Classificazione stellare: differenze tra le versioni

Durante gli anni sessanta e settanta dell'[[XIX secolo|Ottocento]], padre [[Angelo Secchi]] propose la prima pionieristica classificazione stellare basata su criteri spettroscopici. Nel [[1866]] egli divise le stelle in tre classi<ref>{{cita pubblicazione|titolo=Analyse spectrale de la lumière de quelques étoiles, et nouvelles observations sur les taches solaires |autore=P. Secchi |rivista=Comptes Rendus des Séances de l'Académie des Sciences |anno=1866 |volume=63 |paginepp= 364–368 |url=http://gallica.bnf.fr/ark:/12148/bpt6k30204/f364.table |accesso=19 gennaio 2012}}</ref><ref>{{cita pubblicazione|titolo=Nouvelles recherches sur l'analyse spectrale de la lumière des étoiles |autore=P. Secchi |rivista=Comptes Rendus des Séances de l'Académie des Sciences |anno=1866 |volume=63 |paginepp=621–628 |url=http://gallica.bnf.fr/ark:/12148/bpt6k30204/f623.table |accesso=19 gennaio 2012}}</ref><ref name=Hearnshaw>{{cita libro | cognome=Hearnshaw | nome=J. B. | titolo=The Analysis of Starlight: One Hundred and Fifty Years of Astronomical Spectroscopy | editore=Cambridge University Press | città=Cambridge, UK | anno=1986 |pagine=60-3, 134|ISBN=0-521-25548-1 }}</ref>:

Negli anni ottanta dell'Ottocento l'astronomo [[Edward C. Pickering]] cominciò a studiare presso l'[[Harvard College Observatory]] gli spettri stellari facendo uso del metodo del prisma obiettivo. Gli spettri furono raccolti nel ''Draper Catalogue of Stellar Spectra'' pubblicato nel [[1890]] e classificati da [[Williamina Fleming]]. Ella suddivise le classi I-IV di Secchi in classi più piccole, contrassegnate dalle lettere dalla A alla N; inoltre utilizzò anche le lettere O per le stelle i cui spettri consistevano principalmente di linee brillanti, P per le [[Nebulosa planetaria|nebulose planetarie]] e Q per le stelle i cui spettri non rientravano in alcuna altra classe<ref name="drapera">{{cita pubblicazione|titolo=The Draper Catalogue of stellar spectra photographed with the 8-inch Bache telescope as a part of the Henry Draper memorial |autore=Edward C. Pickering |rivista=Annals of Harvard College Observatory |anno=1890 |volume=27 |paginepp=1-388 |url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1890AnHar..27....1P |accesso=19 gennaio 2012}}. Confronta in particolare pagine 1-4</ref>.

Nel [[1897]], un'altra collaboratrice di Pickering, [[Antonia Maury]], collocò il sottotipo Orione della classe I di Secchi prima delle rimanenti stelle di classe I, collocando in tal modo l'odierna classe B prima della classe A. Ella fu la prima ad ordinare le classi stellari in questo modo, anche se non utilizzò le lettere per indicare i tipi stellari, ma i numeri romani da I a XXII<ref>{{cita pubblicazione|titolo=Spectra of bright stars photographed with the 11-inch Draper Telescope as part of the Henry Draper Memorial |autore=Antonia C. Maury, Edward C. Pickering |rivista=Annals of Harvard College Observatory |anno=1897 |volume=28 |paginepp=1–128 |url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1897AnHar..28....1M |accesso=20 gennaio 2012}}. Cfr. in particolare la tabella I</ref>.

Nel [[1901]] [[Annie Jump Cannon]] ritornò alle lettere, ma conservò solo le classi O, B, A, F, G, K e M, riordinate in quest'ordine, oltre alla classe P per le nebulose planetarie e Q per gli spettri peculiari. Utilizzò anche il simbolo ''B5A'' per indicare le stelle a metà strada fra le classi B e A e quello ''F2G'' per indicare le stelle a un quinto di strada fra le classi F e G, e così via<ref>{{cita pubblicazione|titolo=Spectra of bright southern stars photographed with the 13-inch Boyden telescope as part of the Henry Draper Memorial |autore=Annie J. Cannon, Edward C. Pickering |rivista=Annals of Harvard College Observatory |anno=1901 |volume=28 |paginepp=129–263 |url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1901AnHar..28..129C |accesso=20 gennaio 2012}}. Cfr. in particolare le pp. 139–143</ref>. Infine nel [[1912]] Annie Cannon modificò i nomi delle classi B, A, B5A, F2G, ecc. in B0, A0, B5, F2, ecc.<ref>{{cita pubblicazione|titolo=Classification of 1,688 southern stars by means of their spectra |autore=Annie Jump Cannon, Edward C. Pickering |anno=1912 |volume=56 |paginepp=115–164 |url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1912AnHar..56..115C |accesso=20 gennaio 2012}}</ref> Questo sistema di classificazione è quello in vigore ancora oggi.

