In astronomia, la classificazione stellare è la classificazione delle stelle sulla base del loro spettro. La classe spettrale di una stella dipende dalla sua temperatura superficiale, che può essere stimata mediante la legge di Wien in base alla sua emissione luminosa. Un ulteriore indicatore della temperatura della stella è costituito dallo stato di ionizzazione della sua fotosfera: poiché i tipi di eccitazione prominenti all'interno della fotosfera dipendono dalla temperatura, questa può essere studiata facendo diffrangere la luce proveniente dalla stella in un reticolo di diffrazione e ottenendo uno spettro in cui appaiono le linee di assorbimento corrispondenti agli ioni di determinati elementi chimici. La presenza di certi elementi chimici nello spettro di assorbimento indica che la temperatura è tale da causare l'eccitazione di questi elementi. Se d'altra parte un numero elevato di linee suggerisce una certa temperatura, ma le linee di un particolare elemento sono troppo deboli o troppo marcate per quella temperatura, ciò può indicare che la fotosfera dell'astro ha una composizione chimica inusuale.
La maggior parte delle stelle è classificata usando le lettere O, B, A, F, G, K e M : 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.
Un modo utilizzato dagli astronomi per ricordare la sequenza delle classi spettrali è la frase inglese Oh Be A Fine Girl/Guy, Kiss Me.
L'altra dimensione inclusa nella classificazione di Morgan-Keenan è quella della classe di luminosità espressa dai numeri romani I, II, III, IV e V. Tale classe è assegnata sulla base della larghezza di certe linee di assorbimento nello spettro della stella che si è scoperto essere collegata con la densità superficiale della stella stessa. Poiché nel corso della loro evoluzione le stelle aumentano il loro volume e di conseguenza diminuiscono la loro densità, queste classi ci indicano anche lo stato evolutivo della stella. La classe I racchiude le stelle supergiganti, la classe III le stelle giganti e la classe V le stelle nane o, più appropriatamente, di sequenza principale. Il Sole appartiene alla classe G2 V. La stella più brillante del cielo notturno è Sirio, appartenente alla classe A1 V.
Storia delle classificazioni La classificazione di Secchi Durante gli anni sessanta e settanta dell'Ottocento, padre Angelo Secchi propose la prima pionieristica classificazione stellare basata su criteri spettroscopici. Nel 1866 egli divise le stelle in tre classi:
Classe I: stelle bianche e azzurre con righe dell'idrogeno forti e larghe, come Vega e Altair. Include la moderna classe A e le prime sottoclassi della classe F. Classe I, sottotipo Orione: un sottotipo della classe I con righe dell'idrogeno più strette; a questa sottoclasse appartengono Rigel e Bellatrix. Corrisponde alle prime sottoclassi della moderna classe B. Classe II: stelle gialle con righe dell'idrogeno meno marcate e con evidenti righe caratteristiche dei metalli (per esempio, calcio, sodio), come il Sole, Arturo e Capella. Include le moderne classi K e G e le ultime sottoclassi della F. Classe III: stelle rosse, con uno spettro complesso con bande molto larghe, come Betelgeuse e Antares. Corrisponde alla classe M. Nel 1868, Secchi scoprì le stelle al carbonio, che raccolse in un gruppo distinto: Classe IV: stelle rosse con evidenti linee e bande caratteristiche del carbonio. Nel 1877 Secchi aggiunse una quinta classe: Classe V: stelle con linee di emissione, come e . Alla fine dell'Ottocento la classificazione di Secchi cominciò ad essere abbandonata a favore di quella di Harvard.
La classificazione di Harvard + Corrispondenze fra la classificazione di Secchi e quella di Harvard Secchi Harvard Note I A, B, C, D Righe dell'idrogeno dominanti. II E, F, G, H, I, K, L III M IV N Non appariva nel catalogo. O Spettri caratteristici delle Wolf-Rayet con linee brillanti. P Nebulose planetarie. Q Altri spettri. 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 nebulose planetarie e Q per le stelle i cui spettri non rientravano in alcun'altra classe. Confronta in particolare pagine 1-4.
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. Cfr. in particolare la tabella I. 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. Cfr. in particolare le pp. 139–143. Infine nel 1912 Annie Cannon modificò i nomi delle classi B, A, B5A, F2G, ecc. in B0, A0, B5, F2, ecc. 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 venti, quando il fisico indiano Meghnad Saha sviluppò una teoria della ionizzazione basandosi su conoscenze chimiche pregresse concernenti la dissociazione delle molecole. Egli applicò prima la sua teoria alla fotosfera solare, poi agli spettri stellari. 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. 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.
Il sistema MK
A Potsdam, nel 1906, l'astronomo danese Ejnar Hertzsprung notò che le stelle il cui colore tendeva maggiormente al rosso (classificate nei tipi K ed M dello schema di Harvard) potevano essere suddivise in due gruppi a seconda che queste fossero più o meno luminose del Sole; per distinguere i due gruppi, diede il nome di "giganti" alle più brillanti e "nane" alle meno luminose. L'anno successivo iniziò a studiare gli ammassi stellari (gruppi di stelle poste approssimativamente alla stessa distanza), pubblicando i primi grafici che mettevano a confronto il colore e la luminosità delle stelle che li costituivano; in questi grafici compariva un'evidente banda continua di stelle, cui Hertzsprung diede il nome di "sequenza principale".
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. 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. 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 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).
Classificazione spettrale di Yerkes Come si è detto, la classificazione spettrale di Yerkes ha due dimensioni: la prima è rappresentata dalla classe di Harvard, connessa alla temperatura superficiale.
Classi di temperatura di Harvard Le stelle hanno temperature superficiali variabili fra i . Le classi spettrali di Harvard sono solitamente elencate dalla più calda alla meno calda, come nella tabella sottostante:
Temperatura (in kelvin) Colore assoluto Colore apparente Spiega le ragioni della differenza dei colori percepiti. Classe Harvard (di temperatura) Massa Le luminosità sono ricavate dalla Mbol, utilizzando l'equazione Mbol(☉)=4,75. raggio Luminosità(bolometrica) Lineedell'idrogeno Frazione fra tutte lestelle di sequenza principale blu blu O Deboli ~0,00003% azzurro blu chiaro B Medie 0,13% bianco azzurro A Forti 0,6% bianco-giallo bianco F Medie 3% giallo bianco-giallo G Deboli 7,6% arancione giallo-arancione K Molto deboli 12,1% rosso arancio-rosso M Molto deboli 76,45%
La massa, il raggio e la luminosità elencati sono relativi esclusivamente alle stelle di sequenza principale e non sono appropriati per le giganti. Le classi spettrali sono suddivise in 10 sottoclassi etichettate con i numerali da 0 a 9. Per esempio, la sottoclasse A0 è quella più calda fra quelle della classe A, la sottoclasse A9 è la meno calda.