibilului. Temperatura medie de suprafață a fotosferei solare de 5777 K dă vârful maxim de emisie, în spațiu, la 510-511 nm și, prin urmare, în verde cian ( WA Steer chart [ necesită citare ]). În mod tradițional în astronomie se spune că Soarele este o stea galbenă și poate apărea de fapt gălbuie (sau chiar roșiatic-portocaliu, la apus) prin atmosferă, datorită înălțimii sale deasupra orizontului, precum și a clarității și umidității aerului. . Cu toate acestea, culoarea sa este în jur de alb pur. Aceasta este consecința naturală a evoluției umane și a adaptării vederii: curba de răspuns care îi maximizează eficiența în condiții de iluminare solară va face prin definiție Soarele să pară alb.

Stelele de tip O, B și A sunt uneori confuz numite „stele de tip timpuriu” (în engleză : stele de tip timpuriu ), în timp ce stelele din clasa K și M sunt numite „stele de tip târziu” (în engleză: târziu tip stele ). Această terminologie derivă din modelul evolutiv stelar care era la modă la începutul secolului al XX-lea, conform căruia stelele și-au obținut energia, prin mecanismul Kelvin-Helmholtz , din contracția gravitațională și conform căreia, prin urmare, și-au început existența ca stele fierbinți de „tip timpuriu” și a evoluat încet răcindu-se, devenind stele „de tip târziu”. Astăzi știm că acest model evolutiv este greșit pentru stele, care își derivă energia din fuziunea nucleară , chiar dacă este substanțial corect pentru piticii bruni , care produc energie prin contracție gravitațională și care se răcesc progresiv, începând existența lor cu un spectru de tip M și trecând succesiv prin clasele L , T și Y.

Clase de luminozitate

Când stelele părăsesc secvența principală și devin giganți, își măresc considerabil volumul și, prin urmare, își scad densitatea. Această diferență se manifestă în spectre stelare ca stele de secvență principală, care sunt mai dense, prezintă linii spectrale mai largi, în timp ce stelele mai puțin dense, cum ar fi giganții, prezintă linii spectrale mai fine. Creșterea volumului stelelor uriașe implică o creștere a suprafeței radiante și, în consecință, a strălucirii stelei. Prin urmare, clasele spectrale bazate pe lățimea sau finețea liniilor spectrale se numesc clase de luminozitate .

De obicei se disting următoarele clase de luminozitate:


Sunt posibile cazuri intermediare; simbolologia pentru aceste cazuri este următoarea:

Simboluri pentru cazuri intermediare Exemplu Explicaţie
- G2 I-II O stea la jumătatea distanței dintre un supergigant și un gigant strălucitor.
+ O9,5 Ia + Un supergigant extrem de luminos.
/ M2 IV / V O stea care este fie un subgigant, fie un pitic.

Cursurile de la Harvard

Clasificare spectrală MK. Culorile sunt foarte asemănătoare cu cele percepute de ochiul uman. Dimensiunile se referă la stelele secvenței principale .

Clasa O

Pictogramă lupă mgx2.svg Același subiect în detaliu: stea din clasa OV .

Stelele din clasa O sunt foarte fierbinți ( > 33.000 K [16] ) și strălucitor (chiar de peste un milion de ori mai mult decât Soarele). Apar o culoare albastră foarte intensă, profundă și „închisă”, dar emit multă radiație ultravioletă. Printre stelele de clasa V sunt cele mai rare: doar una din 3 milioane de stele secvențiale principale este din clasa O [20] [24] .

Stelele de tip O sunt atât de fierbinți încât au un mediu foarte complicat, ceea ce face spectrul lor extrem de complex. Au linii dominante ale ionului de heliu He II, atât în ​​emisie, cât și în absorbție, precum și a ionilor Si IV, O III, N III și C III. Liniile neutre de heliu apar și din subclasa O5 și devin mai marcate pe măsură ce ne apropiem de clasa O9. Liniile din seria Hydrogen Balmer sunt prezente, dar slabe. Acest tip de spectru este cauzat de temperatura ridicată a suprafeței stelelor de tip O: la temperaturi de peste 30 000 K hidrogen este complet ionizat și acest lucru explică de ce liniile sale sunt foarte slabe în acest tip de stele; heliul, pe de altă parte, ionizează la temperaturi mult mai ridicate decât hidrogenul și, prin urmare, va apărea sub formă neutră până la clasa O5, ionizat o dată în primele subclase din clasa O. În cele din urmă, metalele se ionizează o dată la temperaturi mai mici decât cele ale hidrogenului și, prin urmare, va apărea ionizat de mai multe ori în stelele fierbinți ale acestei clase [25] .

Spectrul unei stele din clasa O5 V

Stelele de tip O sunt foarte masive ( > 16 M ⊙ [16] ) și au miezuri extrem de fierbinți care își ard rapid combustibilul: în consecință, acestea sunt cele care rămân cel mai puțin timp în secvența principală. Unele observații făcute cu telescopul spațial Spitzer ar indica faptul că formarea planetară nu poate avea loc în jurul stelelor de tip O datorită fotoevaporării mari [26] .

Când a fost introdus sistemul de clasificare MMK în 1943, au fost furnizate doar subclasele O5 până la O9.5 [27] . Schema a fost apoi extinsă la clasa O4 în 1978 [28] și, ulterior, la clasele O2, O3 și O3.5. Stelele de tip O2 sunt în prezent cele mai fierbinți dintre cele prezise de schema MMK [29] .

Exemple: ζ Orionis , ζ Puppis , λ Orionis , δ Orionis , θ¹ Orionis C.

Clasa B

Pictogramă lupă mgx2.svg Același subiect în detaliu: steaua clasei BV .
Rigel , cea mai strălucitoare stea de clasa B de pe cer .

Stelele din clasa B au o culoare albastru deschis până la albastru intens și sunt foarte masive ( 2,1–16 M ⊙ , pentru secvența principală [16] ) și stelele strălucitoare, deși nu la fel de strălucitoare ca cele din clasa O. Aproximativ una din fiecare 800 stele cu secvență principală aparține acestei clase [20] [24] . Spectrele lor prezintă liniile de heliu neutru, care ating puterea maximă în jurul clasei B2, și cele ale hidrogenului. Acestea din urmă sunt încă slabe, deși într-o măsură mai mică decât cele prezente în spectrul stelelor de clasa O. Ionii metalici predominanți sunt Mg II și Si II. Temperaturile de suprafață ale acestor stele ( 10 000 - 33 000 K [16] ) nu sunt, prin urmare, suficient de mari pentru a ioniza heliu, dar suficient de mari pentru a ioniza cea mai mare parte a hidrogenului și pentru a ioniza unele metale [25] .