Tuttavia la relazione fra le classi di Harvard e le temperature stellari non fu ben compresa fino agli [[Anni 1920|anni venti]], quando il [[fisico]] indiano [[Meghnad Saha]] sviluppò una teoria della [[ionizzazione]] basandosi su conoscenze [[chimica|chimiche]] pregresse concernenti la dissociazione delle [[molecola|molecole]]. Egli applicò prima la sua teoria alla fotosfera solare, poi agli spettri stellari<ref>{{cita pubblicazione|titolo=On a Physical Theory of Stellar Spectra |autore=M. N. Saha |rivista=Proceedings of the Royal Society of London |anno=1921 |volume=99 |numero=697 |paginepp=135–153 |url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1921RSPSA..99..135S |accesso=20 gennaio 2012}}</ref>. A partire da questo lavoro l'astronoma anglo-americana [[Cecilia Payne-Gaposchkin]] dimostrò che la sequenza OBAFGKM è correlata con le temperature superficiali delle stelle<ref>{{cita libro | cognome=Payne | nome=Cecilia | titolo=Stellar Atmospheres; A Contribution to the Observational Study of High Temperature in the Reversing Layers of Stars. Ph. D. Thesis | editore=Radcliffe College | città=Harvard | anno=1925|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1925PhDT.........1P }}</ref>. Poiché le classi OBAFGKM venivano originariamente assegnate sulla base dell'intensità delle linee spettrali, si continuò ad agire così anche dopo che si fu compresa la relazione con la temperatura. Da ciò risulta che ancora oggi l'assegnazione di una stella a una classe spettrale mantiene un margine di soggettività e che la sequenza dei sottotipi non rappresenta una scala a rapporti costanti.

Una simile linea di ricerca era perseguita presso l'[[Università di Princeton]] da [[Henry Norris Russell]], che studiava le relazioni tra la classe spettrale di una stella e la sua luminosità effettiva (ovvero, la [[magnitudine assoluta]]). A tale proposito si servì di un certo numero di stelle di cui possedeva dei valori affidabili della [[parallasse]] e che erano state categorizzate secondo lo schema di Harvard. Russell ipotizzò che le stelle giganti avessero una bassa densità o una grande superficie radiante, mentre il contrario era vero per le stelle nane<ref name=obs36>{{cita pubblicazione| autore=H. N. Russell | titolo="Giant" and "dwarf" stars | rivista=The Observatory | anno=1913 | volume=36 | paginepp=324–329 | url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1913Obs....36..324R | accesso=21 gennaio 2012 }}</ref>. Queste differenze fra le stelle appartenenti alla medesima classe spettrale suggerirono un metodo di classificazione che ne rendesse conto.

La ''classificazione spettrale di Yerkes'', chiamata anche sistema ''MKK'', dalle iniziali dei suoi inventori, è un sistema di classificazione spettrale introdotto nel [[1943]] da [[William W. Morgan]], [[Phillip C. Keenan]] e [[Edith Kellman]] dello [[Yerkes Observatory]]<ref>{{cita libro | autore=Morgan, William Wilson | coautori=Keenan, Philip Childs; Kellman, Edith | titolo=An atlas of stellar spectra, with an outline of spectral classification | editore=The University of Chicago press | città=Chicago | anno=1943 }}</ref>. Si tratta di un sistema classificatorio bidimensionale, le cui dimensioni hanno relazioni con la temperatura e la luminosità delle stelle: infatti l'assegnazione di una stella a una classe viene operata a partire da alcune caratteristiche delle linee spettrali sensibili alla temperatura e alla [[Gravità di superficie|gravità superficiale]], che a sua volta ha rapporti con la luminosità. Nel [[1953]], in seguito ad alcune modifiche nella lista delle stelle campione e nei criteri di classificazione, lo schema è stato rinominato ''MK'' (dalle iniziali di William Morgan e Phillip Keenan<ref name="ref_MK">{{cita pubblicazione|titolo=Spectral Classification |autore=Phillip C. Keenan, William Wilson Morgan |rivista=Annual Review of Astronomy and Astrophysics |anno=1973 |volume=11 |numero=1 |paginepp=29–50 |url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1973ARA&A..11...29M |doi=10.1146/annurev.aa.11.090173.000333 |accesso=22 gennaio 2012}}</ref>).

