Classificazione stellare: differenze tra le versioni

le stelle di tipo O sono le più calde, le altre lettere sono assegnate a stelle via via meno calde, fino a quelle più fredde di classe M. È uso descrivere le stelle di classe O come "blu", quelle di classe B come "azzurre", quelle di classe A come "bianche", quelle di classe F come "bianco-gialle", quelle di classe G come "gialle", quelle di classe K come "arancioni" e quelle di classe M come "rosse". Tuttavia i colori che appaiono all'osservatore possono differire da questi in ragione delle condizioni di osservazione e delle caratteristiche della stella osservata. L'attuale ordine non alfabetico deriva da un precedente schema classificatorio che utilizzava tutte le lettere dalla ''A'' alla ''O''; alcune delle classi originali furono conservate, ma riordinate secondo la temperatura quando la relazione fra le classi e la temperatura superficiale delle stelle diventò chiara; inoltre alcune classi vennero eliminate perché doppioni di altre. Nell'attuale schema di classificazione (la classificazione di Morgan-Keenan) ogni classe è divisa in dieci sottoclassi numerate da 0 a 9. Più il numero è basso, maggiore è la temperatura della stella. Per esempio, la classe F0 raccoglie le stelle di classe F più calde e quindi più vicine a quelle di classe A.

 

 

== Storia delle classificazioni ==

[[File:Rigel+vdB36.jpg|thumb|[[Rigel]], la stella di classe B più luminosa della [[volta celeste]].]]

 

 

Come le stelle di classe O, anche quelle di classe B hanno una vita relativamente breve e quindi non si allontanano di molto dalla zona in cui si sono formate. Esse si originano in [[Nube molecolare gigante|nubi molecolari giganti]] e formano spesso [[Associazione OB|associazioni OB]], ossia [[ammasso stellare|ammassi stellari]] che possono contenere da poche unità fino a centinaia di stelle di queste classi che, in genere, si trovano nei dischi delle [[galassia spirale|galassie a spirale]].

Le stelle di classe A hanno temperature superficiali fra {{formatnum:7500}} e {{TA|10 000 K}} e, quando sono di sequenza principale, masse comprese fra 1,4 e 2,1 M_☉<ref name=calib />. Appaiono di un colore che può andare dal celeste chiaro all'azzurro chiaro e sono le stelle più comuni fra quelle visibili a occhio nudo nel cielo notturno. Presentano marcate linee dell'idrogeno, che raggiungono il loro massimo intorno alle classi A0-A1, nonché le linee dei metalli ionizzati [[ferro|Fe]] II, [[magnesio|Mg]] II, [[silicio|Si]] II, che raggiungono il loro massimo intorno alla classe A5. Intorno a questa stessa classe diventano evidenti anche le linee del [[Calcio (elemento)|Ca]] II<ref name="Chimica"/>.

 

 

:''Esempi:'' [[Sirio]], [[Deneb]], [[Altair]], [[Vega]]

[[File:Procione.jpg|thumb|[[Procione (astronomia)|Procione]], la stella di classe F a noi più vicina.]]

 

 

:''Esempi:'' [[Mu Draconis|Alrakis]], [[Canopo]], [[Dubhe|Dubhe B]], [[Polaris]], [[Procione (astronomia)|Procione]], [[Wezen]]

[[File:Sun920607.jpg|thumb|left|La stella di tipo G più importante per l'umanità, il [[Sole]]. L'area scura visibile in basso a sinistra è una [[macchia solare]].]]

 

 

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 |pp=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.

Le stelle di classe K sono di un colore giallo abbastanza chiaro fino a un decisamente più intenso bianco-giallino sfumato e chiaro, dovuto alla loro temperatura superficiale di {{formatnum:3700}} – {{TA|5 200 K<ref name=calib />.}} Quando sono di sequenza principale, hanno masse comprese fra 0,45 e 0,8 M_☉<ref name=calib />. 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 chimico|elemento]] in modo significativo. Le linee dei metalli ionizzati tendono a farsi più rare a vantaggio di metalli neutri come [[Manganese|Mn]] I, [[ferro|Fe]] I, [[silicio|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)<ref name="Chimica"/><ref name=kaler/>. Nelle ultime sottoclassi, invece, cominciano a comparire le linee di alcune [[Molecola|molecole]], come l'[[Monossido di titanio|ossido di titanio]] (TiO), che possono resistere solo a temperature relativamente basse.

 

 

Numerose stelle di classe K sono giganti, come [[Arturo (astronomia)|Arturo]] e [[Aldebaran]], o supergiganti, come [[Omicron2 Cygni|&omicron;² Cygni]].

{{vedi anche|Nana rossa|Gigante rossa}}

[[File:Antares.jpg|thumb|[[Antares]] è una [[stella supergigante]] di classe M.]]

 

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 [[nana bruna|nane brune]] più calde, quelle che si pongono sopra la [[#Classe L|classe L]]: esse solitamente occupano le classi M6,5 – M9,5.

 

==== La classe OB ====

 

=== Nane brune e stelle rosse fredde ===