La fel ca stelele din clasa O, stelele din clasa B au, de asemenea, o durată de viață relativ scurtă și, prin urmare, nu se îndepărtează de zona în care s-au format. Ele provin din nori moleculari gigantici și formează adesea asociații OB , adică grupuri de stele care pot conține de la câteva unități până la sute de stele din aceste clase care, în general, se găsesc pe discurile galaxiilor spirale .

Exemple: Rigel , Spica , cele mai strălucitoare Pleiade , VV Cephei B , Algol A

Clasa a

Pictogramă lupă mgx2.svg Același subiect în detaliu: vedeta clasei AV .
Mărimea stelei de clasă A Vega în comparație cu cea a Soarelui.

Stelele din clasa A au temperaturi de suprafață între 7 500 și 10 000 K și, atunci când sunt de secvență principală, mase între 1.4 și 2.1 M ⊙ [16] . Ele apar într-o culoare care poate varia de la albastru deschis la albastru deschis și sunt cele mai frecvente stele dintre cele vizibile cu ochiul liber pe cerul nopții. Au linii de hidrogen marcate, care ating maximul în jurul claselor A0-A1, precum și linii de metale ionizate Fe II, Mg II, Si II, care ating maximul în jurul clasei A5. În jurul aceleiași clase, devin evidente și liniile Ca II [25] .

Deși într-o măsură mai mică decât stelele din clasa O și B, stelele din clasa A sunt rare: doar una din fiecare 160 de stele cu secvență principală aparține acestei clase [20] [24] .

Exemple: Sirio , Deneb , Altair , Vega

Clasa F

Pictogramă lupă mgx2.svg Același subiect în detaliu: steaua din clasa FV .
Procyon , cea mai apropiată stea din clasa F de noi.

Stelele din clasa F au temperaturi de suprafață între 6 000 și 7 500 K [16] . Când sunt de secvență principală, au mase între ele 1,04 și 1,5 M ⊙ [16] . Ele apar într-un gradient albastru-argintiu-deschis sau ceresc-argintiu-deschis până la o culoare albastru deschis. Spectrele lor prezintă linii de hidrogen mai slabe decât cele din stelele clasei A: temperatura mai scăzută se traduce, prin urmare, într-o excitație mai mică a atomilor de hidrogen [30] . Liniile metalelor ionizate sunt și ele mai slabe și în ultimele subclase încep să apară liniile metalelor neutre [25] , cum ar fi Fe I, Cr I. Cu toate acestea, liniile H și K ale Ca II (ionizate o dată) sunt evidente. Una din 33 de stele secvențiale principale aparține acestei clase [20] [24]

Exemple: Alrakis , Canopus , Dubhe B , Polaris , Procione , Wezen

Clasa G

Pictogramă lupă mgx2.svg Același subiect în detaliu: pitic galben .
Cea mai importantă stea de tip G pentru umanitate, Soarele. Zona întunecată vizibilă în stânga jos este o pată solară .

Stelele din clasa G sunt cele mai cunoscute, deoarece Soarele aparține acestei clase. Aproximativ o treisprezecea parte din stelele secvenței principale sunt din clasa G [20] [24] : acestea sunt stele cu o temperatură de suprafață de 6 000 –5 200 K [16] , de o culoare care variază de la un alb „rece” foarte intens la un galben-alb pal oricât de intens și clar clar; când sunt de secvență principală au o masă între 1,04 și 0,8 M ⊙ [16] . Spectrele lor prezintă linii foarte slabe de hidrogen și linii atât de metale ionizate, cât și de metale neutre: fierul apare de exemplu atât neutru, cât și ionizat o dată [25] [30] . Liniile H și K ale Ca II sunt foarte evidente și ating maximul în jurul clasei G2.

Există puține stele supergigante care aparțin clasei G [31] . De fapt, de obicei supergigantii apartin claselor O sau B ( supergigantii albastri ) sau claselor K sau M ( supergigantii rosii ): pot trece de mai multe ori de la un tip la altul, dar cand fac acest lucru raman doar pentru un timp relativ scurt in clasele intermediare. În consecință, puțini super-giganți aparținând acestor clase sunt observați.

Exemple: Soarele , α Centauri A , Capella , τ Ceti , Kepler-22

Clasa K

Pictogramă lupă mgx2.svg Același subiect în detaliu: pitic portocaliu .
Comparație între steaua din clasa K Arturo , steaua din clasa M Antares și Soarele.

Stelele din clasa K au o culoare galben deschis până la un alb gălbui pal mai clar, datorită temperaturii suprafeței lor 3 700 - 5 200 K [16] . Când sunt de secvență principală, au mase cuprinse între 0,45 și 0,8 M ☉ [16] . I loro spettri hanno linee dell'idrogeno molto deboli o addirittura assenti in quanto la temperatura superficiale non è più sufficiente ad eccitare questo elemento in modo significativo. Le linee dei metalli ionizzati tendono a farsi più rare a vantaggio di metalli neutri come Mn I, Fe I, Si I. Specie nelle prime sottoclassi sono comunque ancora presenti le linee del ferro e del calcio ionizzati una volta (Fe II e Ca II) [25] [30] . Nelle ultime sottoclassi, invece, cominciano a comparire le linee di alcune molecole , come l' ossido di titanio (TiO), che possono resistere solo a temperature relativamente basse.

Le stelle di tipo K sono abbastanza comuni: un ottavo delle stelle di sequenza principale appartiene a questa classe [20] [24] . Ci sono indicazioni che questo tipo di stelle sono adatte ad ospitare la vita nei sistemi planetari orbitanti intorno ad esse [32] .

Numerose stelle di classe K sono giganti, come Arturo e Aldebaran , o supergiganti, come ο² Cygni .

Esempi: α Centauri B , ε Eridani , Arturo , Aldebaran , Algol B

Classe M

Magnifying glass icon mgx2.svg Lo stesso argomento in dettaglio: Nana rossa e Gigante rossa .
Antares è una stella supergigante fredda: rientra nella classe M di Harvard.

Le stelle di classe M, di colore rosso sfumato verso l'arancione, arancione o giallo fino ad un giallo più chiaro, sono di gran lunga le più comuni: tre quarti delle stelle di sequenza principale appartiene a questa classe [20] [24] . Sono caratterizzate da temperature superficiali di 2 000 –3 700 K e, se di sequenza principale, hanno masse comprese fra 0,08 e 0,45 M ☉ [16] . I loro spettri sono caratterizzati dall'assenza delle linee dell'idrogeno e dalla debolezza o assenza di linee appartenenti a metalli ionizzati. Sono invece presenti le linee di metalli neutri e di molecole. Le linee dell'ossido di titanio (TiO) sono particolarmente marcate nelle stelle di questo tipo e raggiungono il loro massimo intorno alla classe M5. L' ossido di vanadio (VO) diventa invece presente nelle ultime sottoclassi [25] [30] .