! [[Massa (fisica)|Massa]]<ref name=calib>{{cita pubblicazione|titolo=Empirical bolometric corrections for the main-sequence |autore=G. M. Habets, J. R. Heinze |rivista=Astronomy and Astrophysics Supplement Series |anno=1981 |volume=46 |paginepp=193-237 |url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1981A&AS...46..193H |accesso=23 gennaio 2012}} Le luminosità sono ricavate dalla M_bol, utilizzando l'equazione M_bol(☉)=4,75.</ref><br />([[massa solare|masse solari]])

** "Vz". Esempio: [[LH10: 3102]] (classe O7 Vz), appartenente alla [[Grande Nube di Magellano]]<ref name="Walborn">{{cita pubblicazione|titolo=Multiwavelength Systematics of OB Spectra |autore=N. R. Walborn |rivista=Revista Mexicana de Astronomía y Astrofísica |anno=2008 |volume=33 |paginepp=5-14 |url=http://adsabs.harvard.edu//abs/2008RMxAC..33....5W |accesso=25 gennaio 2012}}</ref>.

Le stelle di classe O sono molto calde (> {{formatnum:33000}} K<ref name=calib />) e luminose (anche più di un milione di volte il Sole). Appaiono di un colore blu molto intenso, profondo e "scuro", ma emettono molta [[radiazione]] nell'ultravioletto. Fra le stelle di classe V sono le più rare: solo una su 3 milioni di stelle di sequenza principale è di classe O<ref name="LeDrew2001">{{cita pubblicazione|titolo= |autore=Glenn LeDrew |rivista=Journal of the Royal Astronomical Society of Canada |anno=2001 |volume=95 |numero=1 |paginepp=32–33 |url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2001JRASC..95...32L The Real Starry Sky |accesso=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.</ref><ref name="proportions">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.</ref>.

Quando il sistema di classificazione MMK fu introdotto nel 1943, erano previste solo le sottoclassi dalla O5 alla O9,5<ref>{{cita libro | autore=W. W. Morgan | coautori=P. C. Keenan and E. Kellman | titolo=An atlas of stellar spectra, with an outline of spectral classification | editore=The University of Chicago Press | città=Chicago | anno=1943 |url=http://nedwww.ipac.caltech.edu/level5/ASS_Atlas/frames.html |accesso=25 gennaio 2012 }}</ref>. Lo schema fu poi esteso alla classe O4 nel [[1978]]<ref>{{cita web |url=http://nedwww.ipac.caltech.edu/level5/March02/Morgan/Morgan_contents.html |titolo=Revised MK Spectral Atlas for Stars Earlier than the Sun |autore=W. W. Morgan, H. A. Abt, J. W. Tapscott |editore=Yerkes Observatory, University of Chicago and Kitt Peak National Observatory |accesso=25 gennaio 2012 }}</ref> e, successivamente, alle classi O2, O3 e O3,5. Le stelle di tipo O2 sono attualmente le più calde fra quelle previste dallo schema MMK<ref>{{cita pubblicazione|titolo=A New Spectral Classification System for the Earliest O Stars: Definition of Type O2 |autore=Nolan R. Walborn et al. |rivista=The Astronomical Journal |anno=2002 |volume=123 |numero=5 |paginepp=2754–2771 |url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2002AJ....123.2754W |doi=10.1086/339831 |accesso=25 gennaio 2012}}</ref>.

