16 Febbraio 2002
Le classi spettrali nella storia dell'astronomia
(Rosa M. Mistretta)

Ogni stella ha una carta d'identità rappresentata da uno spettro elettromagnetico, cioè da una lastra fotografica scura solcata da righe luminose, ognuna delle quali indica la presenza di un determinato elemento chimico all'interno dell'atmosfera stellare. Attraverso l'analisi degli spettri stellari, le stelle vengono suddivise in 10 classi (o tipi) spettrali, a seconda delle loro caratteristiche fisico-chimiche:

O B A F G K M R N S


Ma per giungere a questo risultato occorre analizzare alcuni passaggi nella storia dell'Astronomia.

Josef von Fraunhofer
Nel 1800 Joseph von Fraunhofer (1787-1826) ottiene per la prima volta lo spettro del Sole, assegnando a ciascuna riga visibile una lettera dell'alfabeto, senza alcuna relazione con i simboli degli elementi chimici. Ad esempio, le righe H e K, indicate da Fraunhofer nel XIX secolo, corrispondono in realtà alle righe del Calcio ionizzato, "Ca II 3968" e "Ca II 3934".

(Attualmente, uno dei metodi utilizzati per identificare le righe spettrali consiste nell'indicare il simbolo dell'elemento chimico, il suo stato di ionizzazione per mezzo di un numero romano, la lunghezza d'onda corrispondente, misurata in angstrom.)

La classificazione viene arricchita in seguito da Padre Angelo Secchi (astronomo e meteorologo, 1818-1878). Lo schema da lui proposto, ottenuto con metodi del tutto empirici, è costituito da 5 tipi spettrali di base, a seconda del colore della stella e delle righe spettrali visibili (e quindi dei differenti elementi e/o composti chimici presenti nell'atmosfera stellare). Fra questi, negli spettri di "tipo IV" sono presenti i composti del Carbonio, negli spettri di "tipo III" l'ossido di Titanio, ed in particolare negli spettri di "tipo V" sono visibili righe molto brillanti, assolutamente inspiegabili ai tempi di Padre Secchi, ma successivamente riconosciute come righe di emissione, prodotte dagli elettroni che si spostano verso stati di energia più bassi, fenomeno che si riscontra nei gas molto caldi, sottoposti a bassa pressione, come nel caso di regioni particolarmente calde delle atmosfere stellari o delle nebulose diffuse (o planetarie).

Ecco, brevemente, la successiva cronologia delle differenti classificazioni spettrali:

Padre Angelo Secchi
1890: esce il primo catalogo di spettri stellari stilato da Williamina P. Fleming, in cui vengono utilizzate le lettere dalla A alla Q, in ordine alfabetico, a partire dagli spettri all'apparenza più semplici, per finire a quelli più complessi.

1896: Pickering e Fleming tolgono dallo schema precedente i tipi spettrali corrispondenti alle lettere D, L ed I, fanno precedere il tipo spettrale F a quello E, per poi successivamente eliminare le classi C, E ed H.

1900: Antonia C. Maury sviluppa un nuovo schema, comprendente 22 gruppi di stelle, ciascuno dei quali è identificato da un numero romano affiancato da una lettera dell'alfabeto. In questo schema, la classe B precede quella A, seguita immediatamente dalla F; inoltre, la Maury suggerisce di inserire la classe O di stelle più luminose all'inizio della sequenza.

1901: Annie J. Cannon aggiunge maggiori dettagli alla classificazione spettrale proposta precedentemente da Pickering. Ad esempio, una stella posta tra le classi spettrali K e M, inizialmente denominata K5M, viene in seguito inserita nella classe spettrale K5. La Cannon suddivide le stelle della classe spettrale O in sottogruppi, da Oa ad Oe, in base alle righe di emissione presenti. Al termine di questa classificazione si ottiene la sequenza, più familiare:

O B A F G K M


Le due ultime classificazioni vengono compilate al fine di ottenere una sequenza continua di spettri, a partire dal colore della stella e quindi dalla sua temperatura: dalle più calde, di colore blu-bianco, alle più fredde, di colore arancio-rosso.

1918 - 1924: viene pubblicato ad Harvard l'"Henry Draper Catalogue" (HD). Questo catalogo, edito da Cannon e Pickering nel 1890, contenente inizialmente gli spettri stellari (oltre 10.000) ottenuti dal fisico e astronomo statunitense Henry Draper (uno dei pionieri della spettroscopia, il primo a fotografare le righe di assorbimento stellare), viene successivamente ampliato fino a contenere ben 225.300 spettri stellari!