Sebbene la grande maggioranza delle stelle di tipo M sia di sequenza principale, appartengono a questa classe anche la maggior parte delle stelle giganti e alcune supergiganti come Antares e Betelgeuse . Sono inoltre di classe M le nane brune più calde, quelle che si pongono sopra la classe L : esse solitamente occupano le classi M6,5 – M9,5.

Esempi: VY Canis Majoris (ipergigante). Betelgeuse , Antares (supergiganti). Ras Algethi , Scheat (giganti). Proxima Centauri , Stella di Barnard , Gliese 581 (nane). LEHPM 2-59 [33] , SSSPM J1930-4311 (subnane). APMPM J0559-2903 (subnana estrema). Teide 1 (nana bruna).

Ulteriori classi spettrali

In seguito alla scoperta di nuovi tipi di stelle sono state aggiunte nuove classi spettrali non previste dalla classificazione originaria [34] .

Stelle blu e calde a emissione

Gli spettri di alcune caldissime stelle blu esibiscono marcate linee di emissione del carbonio , dell' azoto e, a volte, dell' ossigeno . Queste stelle sono state raccolte in nuove classi apposite.

Classe W: stelle di Wolf-Rayet

Magnifying glass icon mgx2.svg Lo stesso argomento in dettaglio: Stella di Wolf-Rayet .
Immagine del telescopio spaziale Hubble di una stella di Wolf-Rayet, WR 124 .

La classe W o WR comprende le stelle di Wolf-Rayet , che presentano atmosfere ricche di elio anziché, come è usuale, di idrogeno. Si ritiene che le stelle di tipo W rappresentino uno stadio molto avanzato dell'evoluzione delle stelle massicce, in cui i forti venti stellari hanno causato una perdita di massa tale da consumare gli strati superficiali della stella, composti da idrogeno, e abbiano scoperto il guscio interno, composto da elio. Le temperature superficiali di queste stelle sono di conseguenza molto alte (fino a 85 000 K ) [35] , perfino superiori a quelle delle stelle di classe O.

La classe W si divide nelle sottoclassi WN e WC , a seconda che le linee dominanti siano quelle dell'azoto (simbolo N ) o del carbonio (simbolo C ) [35] . Probabilmente i due sottotipi corrispondono a due stadi dell'evoluzione di questo tipo di stelle in quanto il processo di espulsione della massa interessa dapprima la regione della stella, ricca in azoto, in cui abbondano gli elementi prodotti tramite la fusione dell'idrogeno nel ciclo CNO , quindi gli strati, ricchi in carbonio, in cui l'elio viene fuso tramite il processo tre alfa [35] . La classe WN viene a sua volta suddivisa nelle sottoclassi WNE e WNL: la prima raccoglie le stelle più calde, la seconda quelle meno calde ( E abbrevia "early" e L "late"). Un'analoga distinzione viene fatta a proposito della classe WC, che viene distinta nelle classi WCE e WCL [35] . Infine è stata aggiunta la classe WCO per raccogliere alcune stelle WC straordinariamente calde ( 150 000 K ) che presentano nei loro spettri le linee dell' O V-VI (ossigeno ionizzato quattro o cinque volte) [35] .

Le sottoclassi della classe W sono le seguenti [35] :

WN
WNE (da WN2 a WN5 con alcune WN6)
WNL (da WN7 a WN9 con alcune WN6)
ulteriori sottoclassi della WN (WN10 e WN11) sono state introdotte per raccogliere le stelle di classe Ofpe/WN9 [35] .
WN/C (classe intermedia fra le WR ricche di azoto e quelle ricche di carbonio [35] )
WC [35]
WCE (da WC4 a WC6)
WCL (da WC7 a WC9)
WO (da WO1 a WO4)
Esempi: γ² Velorum , WR 104 , Stella Pistola , WR 142 (quest'ultima appartenente alla classe WO2).

Classi OC, ON, BC, BN

Alcune stelle manifestano caratteristiche intermedie fra quelle delle normali classi Harvard O e B e quelle delle Wolf-Rayet. Esse sono state raccolte nelle classi OC, ON, BC e BN ( C è simbolo del carbonio, N quello dell'azoto, mentre O e B denotano le corrispondenti classi stellari). Non sembra esserci dunque una reale soluzione di continuità fra le Wolf-Rayet e le normali stelle più calde.

Esempi: HD 152249 (OC), HD 105056 (ON), HD 2905 (BC), HD 163181 (BN)

Stelle "barra"

Le stelle barra sono stelle con spettri di classe O, ma con sequenze simili a quelle della classe WN. Il nome barra deriva dal fatto che vengono designate con la sigla Of/WNL [23] . Esiste anche un gruppo secondario con questo tipo di spettro, ma che ha temperature superficiali minori, designato con Ofpe/WN9. Questo tipo di stelle è stato osservato nella Grande Nube di Magellano [23] .

Stelle O magnetiche

Si tratta di stelle di tipo O con forti campi magnetici . La loro sigla è Of?p [23] .

La classe OB

Nelle liste di spettri può occorrere la dicitura "spettro OB". Tale dicitura non indica propriamente una classe spettrale, ma significa: "lo spettro di questa stella è sconosciuto, ma essa appartiene a un'associazione OB, per cui probabilmente appartiene alla classe O, oppure a quella B o forse a una delle sottoclassi più calde della classe A".

Nane brune e stelle rosse fredde

Le classi L e T sono state introdotte per classificare gli oggetti meno caldi, con temperature superficiali inferiori alle stelle di classe M. Queste nuove classi includono sia stelle particolarmente fredde sia nane brune ; si tratta di oggetti poco luminosi nello spettro visibile . La classe Y è stata riservata per gli oggetti ancora meno caldi di quelli di classe T: a causa della loro bassissima luminosità sono molto difficili da osservare [36] .

Classe L

Magnifying glass icon mgx2.svg Lo stesso argomento in dettaglio: Nana bruna .
Immagine artistica di un oggetto di classe L

La classe L è stata chiamata così perché la lettera L è alfabeticamente la più vicina alla M tra le lettere non utilizzate nella classificazione, e gli oggetti di classe L sono meno caldi di quelli di classe M. L non sta però per " litio " in quanto molti degli oggetti di classe L non esibiscono le righe di questo elemento nei loro spettri. Hanno temperature superficiali comprese fra 1 200 e 2 000 K , si presentano di colore rosso chiaro fino ad un rosso intenso ed emettono la maggior parte della loro radiazione nell' infrarosso . Nei loro spettri sono dominanti le molecole ei metalli neutri, in particolare gli idruri (FeH, CrH, MgH, CaH) ei metalli alcalini ( Na I, K I, Cs I, Rb I) [37] [38] . Non sono invece presenti l'ossido di titanio (TiO) e l'ossido di vanadio (VO), che invece caratterizzano gli spettri delle stelle di tipo M meno calde.