Esistono poche stelle supergiganti appartenenti alla classe G<ref>{{cita pubblicazione|titolo=Checking the yellow evolutionary void. Three evolutionary critical Hypergiants: HD 33579, HR 8752 & IRC +10420 |autore=H. Nieuwenhuijzen, C. de Jager |rivista=Astronomy and Astrophysics |anno=2000 |volume=353 |paginepp=163-176 |url=http://adsabs.harvard.edu/cgi-bin/nph-bib_query?bibcode=2000A%26A...353..163N&db_key=AST&data_type=HTML&format= |accesso=30 gennaio 2012}}</ref>. Infatti, di solito le supergiganti appartengono alle classi O o B ([[Supergigante blu|supergiganti blu]]) oppure alle classi K o M ([[Supergigante rossa|supergiganti rosse]]): possono passare più volte da un tipo all'altro, ma quando lo fanno restano solo per tempi relativamente brevi nelle classi intermedie. Di conseguenza, si osservano poche supergiganti appartenenti a queste classi.

:''Esempi:'' [[VY Canis Majoris]] (ipergigante). [[Betelgeuse]], [[Antares]] (supergiganti). [[Ras Algethi]], [[Scheat]] (giganti). [[Proxima Centauri]], [[Stella di Barnard]], [[Gliese 581]] (nane). [[LEHPM 2-59]]<ref>{{cita pubblicazione|titolo=Optical Spectroscopy of 2MASS Color-Selected Ultracool Subdwarfs |autore=Adam J. Burgasser, Kelle L. Cruz, Davy J. Kirkpatrick |rivista=The Astrophysical Journal |anno=2007 |volume=657 |numero=1 |paginepp=494-510 |url=http://adsabs.harvard.edu//abs/2007ApJ...657..494B |doi=10.1086/510148 |accesso=31 gennaio 2012}}</ref>, [[SSSPM J1930-4311]] (subnane). [[APMPM J0559-2903]] (subnana estrema). [[Teide 1]] (nana bruna).

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'')<ref name=WR/>. 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 nucleare|fusione]] dell'idrogeno nel [[ciclo del carbonio-azoto|ciclo CNO]], quindi gli strati, ricchi in carbonio, in cui l'elio viene fuso tramite il [[processo tre alfa]]<ref name=WR/>. 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<ref name=WR/>. Infine è stata aggiunta la classe WCO per raccogliere alcune stelle WC straordinariamente calde {{TA|(150 000 K)}} che presentano nei loro spettri le linee dell'[[Ossigeno|O]] V-VI (ossigeno ionizzato quattro o cinque volte)<ref name=WR>{{cita pubblicazione |titolo=Physical Properties of Wolf-Rayet Stars |autore=Paul A. Crowther |rivista=Annual Review of Astronomy & Astrophysics |anno=2007 |volume=45 |numero=1 |paginepp=177-219 |url=http://adsabs.harvard.edu//abs/2007ARA%26A..45..177C |doi=10.1146/annurev.astro.45.051806.110615 |accesso=1º febbraio 2012}}</ref>.

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 {{formatnum:1200}} e {{TA|2 000 K,}} si presentano di colore rosso chiaro fino ad un rosso intenso ed emettono la maggior parte della loro radiazione nell'[[Radiazione infrarossa|infrarosso]]. Nei loro spettri sono dominanti le molecole e i metalli neutri, in particolare gli [[Idruro|idruri]] (FeH, CrH, MgH, CaH) e i [[metalli alcalini]] ([[Sodio|Na]] I, [[potassio|K]] I, [[Cesio (elemento)|Cs]] I, [[Rubidio|Rb]] I)<ref name="kirk_ARAA">{{cita pubblicazione |titolo=Dwarfs Cooler than M: the Definition of Spectral Type L Using Discovery from the 2-μ ALL-SKY Survey (2MASS) |autore=J. Davy Kirkpatrick et al. |rivista=Astrophysical Journal |anno=1999 |volume=519 |numero=2 |paginepp=802–833 |url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1999ApJ...519..802K |doi=10.1086/307414 |accesso=2 febbraio 2012}}</ref><ref name="kirk_ApJ">{{cita pubblicazione |titolo=New Spectral Types L and T |autore= J. Davy Kirkpatrick|rivista= Annual Reviews of Astronomy and Astrophysics |anno=2005 |volume=43 |numero=1 |paginepp=195–246 |url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2005ARA&A..43..195K |doi=10.1146/annurev.astro.42.053102.134017 |accesso=2 febbraio 2012}}</ref>. 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.

