Cum putem clasifica Stele?

Clasificarea stelelor a fost pusa la punct de catre astronomi dupa ce acestia si-au dat seama ca unele stele erau mai stralucitoare decat altele. Sistemul de clasificare din ziua de azi ia in considerare mai multi factori inainte de a baga o stea intr-un anumit grup. Stelele sunt clasificate in functie de caracteristicile spectrale ale luminii lor. Temperatura unei stele afecteaza culoarea luminii pe care aceasta o emite. Rosu este pentru rece, iar albastru este pentru fierbinte, cu diferite nuante intre acestea. Aceste culori sunt notate cu ajutorul unor litere, si anume: O, B, A, F, G, K si M.

Pentru mai multe detalii, astronomii au clasificat stelele in mod suplimentar. Temperatura de suprafata a unei stele poate depasi 41 000 de grade Kelvin. In comparatie, temperatura de suprafata a soarelui nostru abia depaseste 5700 de grade Kelvin. Cu cat o stea este mai fierbinte, cu atat mai scurta este durata sa de viata. Pe masura ce “imbatraneste”, clasificarea unei stele se schimba. Momentan, soarele nostru este o stea de clasa G, insa, in aproximativ 5 milioane de ani, acesta se va umfla si va deveni o supergiganta rosie (clasa M). Clasificarea unei stele nu are nicio legatura cu marimea sau masa acesteia. Multe clase includ atat stele pitice, cat si supergigante.

Clasele O, B si A

Stelele din clasa O sunt cele mai extreme dintre toate. Acestea au cele mai ridicate temperaturi, cele mai mari luminozitati, si cele mai mari mase (deasemenea, cele mai scurte vieti). Pentru ochiul liber, o stea din clasa O pare a fi de culoare albastra – culoarea sa este mai degraba ultravioleta, insa noi nu putem vedea aceasta culoare cu ochiul liber. Temperatura de suprafata a unei stele de clasa O este de cel putin 41 000 de grade Kelvin – este atat de ridicata incat hidrogenul de la suprafata stelei este complet ionizat, insa alte elemente sunt mai vizibile (heliul, oxigenul, azotul si siliciul).

Stelele din clasa O sunt foarte masive si evolueaza rapid. La scurt timp dupa ce s-au format ca protostele, ele au deja presiunile si temperaturile necesare pentru a produce fuziunea hidrogenului in interior. Stelele din clasa O lumineaza nebuloasele in care se nasc (lumina ultravioleta). Aceste stele isi termina combustibilul destul de repede si pot ajunge supernove in doar cateva milioane de ani. Printre stelele din clasa O se afla: Zeta Orionis, Zeta Puppis, Lambda Orionis si Delta Orionis.

Stelele din clasa B sunt albastre si extrem de luminoase. Aceste stele sunt detectate prin prezenta hidrogenului si heliului neutru in spectrul optic, insa pot fi vazute si alte elemente (calciu, carbon, azot, oxigen, siliciu si magneziu). Temperaturile stelelor din clasa B variaza intre 10 000 de grade Kelvin (pentru cele mai reci stele) si 30 000 de grade Kelvin (pentru cele mai fierbinti stele). Masele lor variaza de la 3 pana la 20 de mase solare. Stelele din clasa O si cele din clasa B tind sa se grupeze in asociatii stelare, cunoscute sub numele de asociatii OB. Nebuloasa Orion este un exemplu foarte bun in acest sens, continand multe stele din clasele O si B. Printre stelele din clasa B se afla: Rigel, Spica si stelele stralucitoare din constelatia Pleiadelor.

Stelele din clasa A sunt unele dintre cele mai comune stele observate cu ochiul liber. Acestea par a fi de culoare alb-albastruie. Temperaturile de suprafata ale stelelor din clasa A variaza de la 7400 grade Kelvin pana la 10 000 grade Kelvin (aproape dublu fata de temperatura soarelui nostru, ceea ce inseamna foarte fierbinte). Astronomii recunosc aceste stele si prin liniile puternice de hidrogen, precum si cele de metale ionizate (cum ar fi fierul, magneziul si siliciul). Stelele din clasa A sunt mai masive decat soarele, insa vietile lor nu sunt prea diferite de viata soarelui nostru. Printre stelele din clasa A se afla: Vega, Sirius si Deneb.

Clasele F, G, K si M

Stelele din clasa F sunt mai fierbinti decat soarele si par a avea culoarea alba. Temperatura de la suprafata acestor stele variaza intre 6000 grade Kelvin si 7200 grade Kelvin. O stea din clasa F poate fi recunoscuta si prin prezenta calciului in semnatura sa spectrala, precum si prin prezenta metalelor neutre ca fierul si cromul. Stelele din clasa F reprezinta 3,1% din toate stelele. Printre stelele din clasa F se afla: Arrakis, Canopus si Procyon.

Stelele din clasa G sunt probabil cele mai cunoscute stele, iar acest lucru se datoreaza faptului ca soarele nostru apartine acestei clase. Temperatura acestor stele variaza intre 5000 grade Kelvin si 6000 grade Kelvin, iar culoarea lor pare a fi alb-galbuie. O stea din clasa G poate fi recunoscuta si prin prezenta calciului in semnatura sa spectrala (insa cu linii de hidrogen mai slabe decat stelele din clasa F). Stelele din clasa G reprezinta 7,7% din toate stelele din vecinatatea noastra. Printre stelele din clasa G se afla: soarele, Alpha Centauri A, Capella si Tau Ceti.

Stelele din clasa K sunt mai reci decat soarele nostru. Temperatura acestor stele variaza intre 3500 grade Kelvin si 5000 grade Kelvin. In ochii nostri, aceste stele par sa fie de culoare rosu-portocaliu. Marimea stelelor din clasa K variaza de la stele de secventa principala cu masa mai mica decat a soarelui pana la gigante si supergigante rosii mult mai mari decat soarele. Totul se datoreaza temperaturii. Aceste stele au linii slabe de hidrogen si metale neutre (mangan, fier si siliciu). Aproximativ 13% din stelele din vecinatatea noastra apartin acestei clase. Printre stelele din clasa K se afla: Alpha Centauri B, Epsilon Eridani, Arcturus, Aldebaran.

Stelele din clasa M sunt cele mai reci si cele mai des intalnite stele in univers. Temperatura acestor stele variaza intre 2500 grade Kelvin si 3500 grade Kelvin. Culoarea lor pare a fi rosie. Stelele din clasa M reprezinta 75% din stelele din vecinatatea noastra. Cele mai multe stele din clasa M sunt pitice rosii, a caror masa este mai mica de jumatate din masa soarelui nostru, iar celelalte sunt gigante si supergigante (de exemplu, giganta rosie Betelgeuse). Printre stelele din clasa M se afla: Betelgeuse, Proxima Centauri, steaua lui Barnard si Gliese 581.