Gli oggetti di tipo L sono o stelle che, pur avendo una piccola massa, sono sufficientemente massicce per fondere l'idrogeno nei loro nuclei , oppure nane brune , ossia un tipo particolare di oggetto celeste , che possiede una massa più grande di quella di un pianeta , ma minore di 0,08 M ☉ , che è considerata la massa minima perché abbiano luogo le reazioni di fusione nucleare proprie delle stelle. L'energia che le nane brune irradiano è dovuta, secondo il meccanismo di Kelvin-Helmholtz , alla loro lenta contrazione.

Non è escluso che anche un piccolo numero di stelle di grande massa possa essere di classe L, ma la formazione di tali stelle non avviene secondo i normali meccanismi di formazione stellare , ma tramite meccanismi esotici, come la fusione di due supergiganti. Un esempio è forse V838 Monocerotis .

Esempi: VW Hydri , la binaria 2MASSW J0746425+2000321 , la cui componente A è una piccola stella di classe L e la componente B una nana bruna di classe L [39] , LSR 1610-0040 (subnana) [40] .

Classe T

Immagine artistica di una nana di classe T

La classe T raccoglie le nane brune con temperature superficiali comprese fra 700 e 1 300 K . Esse sono di colore rosso intenso fino ad un rosso scuro, quasi cupo, ed emettono gran parte della loro radiazione nell'infrarosso. Il loro spettro è dominato dalle linee del metano [37] [38] .

Gli oggetti di classe L e T dovrebbero, secondo le ipotesi attuali, essere i più comuni e numerosi dell'universo. Il fatto che ne siano conosciuti così pochi dipenderebbe esclusivamente dal fatto che, data la loro bassissima luminosità, essi sono molto difficili da osservare.

Esempi: SIMP 0136 (la nana di classe T più luminosa scoperta nell' emisfero boreale [41] ), ε Indi Ba e Bb

Classe Y

Magnifying glass icon mgx2.svg Lo stesso argomento in dettaglio: Sub-nana bruna e Pianeta interstellare .
Immagine artistica di una nana di classe Y

La classe spettrale Y è una ipotetica classe spettrale introdotta per raccogliere le nane brune e le sub-nane brune con temperature superficiali inferiori a quelle di classe T (< 600 K) e aventi spettri differenti da quelli degli altri oggetti sub-stellari. Sebbene siano state avanzate teorie volte a modellare questi oggetti [42] , c'è ancora incertezza riguardo alle loro caratteristiche spettrali. Sulla base delle specificità dei possibili prototipi di tale classe finora scoperti, che presentano linee di assorbimento intorno ai 1,55 µm [43] , si è ipotizzato che essi siano caratterizzati dalle righe dell' ammoniaca e che questa sarebbe la proprietà che li distingue dagli oggetti di tipo T [43] [44] . Tuttavia, è difficile distinguere tali righe dalle linee dell'assorbimento dell'acqua e del metano [43] e quindi è stato obiettato che l'introduzione di tale classe è prematura [45] .

Le nane brune di classe T meno calde hanno temperature comprese fra 500 e 600 K e sono state assegnate alla classe T9 [43] . Tuttavia sono stati individuati oggetti con temperature superficiali ancora più basse. I più freddi sono CFBDSIR 1458+10 , che ha una temperatura di 370 ± 40 K e WISE 1828+2650 , che ha una temperatura di 300 K, cioè circa 25 °C [34] [46] [47] [48] . Questi due oggetti, assieme a pochi altri, individuati dal Wide-field Infrared Survey Explorer entro il raggio di 40 anni luce dalla Terra, sono stati proposti come prototipi della classe Y [34] [46] [47] [49] .

Stelle giganti al carbonio

Le stelle al carbonio sono di solito stelle giganti molto evolute : i loro spettri indicano la presenza del carbonio , prodotto del processo tre alfa di fusione dell'elio. Possono essere presenti anche elementi pesanti, risultato di altri processi di nucleosintesi stellare , come il processo S . La crescente presenza del carbonio e degli elementi pesanti rende lo spettro di queste stelle sempre più differente rispetto a quello delle altre stelle di classe G, K e M. In rari casi una stella al carbonio possiede questo elemento nella propria atmosfera non perché lo produce, ma perché lo riceve da una sua compagna , di solito una nana bianca , che ne contamina l'atmosfera.

Classe C

Magnifying glass icon mgx2.svg Lo stesso argomento in dettaglio: Stella al carbonio .

Originariamente classificate come R e N , le stelle al carbonio sono stelle giganti vicine alla fine della loro esistenza che presentano un eccesso di carbonio nelle loro atmosfere. Le vecchie classi R e N corrono parallele alle normali stelle da metà della classe G alla fine della classe M. Recentemente sono state rimappate in un'unica classe C , nella quale la vecchia classe R occupa le classi C0-C5, e la vecchia classe N occupa le classi C6-C9. Esiste anche una sottoclasse di stelle al carbonio, denominata J , caratterizzate dalla presenza di 13 C , oltre che da 12 C [50] .

  • C: stelle al carbonio. Esempio : R CMi
    • CR: originariamente una classe a sé, affine alle ultime sottoclassi della classe G e alle prime della classe K. Esempio: S Camelopardalis
    • CN: originariamente una classe a sé, affine alle ultime sottoclassi della classe K ea quelle della classe M. Esempio: R Leporis
    • CJ: un sottotipo di stelle di classe C avente un alto contenuto di 13 C. Esempio: Y Canum Venaticorum
    • CH: questa sottoclasse raccoglie le stelle CR di II popolazione . Esempi: V Ari, TT CVn [51]
    • C-Hd: stelle al carbonio povere di idrogeno, con bande del carbonio diatomico (C 2 ). Esempio: HD 137613

Classe S

Magnifying glass icon mgx2.svg Lo stesso argomento in dettaglio: Stella di classe S .

