Coelum Astronomia 223 - 2018 - Page 92

bande. La classificazione fu inoltre affinata con una sottoclassificazione decimale all’interno delle classi, anche se non completa per tutte le classi stesse: si ebbero quindi le sottoclassi B0 B1, B2, …, A0, A1, A2, ecc. (all’interno delle classi la temperatura diminuisce passando dalla prima all’ultima delle sottoclassi).

Il periodo intenso e affascinante di ricerche che, tra la fine dell’Ottocento e gli inizi del Novecento, pose le basi dell’astrofisica moderna fu poi completato dall’opera di Ejnar Hertzsprung e Henry Norris Russell che, per vie diverse, esaminando la relazione tra tipo spettrale e magnitudine assoluta di una stella, scoprirono che per un gran numero di stelle l’ordine cromatico era anche quello di luminosità, nel senso che le stelle blu erano più luminose di quelle gialle, a loro volta più luminose di quelle rosse, con l’eccezione di alcune stelle dei tipi spettrali G-K-M, di dimensioni molto più grandi (giganti e supergiganti) e di alcune stelle molto calde ma di piccole dimensioni (nane bianche) che non seguivano questo trend, differendo così da quelle del primo tipo che è stato denominato sequenza principale.

Sopra. La classe A è quella che presenta le più incise righe della serie di Balmer dell’idrogeno in assorbimento.

Esistono, oltre a quelle delle classi spettrali dianzi illustrate, stelle che presentano forti righe in emissione degli elementi costituenti, come le stelle BE e le WOLF RAYET. Altre classi minori furono poi successivamente aggiunte alle precedenti, che restano ancora oggi il cardine ed il riferimento principale della classificazione stellare.

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