Stella

3.4

Classe F

Comprende stelle nelle quali sono particolarmente intense le righe H e K del calcio e le linee caratteristiche dell’idrogeno. Il loro colore è bianco-giallo e la temperatura superficiale di circa 7000 K. Appartiene al gruppo la stella Delta Aquilae.

3.5

Classe G

Comprende stelle con righe H e K del calcio molto evidenti e linee dell’idrogeno meno intense; sono presenti nello spettro anche le righe di alcuni metalli, in particolare del ferro. Per queste stelle la temperatura superficiale si aggira intorno ai 5500 K e il colore è giallo. Poiché il Sole appartiene a questo gruppo, le stelle di classe G sono spesso dette stelle di tipo solare.

3.6

Classe K

Comprende stelle con intense righe del calcio e di altri metalli e luce violetta meno intensa che nelle classi precedenti. La temperatura superficiale tipica di questa classe è di circa 4000 K, il colore è giallo-arancione. Il gruppo è ben rappresentato dalla stella Arturo, della costellazione di Boote.

3.7

Classe M

Gli spettri di questa classe sono dominati da bande dovute alla presenza di molecole di ossidi di metalli, in particolare dell’ossido di titanio. L’estremo violetto dello spettro è meno intenso di quello delle stelle K. Appartengono a questa classe stelle di colore rosso e temperatura superficiale relativamente bassa, pari a circa 3000 K. La stella Betelgeuse, o Alpha Orionis, è un esempio tipico di questo gruppo.

4

Evoluzione stellare

Una stella nasce da una nube di gas e polveri relativamente fredda, con densità migliaia di volte maggiore di quella della circostante materia interstellare. La contrazione gravitazionale di questo gas produce un progressivo aumento della temperatura che porta alla formazione di una protostella, un astro giovane, sorgente di radiazioni elettromagnetiche nella banda dell’infrarosso.

Via via che il processo di contrazione gravitazionale prosegue, la temperatura aumenta; quando all’interno dell’astro vengono raggiunti i 10 milioni di gradi, si innescano le reazioni nucleari che trasformano l’idrogeno e il deuterio in elio, con conseguente emissione di una grande quantità di energia nucleare. L’energia radiativa prodotta da queste reazioni bilancia la spinta centripeta dell’attrazione gravitazionale, per cui la contrazione si arresta e la stella entra in una fase di stabilità.