Le stelle di classe S sono stelle giganti affini alle normali giganti di classe K5-M, che si differenziano da esse per la presenza, oltre che delle linee dell' ossido di titanio (TiO) comuni anche alle giganti rosse, anche delle righe dell' ossido di zirconio (ZrO 2 ) [52] . La lettera S deriva dal fatto che nell'atmosfera stellare risultano rintracciabili gli elementi prodotti tramite il processo-S: oltre allo zirconio , l' ittrio e il tecnezio ; sono presenti, seppure più raramente, anche tracce di cianogeno e litio . Le abbondanze di carbonio e ossigeno sono invece simili a quelle delle normali giganti. Questi due elementi si presentano combinati sotto forma di monossido di carbonio (CO). Nelle normali stelle i processi di ossidazione del carbonio non consumano tutto l'ossigeno che rimane libero di legarsi con il titanio in modo da formare l'ossido di titanio; nelle stelle al carbonio è invece il carbonio a non consumarsi completamente ea formare il carbonio diatomico (C 2 ); nelle stelle di tipo S, infine, solo scarse quantità di carbonio e ossigeno non si consumano nel processo di ossidazione. Ciò indica la presenza di sempre maggiori quantità di carbonio nel passaggio dalle normali stelle giganti a quelle di tipo S e da queste a quelle di tipo C. Di conseguenza le stelle di tipo S possono venire considerate come uno stadio intermedio fra le normali stelle giganti e le stelle al carbonio [53] .

Esempi: S Ursae Majoris , BD Camelopardalis

Classi MS e SC

Le stelle di classe MS possiedono caratteristiche intermedie fra quelle di classe M e quelle di classe S. Allo stesso modo le stelle di classe SC possiedono caratteristiche intermedie fra le stelle di classe S e quelle di classe CN. Pertanto la sequenza M → MS → S → SC → CN rappresenta il tracciato evolutivo all'interno del ramo asintotico delle giganti : a mano a mano che la stella fonde l'elio in carbonio, l'abbondanza di quest'ultimo aumenta nell'atmosfera stellare.

Esempi: R Serpentis (MS), ST Monocerotis (MS), CY Cygni (SC), BH Crucis (SC)

Classificazione delle nane bianche

Magnifying glass icon mgx2.svg Lo stesso argomento in dettaglio: Nana bianca .
Sirio A e Sirio B (una nana bianca di tipo DA2) risolte dall' Hubble Space Telescope .

Le nane bianche rappresentano l'ultima fase dell'evoluzione delle stelle di massa piccola e media [54] . Queste, negli ultimi stadi della loro fase di giganti, diventano fortemente instabili e ciò le porta ad espellere i propri strati più esterni , mentre i nuclei inerti vanno a costituire le nane bianche [55] . Non essendo più soggette alla fusione nucleare, esse non possiedono una fonte di energia autonoma che possa contrastare il collasso gravitazionale cui sono naturalmente sottoposte [56] ; l'unica forza che vi si oppone è la pressione degli elettroni degenerati . Inoltre esse vanno incontro a un progressivo, anche se molto lento, raffreddamento.

Classe D

Nella moderna classificazione stellare le nane bianche sono raccolte nella classe D (abbreviazione di degenere ), che è suddivisa nelle sottoclassi DA, DB, DC, DO, DQ, DX e DZ, secondo la composizione chimica delle loro atmosfere. Il significato delle lettere è il seguente [57] :

  • DA : atmosfera ricca di idrogeno, come indicato dalle righe della serie di Balmer .
  • DB : atmosfera ricca di elio, come indicato dalle linee dell' He I (elio neutro).
  • DO : atmosfera ricca di elio, come indicato dalle linee dell' He II (elio ionizzato una volta).
  • DQ : atmosfera ricca di carbonio, come indicato dalle linee del carbonio atomico e molecolare.
  • DZ : atmosfera ricca di metalli (raccoglie le ormai obsolete classi DG, DK e DM).
  • DC : nessuna linea spettrale che permetta di assegnare la nana bianca a una delle precedenti categorie.
  • DX : le linee spettrali non sono sufficientemente chiare per classificare la stella.

La classe stellare è seguita da un numero che indica la temperatura superficiale. Questo numero è l' arrotondamento di 50 400/ T eff , ove T eff è la temperatura superficiale misurata in Kelvin. Inizialmente il numero veniva arrotondato alle cifre da 1 a 9, ma più recentemente sono stati introdotti anche valori frazionari e numeri minori di 1 e maggiori di 9 [57] [58] .

La lettera D può essere seguita da due o più delle lettere elencate sopra, se la stella manifesta le caratteristiche spettrali di più di una sottoclasse [57] :

  • DAB : atmosfera ricca di idrogeno e di elio neutro.
  • DAO : atmosfera ricca di idrogeno e di elio ionizzato.
  • DAZ : atmosfera ricca di idrogeno e di metalli.
  • DBZ : atmosfera ricca di elio neutro e di metalli.

Infine, la lettera V è utilizzata per indicare una nana bianca variabile [57] :

  • DAV o stella ZZ Ceti : nane bianche pulsanti ricche di idrogeno [59] .
  • DBV o stella V777 Her : nane bianche pulsanti ricche di elio [60] .
  • stelle GW Vir , talvolta suddivise in stelle DOV e PNNV : stelle nella fase di transizione fra lo stadio di gigante e lo stadio di nana bianca, molto calde e ricche di elio [61] [62] [63] .
Esempi: Sirio B (DA2), Procione B (DA4), Gliese 35 (DZ7) [64] .

Tipi spettrali non stellari: Classi P e Q

Le classi P e Q sono usate occasionalmente per classificare alcuni oggetti non stellari. Gli oggetti di tipo P sono nebulose planetarie , quelli di tipo Q sono novae .

Peculiarità spettrali

Per indicare alcune peculiarità dello spettro stellare, può venire aggiunta ulteriore nomenclatura nella forma di lettere minuscole [65] .