1943: Morgan, Keenan e Kellman definiscono una sequenza di sei classi di luminosità, in base alle differenze esistenti tra gli spettri delle stelle "giganti", "supergiganti" e "nane". In questo sistema (chiamato il "sistema MKK" e più tardi "MK", o Morgan-Keenan) è evidente la varietà delle righe, a secondo della luminosità intrinseca della stella. Ad esempio, all'aumentare della luminosità, la riga del Calcio neutro s'indebolisce nelle stelle di tipo M, mentre le righe dell'Idrogeno si restringono nelle stelle di tipo spettrale A.

1948: il numero di stelle classificate giunge a 359.082!

Ed ecco l'attuale, intera, classificazione spettrale:

O, indicante spettri di stelle con righe d'Idrogeno piuttosto deboli, con righe di atomi e ioni di Elio. Gli spettri delle stelle O sono gli unici ad avere righe di Elio ionizzato e ciò implica la presenza di moltissima energia (24 eV), utile per separare gli elettroni dall'atomo di Elio. Solo in stelle molto calde si può avere tale valore di energia di ionizzazione.

B, il cui spettro mostra righe d'Idrogeno molto forti, insieme a righe di atomi di Elio ed altri elementi debolmente rilevabili.

A, in cui le righe dell'Idrogeno sono più marcate e non sono presenti righe di Elio, se non in misura molto debole, rilevate solamente usando risoluzioni spettrali molto alte. Sono, invece, visibili righe spettrali dovute alla presenza di elementi più pesanti come il Ferro, il Cromo ed altri elementi. L'energia necessaria perché questi elementi "pesanti" perdano un elettrone, cioè passino dallo stato fondamentale a quello ionizzato, è di circa 8 eV.

F, in cui le righe degli ioni degli elementi "pesanti" (i cosiddetti metalli) iniziano ad essere più intense. In astrofisica, tutti gli elementi i cui atomi sono più pesanti dell'Elio vengono chiamati metalli. Chiaramente il Carbonio e l'Ossigeno non presentano caratteristiche fisico-chimiche proprie dei metalli, ma nel gergo astronomico sono indicati come tali.

G, in cui le righe di alcuni metalli e le righe dell'Idrogeno hanno intensità comparabili. Lo spettro solare appartiene alla classe spettrale G.

K, dove predominano le righe H e K del Calcio ionizzato, "Ca II".

A partire dal tipo stellare M, le righe dell'Idrogeno cominciano ad essere più deboli, e si osservano bande molecolari, che indicano la presenza di CN (cianogeno), CH (acido carbonico), TiO (ossido di Titanio).

R, N, S, che differiscono dal tipo spettrale M per specie e intensità delle bande molecolari. Le stelle S mostrano bande di ZrO (ossido di Zirconio). Le stelle N e R sono generalmente chiamate "stelle al Carbonio" C. Nei loro spettri sono visibili bande di elementi che contengono un atomo di Carbonio, mentre non sono visibili molecole con Ossigeno, ad eccezione della molecola dell'ossido di Carbonio CO. Le "stelle al Carbonio" C si riconoscono anche con un piccolo telescopio, per via della loro colorazione, fortemente arrossata.

Attualmente, la classificazione in uso, definita "bidimensionale", risale al 1943, agli scienziati Morgan e Keenan, e utilizza sia il tipo spettrale, che dà un'indicazione della temperatura effettiva dell'atmosfera stellare, sia la classe di luminosità, indicata da numeri romani, nel modo seguente:

Betelgeuse, in Orione
  • I, per le stelle "supergiganti"
  • II, per le stelle "giganti" luminose
  • III, per le stelle "giganti"
  • IV, per le stelle "subgiganti"
  • V, per le stelle "nane"
  • VI, per le stelle "subnane"
  • VII, per le stelle "nane bianche"
Ogni tipo spettrale è suddiviso a sua volta in 10 sottoclassi, che vanno da 0 a 9, compreso il valore 0.5 che indica lo spettro con caratteristiche intermedie tra due sottoclassi successive. Inoltre, vengono utilizzate, di volta in volta, le lettere minuscole a, b, c, per indicare rispettivamente spettri con righe ben definite, con righe indistinte, in presenza di anomalie.

L'uso di questi "codici" permette di far luce sulle caratteristiche intrinseche dell'oggetto stellare che si sta osservando, rilevando una grande quantità di informazioni, tale da permettere di tracciare una descrizione dell'evoluzione di una stella, del suo destino finale, delle sue peculiarità e delle differenze esistenti rispetto ad altri tipi di stelle.

Mira, in Ceto
Alcuni esempi:

Stella
Classe spettrale
Arturo (Alpha Bootis)
K1 III
Sirio (Alpha Canis Majoris)
A1 V
Betelgeuse (Alpha Orionis)
M2 Iab
Mira (Mira Ceti)
M7IIIe
Canopus (Alpha Carinae)
F0II
Vega (Alpha Lyrae)
A0V





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