:''Esempi:'' {{STL|VW|Hyi}}, 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<ref>{{cita web |url=http://hubblesite.org/newscenter/archive/releases/2004/51/image/a Ultra-cool |titolo= Diminutive Star Weighs In |accesso=2 febbraio 2012 }}</ref>, [[LSR 1610-0040]] (subnana)<ref>{{cita pubblicazione |titolo=LSR 1610-0040: The First Early-Type L Subdwarf |autore=Sébastien Lépine, Michael Rich, Michael Shara |rivista=The Astrophysical Journal |volume=591 |numero=1 |paginepp=L49-L52 |url=http://adsabs.harvard.edu//abs/2003ApJ...591L..49L |doi=10.1086/377069 |accesso=2 febbraio 2012}}</ref>.

:''Esempi:'' [[SIMP 0136]] (la nana di classe T più luminosa scoperta nell'[[Emisfero celeste|emisfero boreale]]<ref>{{cita pubblicazione |titolo=Discovery of the Brightest T Dwarf in the Northern Hemisphere |autore=Étienne Artigau et al. |rivista=The Astrophysical Journal |anno=2006 |volume=651 |numero=1 |paginepp=L57–L60 |url=http://iopscience.iop.org/1538-4357/651/1/L57/ |doi=10.1086/509146 |accesso=3 febbraio 2012}}</ref>), {{STL|Epsilon |Indi}} Ba e Bb

La classe spettrale Y è una ipotetica classe spettrale introdotta per raccogliere le nane brune e le [[Sub-nana bruna|sub-nane brune]] con temperature superficiali inferiori a quelle di classe T (< 600&nbsp;K) e aventi spettri differenti da quelli degli altri oggetti sub-stellari. Sebbene siano state avanzate teorie volte a modellare questi oggetti<ref>{{cita pubblicazione |titolo=The possiblity of detection of ultracool dwarfs with the UKIRT Infrared Deep Sky Survey |autore=N. R. Deacon, N. C. Hambly |rivista=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society |anno=2006 |volume=371 |numero=4 |paginepp=1722-1730 |url=http://adsabs.harvard.edu//abs/2006MNRAS.371.1722D |doi=10.1111/j.1365-2966.2006.10795.x |accesso=4 febbraio 2012}}</ref>, 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 [[Micrometro (unità di misura)|µm]]<ref name=four600k />, 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<ref name=four600k /><ref name=tytrans>{{cita pubblicazione |titolo=CFBDS J005910.90-011401.3: reaching the T-Y brown dwarf transition? |autore= P. Delorme et al. |rivista=Astronomy and Astrophysics |anno=2008 |volume=482 |paginepp=961–971 |url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2008A&A...482..961D |doi=10.1051/0004-6361:20079317 |accesso=4 febbraio 2012}}</ref>. Tuttavia, è difficile distinguere tali righe dalle linee dell'assorbimento dell'acqua e del metano<ref name=four600k /> e quindi è stato obiettato che l'introduzione di tale classe è prematura<ref>{{cita pubblicazione |titolo=Exploring the substellar temperature regime down to ~550K |autore=Ben Burningham et al. |rivista=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society |anno=2008 |volume=391 |numero=1 |paginepp=320–333 |url=http://adsabs.harvard.edu//abs/2008MNRAS.391..320B |doi=10.1111/j.1365-2966.2008.13885.x |accesso=4 febbraio 2012}}</ref>.

Le nane brune di classe T meno calde hanno temperature comprese fra 500 e 600&nbsp;K e sono state assegnate alla classe T9<ref name=four600k>{{cita pubblicazione |titolo=The Physical Properties of Four ~600 K T Dwarfs |autore=S. K. Leggett et al. |anno=2009 |volume=695 |numero=2 |paginepp=1517–1526 |url=http://adsabs.harvard.edu//abs/2009ApJ...695.1517L |doi=10.1088/0004-637X/695/2/1517 |accesso=4 febbraio 2012}}</ref>. 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&nbsp;K e [[WISE 1828+2650]], che ha una temperatura di 300&nbsp;K, cioè circa 25&nbsp;[[Celsius|°C]]<ref name="nasa1010"/><ref name="stars-cooler-than-body"/><ref name="cool-y-dwarf"/><ref name=eso1110>{{cita web |url=http://www.eso.org/public/news/eso1110/ |titolo=A Very Cool Pair of Brown Dwarfs |accesso=4 gennaio 2012 |editore=[[European Southern Observatory]] }}</ref>. Questi due oggetti, assieme a pochi altri, individuati dal [[Wide-field Infrared Survey Explorer]] entro il raggio di 40 [[anno luce|anni luce]] dalla Terra, sono stati proposti come prototipi della classe Y<ref name=nasa1010>{{cita web |url=http://science.nasa.gov/science-news/science-at-nasa/2011/23aug_coldeststars/ |titolo=Stars as Cool as the Human Body |editore=[[NASA]]|accesso=4 febbraio 2012 }}</ref><ref name="stars-cooler-than-body">{{cita web |url=http://ca.news.yahoo.com/blogs/technology-blog/nasa-spots-chilled-stars-cooler-human-body-004551421.html |titolo=NASA spots chilled-out stars cooler than the human body |accesso=4 febbraio 2012 }}</ref><ref name="cool-y-dwarf">{{cita web |url=http://www.wired.com/wiredscience/2011/08/y-dwarf-stars |titolo=NASA Satellite Finds Coldest, Darkest Stars Yet |accesso=4 febbraio 2012 }}</ref><ref>{{cita pubblicazione |titolo=The minimum Jeans mass, brown dwarf companion IMF, and predictions for detection of Y-type dwarfs |autore=B. Zuckerman, I. Song |rivista=Astronomy and Astrophysics |anno=2009 |volume=493 |numero=3 |paginepp=1149–1154 |url=http://adsabs.harvard.edu//abs/2009A%26A...493.1149Z |doi=10.1051/0004-6361:200810038 |accesso=4 febbraio 2012}}</ref>.