Codice Peculiarità spettrale
: Classe spettrale incerta e/o mista
... Esistono peculiarità spettrali non riportate
! Peculiarità speciali
comp Spettro composito
e Linee di emissione presenti
[e] Linee di emissioni "proibite" presenti
er Il centro delle linee di emissione è più debole dei margini
ep Linee di emissione peculiari
eq Linee di emissione con profilo P Cygni
ev Linee di emissione che esibiscono variabilità
f Linee di emissione N III e He II
f* La linea N IV λ 4058 Å è più forte di quelle N III λ4634Å, λ4640Å, λ4642Å [66]
f+ Sono presenti le linee di emissione Si IV λ4089Å, λ4116Å oltre a quelle N III [66]
(f) Sono presenti le linee di emissione N III, assenti o deboli le linee He II
((f)) Sono presenti forti linee He II e deboli linee N III [67]
h Stella di Wolf-Rayet con linee di emissione dell'idrogeno [35]
ha Stella di Wolf-Rayet con linee di emissione e di assorbimento dell'idrogeno [35]
He wk Linee dell'elio deboli
k Spettro con linee di assorbimento dovute al mezzo interstellare
m Forti linee dei metalli
n Linee di assorbimento allargate dovute alla rotazione della stella
nn Linee molto allargate per l'alta velocità di rotazione della stella [68]
neb Lo spettro della stella si sovrappone con quello di una nebulosa
p Stella peculiare .
pq Spettro peculiare, simile a quello delle novae
q Linee spostate verso il rosso e il blu
s Linee di assorbimento assottigliate
ss Linee di assorbimento molto assottigliate
sh Linee molto ampliate, come nelle variabili γ Cassiopeiae
v (o anche "var") Stella variabile
w (o anche "wl" e "wk") Linee deboli
d Del Gigante di tipo A o F con deboli linee H e K del calcio , come nel prototipo δ Delphini
d Sct Stella di tipo A o F con spettro simile alla variabile a corto periodo δ Scuti
Codice Se nello spettro si evidenzia un'abbondanza anomala di metalli
Ba Linee del bario molto forti
Ca Linee del calcio molto forti
Cr Linee del cromo molto forti
Eu Linee dell' europio molto forti
He Linee dell' elio molto forti
Hg Linee del mercurio molto forti
Mn Linee del manganese molto forti
Si Linee del silicio molto forti
Sr Linee dello stronzio molto forti
Tc Linee dello tecnezio molto forti
Codice Peculiarità spettrali delle nane bianche
: Classificazione incerta
P Nane bianche magnetiche con polarizzazione individuabile
E Linee di emissione presenti
H Nana bianca magnetica senza polarizzazione individuabile
V Variabile
PEC Peculiarità spettrali

Per esempio, Alioth ha classe spettrale A0pCr: ciò indica che essa ha classe spettrale A0 con linee molto forti del cromo.

Classificazione fotometrica

Le stelle possono essere classificare mediante un qualunque sistema fotometrico . Per esempio, è possibile dedurre la classe spettrale e la classe di luminosità di una stella sulla base degli indici di colore U−B and B−V del sistema UBV . Tuttavia tale procedura non è del tutto precisa perché molti fattori possono influenzare gli indici di colore: arrossamento interstellare , variazioni di colore dovute alla metallicità , mescolamento della luce di stelle che formano sistemi doppi o multipli .

La classificazione fotometrica può essere resa più precisa usando filtri più numerosi ea banda più stretta. Ciononostante la classificazione mediante le linee spettrali sarà sempre più precisa di quella fotometrica. Quest'ultima tuttavia può essere usata quando non c'è tempo sufficiente per ottenere spettri accurati in presenza di un alto rapporto segnale/rumore .

Note

  1. ^ P. Secchi, Analyse spectrale de la lumière de quelques étoiles, et nouvelles observations sur les taches solaires , in Comptes Rendus des Séances de l'Académie des Sciences , vol. 63, 1866, pp. 364–368. URL consultato il 19 gennaio 2012 .
  2. ^ P. Secchi, Nouvelles recherches sur l'analyse spectrale de la lumière des étoiles , in Comptes Rendus des Séances de l'Académie des Sciences , vol. 63, 1866, pp. 621–628. URL consultato il 19 gennaio 2012 .
  3. ^ a b c JB Hearnshaw, The Analysis of Starlight: One Hundred and Fifty Years of Astronomical Spectroscopy , Cambridge, UK, Cambridge University Press, 1986, pp. 60-3, 134, ISBN 0-521-25548-1 .
  4. ^ Classification of Stellar Spectra: Some History , su astro.ufl.edu . URL consultato il 19 gennaio 2012 .
  5. ^ James B. Kaler, Stars and Their Spectra: An Introduction to the Spectral Sequence , Cambridge, Cambridge University Press, 1997, pp. 62-63, ISBN 0-521-58570-8 .
  6. ^ a b Edward C. Pickering, The Draper Catalogue of stellar spectra photographed with the 8-inch Bache telescope as a part of the Henry Draper memorial , in Annals of Harvard College Observatory , vol. 27, 1890, pp. 1-388. URL consultato il 19 gennaio 2012 . . Confronta in particolare pagine 1-4
  7. ^ Antonia C. Maury, Edward C. Pickering, Spectra of bright stars photographed with the 11-inch Draper Telescope as part of the Henry Draper Memorial , in Annals of Harvard College Observatory , vol. 28, 1897, pp. 1–128. URL consultato il 20 gennaio 2012 . . Cfr. in particolare la tabella I
  8. ^ Annie J. Cannon, Edward C. Pickering, Spectra of bright southern stars photographed with the 13-inch Boyden telescope as part of the Henry Draper Memorial , in Annals of Harvard College Observatory , vol. 28, 1901, pp. 129–263. URL consultato il 20 gennaio 2012 . . Cfr. in particolare le pp. 139–143
  9. ^ Annie Jump Cannon, Edward C. Pickering, Classification of 1,688 southern stars by means of their spectra , vol. 56, 1912, pp. 115–164. URL consultato il 20 gennaio 2012 .
  10. ^ MN Saha, On a Physical Theory of Stellar Spectra , in Proceedings of the Royal Society of London , vol. 99, n. 697, 1921, pp. 135–153. URL consultato il 20 gennaio 2012 .
  11. ^ Cecilia Payne, Stellar Atmospheres; A Contribution to the Observational Study of High Temperature in the Reversing Layers of Stars. Ph. D. Thesis , Harvard, Radcliffe College, 1925.
  12. ^ M. Laurie,Twentieth Century Physics , a cura di L. Brown, B. Pippard, A. Pais, CRC Press, 1995, ISBN 0-7503-0310-7 .
  13. ^ HN Russell, "Giant" and "dwarf" stars , in The Observatory , vol. 36, 1913, pp. 324–329. URL consultato il 21 gennaio 2012 .
  14. ^ Morgan, William Wilson, Keenan, Philip Childs; Kellman, Edith, An atlas of stellar spectra, with an outline of spectral classification , Chicago, The University of Chicago press, 1943.
  15. ^ Phillip C. Keenan, William Wilson Morgan, Spectral Classification , in Annual Review of Astronomy and Astrophysics , vol. 11, n. 1, 1973, pp. 29–50, DOI : 10.1146/annurev.aa.11.090173.000333 . URL consultato il 22 gennaio 2012 .
  16. ^ a b c d e f g h i j k l m n o p GM Habets, JR Heinze, Empirical bolometric corrections for the main-sequence , in Astronomy and Astrophysics Supplement Series , vol. 46, 1981, pp. 193-237. URL consultato il 23 gennaio 2012 . Le luminosità sono ricavate dalla M bol , utilizzando l'equazione M bol (☉)=4,75.
  17. ^ a b Patrick Moore, The Guinness book of astronomy facts & feats , Vancouver, British Columbia, Guinness Superlatives, 1992, ISBN 0-900424-76-1 .
  18. ^ a b The Colour of Stars , su outreach.atnf.csiro.au , Australia Telescope Outreach and Education, 21 dicembre 2004. URL consultato il 26 settembre 2007 (archiviato dall' url originale il 10 marzo 2012) . Spiega le ragioni della differenza dei colori percepiti.
  19. ^ What color are the stars? , su vendian.org . URL consultato il 23 gennaio 2012 .
  20. ^ a b c d e f g h Glenn LeDrew, The Real Starry Sky , in Journal of the Royal Astronomical Society of Canada , vol. 95, n. 1, 2001, pp. 32–33. URL consultato il 25 gennaio 2012 . . Nota: la tavola 2 contiene un errore; in questa voce si assumerà che la somma di tutte le stelle di sequenza principale sia 824.
  21. ^ Charity, Mitchell, What color are the stars? , su vendian.org . URL consultato il 23 gennaio 2012 .
  22. ^ Don C. Barry, A Low-Dispersion Luminosity Indicator for Solar-Type Dwarfs , in Bulletin of the American Astronomical Society , vol. 2, n. 294, 1970. URL consultato il 25 gennaio 2012 .
  23. ^ a b c d NR Walborn, Multiwavelength Systematics of OB Spectra , in Revista Mexicana de Astronomía y Astrofísica , vol. 33, 2008, pp. 5-14. URL consultato il 25 gennaio 2012 .
  24. ^ a b c d e f g Queste proporzioni si riferiscono alle stelle con magnitudine assoluta minore di 16. Se si considerassero anche le stelle più deboli di magnitudine 16, ciò renderebbe le classi O e B più rare perché generalmente ciò si tradurrebbe nell'aggiunta di stelle di classe M.
  25. ^ a b c d e f g The Spectral Sequence as a Temperature Sequence , su csep10.phys.utk.edu . URL consultato il 25 gennaio 2012 .
  26. ^ Planets Prefer Safe Neighborhoods , su spitzer.caltech.edu . URL consultato il 25 gennaio 2012 .
  27. ^ WW Morgan, PC Keenan and E. Kellman, An atlas of stellar spectra, with an outline of spectral classification , Chicago, The University of Chicago Press, 1943. URL consultato il 25 gennaio 2012 .
  28. ^ WW Morgan, HA Abt, JW Tapscott, Revised MK Spectral Atlas for Stars Earlier than the Sun , su nedwww.ipac.caltech.edu , Yerkes Observatory, University of Chicago and Kitt Peak National Observatory. URL consultato il 25 gennaio 2012 .
  29. ^ Nolan R. Walborn et al., A New Spectral Classification System for the Earliest O Stars: Definition of Type O2 , in The Astronomical Journal , vol. 123, n. 5, 2002, pp. 2754–2771, DOI : 10.1086/339831 . URL consultato il 25 gennaio 2012 .
  30. ^ a b c d James B. Kaler, Spectral type , su McGraw-Hill's Encyclopedia of Science & Technology . URL consultato il 30 gennaio 2012 .
  31. ^ H. Nieuwenhuijzen, C. de Jager, Checking the yellow evolutionary void. Three evolutionary critical Hypergiants: HD 33579, HR 8752 & IRC +10420 , in Astronomy and Astrophysics , vol. 353, 2000, pp. 163-176. URL consultato il 30 gennaio 2012 .
  32. ^ On a cosmological timescale, The Earth's period of habitability is nearly over , su spacefellowship.com . URL consultato il 31 gennaio 2012 (archiviato dall' url originale il 12 dicembre 2009) .
  33. ^ Adam J. Burgasser, Kelle L. Cruz, Davy J. Kirkpatrick, Optical Spectroscopy of 2MASS Color-Selected Ultracool Subdwarfs , in The Astrophysical Journal , vol. 657, n. 1, 2007, pp. 494-510, DOI : 10.1086/510148 . URL consultato il 31 gennaio 2012 .
  34. ^ a b c Stars as Cool as the Human Body , su science.nasa.gov , NASA . URL consultato il 4 febbraio 2012 .
  35. ^ a b c d e f g h i j k Paul A. Crowther,Physical Properties of Wolf-Rayet Stars , in Annual Review of Astronomy & Astrophysics , vol. 45, n. 1, 2007, pp. 177-219, DOI : 10.1146/annurev.astro.45.051806.110615 . URL consultato il 1º febbraio 2012 .