Originariamente classificate come ''R'' e ''N'', le [[Stella al carbonio|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 [[carbonio|¹³C]], oltre che da [[carbonio|¹²C]]<ref>{{cita pubblicazione |titolo=Contribution à l'étude des étoiles rouges carbonées II |autore=R. Bouigue |rivista=Annales d'Astrophysique |anno=1954 |volume=17 |paginepp=104-151 |url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1954AnAp...17..104B |accesso=5 febbraio 2012}}</ref>.

** C-H: questa sottoclasse raccoglie le stelle C-R di [[Popolazioni stellari|II popolazione]]. Esempi: V&nbsp;Ari, TT&nbsp;CVn<ref>{{cita pubblicazione |titolo=A Moderate-Resolution Spectral Atlas of Carbon Stars: R, J, N, CH, and Barium Stars |autore=Cecilia Barnbaum, Remington P. S. Stone, Philip C. Keenan |rivista=Astrophysical Journal Supplement |anno=1996 |volume=105 |paginepp=419-473 |url=http://adsabs.harvard.edu//abs/1996ApJS..105..419B |doi=10.1086/192323 |accesso=5 febbraio 2012}}</ref>

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'[[Monossido di titanio|ossido di titanio]] (TiO) comuni anche alle giganti rosse, anche delle righe dell'[[ossido di zirconio]] (ZrO₂)<ref>{{cita libro| pagine=77| titolo= Observing Variable Stars| autore= Gerry A. Good| editore= Springer| anno= 2003| ISBN= 1-85233-498-3}}</ref>. 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 e a formare il carbonio diatomico (C₂); 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<ref>{{cita pubblicazione |titolo=Classification of the S-Type Stars. |autore=P. C. Keenan|rivista=Astrophysical Journal |anno=1954 |volume=120 |paginepp=484-505 |url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1954ApJ...120..484K |doi=10.1086/145937 |accesso=6 febbraio 2012}}</ref>.

Le nane bianche rappresentano l'ultima fase dell'evoluzione delle stelle di massa piccola e media<ref>{{cita web|url= http://www.astronomy.ohio-state.edu/~jaj/Ast162/lectures/notesWL22.pdf |titolo= Extreme Stars: White Dwarfs & Neutron Stars| autore= Jennifer Johnson| editore= Astronomy 162, [[Ohio State University]]| accesso=7 febbraio 2012}}</ref>. Queste, negli ultimi stadi della loro fase di giganti, diventano fortemente instabili e ciò le porta ad espellere i propri [[struttura stellare|strati più esterni]], mentre i nuclei inerti vanno a costituire le nane bianche<ref name="rln">{{cita web|url= http://spiff.rit.edu/classes/phys230/lectures/planneb/planneb.html |titolo= Late stages of evolution for low-mass stars| autore= Michael Richmond| editore= Lecture notes, Physics 230, Rochester Institute of Technology | accesso=7 febbraio 2012}}</ref>. 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<ref>{{cita pubblicazione| url= http://adsabs.harvard.edu/abs/1990RPPh...53..837K |titolo=Physics of white dwarf stars| autore= D. Koester, G. Chanmugam| rivista= Reports on Progress in Physics| volume= 53| anno= 1990| paginepp= 837–915| doi=10.1088/0034-4885/53/7/001 |accesso=7 febbraio 2012}}</ref>; l'unica [[forza]] che vi si oppone è la pressione degli [[elettrone degenerato|elettroni degenerati]]. Inoltre esse vanno incontro a un progressivo, anche se molto lento, raffreddamento.