  36. ^ JD Kirkpatrick, Outstanding Issues in Our Understanding of L, T, and Y Dwarfs , 14th Cambridge Workshop on Cool Stars, Stellar Systems, and the Sun ASP Conference Series , 2008. URL consultato il 2 febbraio 2012 .
  37. ^ a b J. Davy Kirkpatrick et al., Dwarfs Cooler than M: the Definition of Spectral Type L Using Discovery from the 2-μ ALL-SKY Survey (2MASS) , in Astrophysical Journal , vol. 519, n. 2, 1999, pp. 802–833, DOI : 10.1086/307414 . URL consultato il 2 febbraio 2012 .
  38. ^ a b J. Davy Kirkpatrick, New Spectral Types L and T , in Annual Reviews of Astronomy and Astrophysics , vol. 43, n. 1, 2005, pp. 195–246, DOI : 10.1146/annurev.astro.42.053102.134017 . URL consultato il 2 febbraio 2012 .
  39. ^ Ultra-cool Diminutive Star Weighs In , su hubblesite.org . URL consultato il 2 febbraio 2012 .
  40. ^ Sébastien Lépine, Michael Rich, Michael Shara, LSR 1610-0040: The First Early-Type L Subdwarf , in The Astrophysical Journal , vol. 591, n. 1, pp. L49-L52, DOI : 10.1086/377069 . URL consultato il 2 febbraio 2012 .
  41. ^ Étienne Artigau et al., Discovery of the Brightest T Dwarf in the Northern Hemisphere , in The Astrophysical Journal , vol. 651, n. 1, 2006, pp. L57–L60, DOI : 10.1086/509146 . URL consultato il 3 febbraio 2012 .
  42. ^ NR Deacon, NC Hambly, The possibility of detection of ultracool dwarfs with the UKIRT Infrared Deep Sky Survey , in Monthly Notices of the Royal Astronomical Society , vol. 371, n. 4, 2006, pp. 1722-1730, DOI : 10.1111/j.1365-2966.2006.10795.x . URL consultato il 4 febbraio 2012 .
  43. ^ a b c d SK Leggett et al., The Physical Properties of Four ~600 KT Dwarfs , vol. 695, n. 2, 2009, pp. 1517–1526, DOI : 10.1088/0004-637X/695/2/1517 . URL consultato il 4 febbraio 2012 .
  44. ^ P. Delorme et al., CFBDS J005910.90-011401.3: reaching the TY brown dwarf transition? , in Astronomy and Astrophysics , vol. 482, 2008, pp. 961–971, DOI : 10.1051/0004-6361:20079317 . URL consultato il 4 febbraio 2012 .
  45. ^ Ben Burningham et al., Exploring the substellar temperature regime down to ~550K , in Monthly Notices of the Royal Astronomical Society , vol. 391, n. 1, 2008, pp. 320–333, DOI : 10.1111/j.1365-2966.2008.13885.x . URL consultato il 4 febbraio 2012 .
  46. ^ a b NASA spots chilled-out stars cooler than the human body , su ca.news.yahoo.com . URL consultato il 4 febbraio 2012 .
  47. ^ a b NASA Satellite Finds Coldest, Darkest Stars Yet , su wired.com . URL consultato il 4 febbraio 2012 .
  48. ^ A Very Cool Pair of Brown Dwarfs , su eso.org , European Southern Observatory . URL consultato il 4 gennaio 2012 .
  49. ^ B. Zuckerman, I. Song,The minimum Jeans mass, brown dwarf companion IMF, and predictions for detection of Y-type dwarfs , in Astronomy and Astrophysics , vol. 493, n. 3, 2009, pp. 1149–1154, DOI : 10.1051/0004-6361:200810038 . URL consultato il 4 febbraio 2012 .
  50. ^ R. Bouigue, Contribution à l'étude des étoiles rouges carbonées II , in Annales d'Astrophysique , vol. 17, 1954, pp. 104-151. URL consultato il 5 febbraio 2012 .
  51. ^ Cecilia Barnbaum, Remington PS Stone, Philip C. Keenan, A Moderate-Resolution Spectral Atlas of Carbon Stars: R, J, N, CH, and Barium Stars , in Astrophysical Journal Supplement , vol. 105, 1996, pp. 419-473, DOI : 10.1086/192323 . URL consultato il 5 febbraio 2012 .
  52. ^ Gerry A. Good, Observing Variable Stars , Springer, 2003, p. 77, ISBN 1-85233-498-3 .
  53. ^ PC Keenan, Classification of the S-Type Stars. , in Astrophysical Journal , vol. 120, 1954, pp. 484-505, DOI : 10.1086/145937 . URL consultato il 6 febbraio 2012 .
  54. ^ Jennifer Johnson, Extreme Stars: White Dwarfs & Neutron Stars ( PDF ), su astronomy.ohio-state.edu , Astronomy 162, Ohio State University . URL consultato il 7 febbraio 2012 .
  55. ^ Michael Richmond, Late stages of evolution for low-mass stars , su spiff.rit.edu , Lecture notes, Physics 230, Rochester Institute of Technology. URL consultato il 7 febbraio 2012 .
  56. ^ D. Koester, G. Chanmugam, Physics of white dwarf stars , in Reports on Progress in Physics , vol. 53, 1990, pp. 837–915, DOI : 10.1088/0034-4885/53/7/001 . URL consultato il 7 febbraio 2012 .
  57. ^ a b c d EM Sion et al., A proposed new white dwarf spectral classification system , in The Astrophysical Journal , vol. 269, n. 1, 1983, pp. 253–257, DOI : 10.1086/161036 . URL consultato il 7 febbraio 2012 .
  58. ^ George P. McCook, Edward M. Sion, A Catalog of Spectroscopically Identified White Dwarfs , in The Astrophysical Journal Supplement Series , vol. 121, n. 1, 1999, pp. 1–130, DOI : 10.1086/313186 . URL consultato il 7 febbraio 2012 .
  59. ^ D. Koester, G. Chanmugam, Physics of white dwarf stars , in Reports on Progress in Physics , vol. 53, 1990, pp. 837–915, DOI : 10.1088/0034-4885/53/7/001 . URL consultato il 7 febbraio 2012 .
  60. ^ Gilles Fontaine, François Wesemael, White dwarfs , in Encyclopedia of Astronomy and Astrophysics , Bristol, Philadelphia, Institute of Physics Publishing, 2001, p. 3525, ISBN 0-333-75088-8 .
  61. ^ P.-O. Quirion, G. Fontaine, P. Brassard, Mapping the Instability Domains of GW Vir Stars in the Effective Temperature-Surface Gravity Diagram , in Astrophysical Journal Supplement Series , vol. 171, 2007, pp. 219–248, DOI : 10.1086/513870 . URL consultato il 7 febbraio 2012 .
  62. ^ T. Nagel, K. Werner, Detection of non-radial g-mode pulsations in the newly discovered PG 1159 star HE 1429–1209 , in Astronomy and Astrophysics , vol. 426, 2004, pp. L45–L48, DOI : 10.1051/0004-6361:200400079 . URL consultato l'8 febbraio 2012 .
  63. ^ MS O'Brien, The Extent and Cause of the Pre-White Dwarf Instability Strip , in Astrophysical Journal , vol. 532, n. 2, 2000, pp. 1078–1088, DOI : 10.1086/308613 . URL consultato l'8 febbraio 2012 .
  64. ^ JB Holberg, Terry D. Oswalt, EM Sion, A Determination of the Local Density of White Dwarf Stars , in The Astrophysical Journal , vol. 571, n. 1, 2002, pp. 512–518. URL consultato l'8 febbraio 2012 .
  65. ^ Alan M. MacRobert, The Spectral Types of Stars , su skytonight.com , Sky & Telescope. URL consultato l'8 febbraio 2012 .
  66. ^ a b J. Maíz Apellániz et al., Pismis 24-1: The Stellar Upper Mass Limit Preserved , in The Astrophysical Journal , vol. 660, n. 2, 2007, pp. 1480-1485, DOI : 10.1086/513098 . URL consultato l'8 febbraio 2012 .
  67. ^ G.Rauw et al.,Early-type stars in the core of the young open cluster Westerlund2 , in Astronomy and Astrophysics , vol. 463, n. 3, 2007, pp. 981-991, DOI : 10.1051/0004-6361:20066495 . URL consultato l'8 febbraio 2012 .
  68. ^ James B. Kaler, Stars and Their Spectra: An Introduction to the Spectral Sequence , 2ª ed., Cambridge, Cambridge University Press, 2011, p. 88, ISBN 0-521-89954-0 . URL consultato l'8 febbraio 2012 .

Voci correlate

Collegamenti esterni

Controllo di autorità LCCN ( EN ) sh85127421 · GND ( DE ) 4395967-2
Estratto da " https://it.wikipedia.org/w/index.php?title=Classificazione_stellare&oldid=119404228 "