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<ref name="sionspectra">{{cita pubblicazione |titolo=A proposed new white dwarf spectral classification system |autore=E. M. Sion et al. |rivista=The Astrophysical Journal |anno=1983 |volume=269 |numero=1 |paginepp=253–257 |url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1983ApJ...269..253S |doi=10.1086/161036 |accesso=7 febbraio 2012}}</ref>:

La classe stellare è seguita da un numero che indica la temperatura superficiale. Questo numero è l'[[arrotondamento]] di 50&nbsp;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<ref name="sionspectra"/><ref name="villanovar4">{{cita pubblicazione |titolo=A Catalog of Spectroscopically Identified White Dwarfs |autore=George P. McCook, Edward M. Sion |rivista=The Astrophysical Journal Supplement Series |anno=1999 |volume=121 |numero=1 |paginepp=1–130 |url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1999ApJS..121....1M |doi=10.1086/313186 |accesso=7 febbraio 2012}}</ref>.

* ''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<ref name="quirion">{{cita pubblicazione |titolo=Mapping the Instability Domains of GW Vir Stars in the Effective Temperature-Surface Gravity Diagram |autore=P.-O. Quirion, G. Fontaine, P. Brassard |rivista=Astrophysical Journal Supplement Series |anno=2007 |volume=171 |paginepp=219–248 |url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2007ApJS..171..219Q |doi=10.1086/513870 |accesso=7 febbraio 2012}}</ref><ref>{{cita pubblicazione |titolo=Detection of non-radial g-mode pulsations in the newly discovered PG 1159 star HE 1429–1209 |autore=T. Nagel, K. Werner |rivista=Astronomy and Astrophysics |anno=2004 |volume=426 |paginepp=L45–L48 |url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2004A%26A...426L..45N |doi=10.1051/0004-6361:200400079 |accesso=8 febbraio 2012}}</ref><ref name="obrien">{{cita pubblicazione |titolo=The Extent and Cause of the Pre-White Dwarf Instability Strip |autore=M. S. O'Brien |rivista=Astrophysical Journal |anno=2000 |volume=532 |numero=2 |paginepp=1078–1088 |url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2000ApJ...532.1078O |doi=10.1086/308613 |accesso=8 febbraio 2012}}</ref>.

:''Esempi:'' [[Sirio B]] (DA2), [[Procione (astronomia)#Procione B|Procione B]] (DA4), [[Gliese 35]] (DZ7)<ref>{{cita pubblicazione |titolo=A Determination of the Local Density of White Dwarf Stars |autore= J. B. Holberg, Terry D. Oswalt, E. M. Sion |rivista=The Astrophysical Journal |anno=2002 |volume=571 |numero=1 |paginepp=512–518 |url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2002ApJ...571..512H |accesso=8 febbraio 2012}}</ref>.

| La linea N IV [[Lunghezza d'onda|λ]]4058[[Ångström|Å]] è più forte di quelle N III λ4634Å, λ4640Å, λ4642Å<ref name="JMA">{{cita pubblicazione |titolo=Pismis 24-1: The Stellar Upper Mass Limit Preserved |autore=J. Maíz Apellániz et al. |rivista=The Astrophysical Journal |anno=2007 |volume=660 |numero=2 |paginepp=1480-1485 |url=http://adsabs.harvard.edu//abs/2007ApJ...660.1480M |doi=10.1086/513098 |accesso=8 febbraio 2012}}</ref>

| Sono presenti forti linee He II e deboli linee N III<ref name = "GRauw">{{cita pubblicazione |titolo=Early-type stars in the core of the young open cluster Westerlund2 |autore=G.Rauw et al. |rivista=Astronomy and Astrophysics |anno=2007 |volume=463 |numero=3 |paginepp=981-991 |url=http://adsabs.harvard.edu//abs/2007A%26A...463..981R |doi=10.1051/0004-6361:20066495 |accesso=8 febbraio 2012}}</ref>