“Le stelle sono buchi nel cielo da cui filtra la luce dell’infinito.” – Confucio

Nell’articolo precedente abbiamo scritto che la luminosità di una stella esprime la quantità di energia che proviene dalla stella e che viene misurata in modo oggettivo per mezzo di uno strumento, il fotometro. Oggi vedremo come il colore di una stella è collegato alla sua temperatura superficiale; nel far ciò, faremo riferimento al Sole, la stella a noi più vicina.

Lo spettro di emissione

Cominciamo con una domanda: di che colore è la luce del Sole? Risposta, in coro: gialla! Ebbene, no: la luce del Sole è bianca; ci appare gialla perché attraversa l’atmosfera, e per il comportamento del nostro occhio. 

Nel 1665 il grande scienziato inglese Isaac Newton scoprì che la luce bianca del Sole attraversando un prisma di vetro si scompone nei colori che la formano. Il fenomeno è dovuto alla rifrazione della luce: il prisma “piega” le componenti della luce ad angoli diversi a seconda del colore. 

Radiazione	Lunghezza d’onda
Onde Radio	10000m ¸10 cm
Microonde	1m ¸ 1 mm
Raggi Infrarossi	1 mm ¸700 nm
Luce visibile	700 nm ¸400 nm
Raggi Ultravioletti	400 nm ¸10 nm
Raggi X	10 nm ¸0,006 nm
Raggi Gamma	< 0,006 nm

L’insieme di tutti i colori dispersi dal prisma costituisce lo spettroelettromagnetico della luce emessa dal Sole, o in altri termini della radiazione solare. Lo spettro è quindi l’insieme di tutte le radiazioni a cui è associato un trasferimento di energia (in fisica spettro = insieme, niente fantasmi!).

Nel 1678 il danese Christiaan Huygens interpretò la luce come un’onda che si propaga in un mezzo che chiamò etere, in modo simile alle onde del mare. Un’onda è caratterizzata dalla lunghezza d’onda “l” (la lettera greca lambda, che indica la distanza fra due creste) e dalla frequenza (il numero di oscillazioni al secondo). Questo modello spiega bene il fenomeno della rifrazione a cui abbiamo accennato.

Il nostro occhio è in grado di percepire solo una piccola porzione della radiazione emessa da una stella, quella che chiamiamo luce visibile.

La luce visibile copre uno stretto intervallo delle lunghezze d’onda, che va dalla luce violetta, circa 400 nm (1nm = 1 miliardesimo di metro) fino alla luce rossa, circa 700 nm. Le radiazioni che hanno lunghezza d’onda minore di 400 nm sono i raggi ultravioletti (quelli che ci abbronzano), i raggi X e i raggi gamma, altamente energetici. Le radiazioni che hanno lunghezza d’onda maggiore di 700 nm sono i raggi infrarossi (quelli usati nei termometri a distanza), le microonde e le onde radio.

Possiamo quindi trarre una prima conclusione: ogni colore è caratterizzato da una lunghezza d’onda specifica.

Se disponiamo di un telescopio munito di un fotometro adeguatamente attrezzato possiamo misurare l’intensità della radiazione emessa da una stella al variare della lunghezza d’onda, quindi l’intensità di ogni singolo colore che riceviamo. Nel caso del Sole otterremo una curva “a campana” che ha un massimo attorno a 500 nm.

La temperatura delle stelle

Se osserviamo attentamente il cielo in una notte limpida è possibile notare la diversa colorazione delle stelle più brillanti: alcune appaiono bianche-blu (Sirio) e altre rossicce (Betelgeuse). Nell’articolo precedente, con l’esempio del fabbro che riscalda il ferro nella fucina, abbiamo intuito che il colore del ferro che si riscalda è legato alla sua temperatura: il colore rosso indica una temperatura relativamente bassa, mentre l’azzurro è legato ad una temperatura molto più elevata. I fisici parlano di “Temperatura di colore“^[1]. Possiamo allora affermare che c’è un legame fra la temperatura di un corpo caldo e il suo colore: quindi le stelle blu hanno superfici più calde delle stelle rosse.

Nel 1893 il fisico tedesco Wilhelm Wien scoprì una legge sperimentale che lega la temperatura superficiale di una stella alla lunghezza d’onda alla quale è massima la radiazione emessa dalla stella^[2]. La relazione è la seguente: T xl_max= 2897768 nm K, dove T è la temperatura in gradi Kelvin, l_max è la lunghezza d’onda in nm alla quale l’emissione è massima.Quindi se disponiamo di uno spettro di emissione della stella, risulta relativamente semplice calcolarne la temperatura superficiale.

Ad esempio Sirio ha il picco massimo di emissione a 315 nm, nell’ultravioletto, ed ha quindi una temperatura superficiale di 9200 K. Betelgeuse ha il picco di massima emissione a 950 nm, corrispondente alla temperatura superficiale di 3050 K.

Le classi spettrali 

Classe	Temperatura superficiale (K)	Colore convenzionale
O	≥ 33 000	blu
B	10000–33000	azzurro
A	7500–10000	bianco
F	6000–7500	bianco-giallo
G	5200–6000	giallo
K	3700–5200	arancione
M	≤ 3700 K	rosso

Le stelle sono classificate in classi spettrali in base al loro colore che è legato, come abbiamo mostrato, alla loro temperatura superficiale, stimata mediante la legge di Wien.

La classificazione delle stelle, proposta agli inizi del XX secolo dall’Harvard College Observatory, utilizza le lettere O, B, A, F, G, K, M per indicare le classi, a loro volta suddivise in sottoclassi numerate da 0 a 9. Il Sole appartiene alla classe G ed ha una temperatura superficiale media di 5777 K.

Per ricordare questa strana scala, che ha motivi storici, è stata coniata la frase in lingua inglese “Oh Be A Fine Girl Kiss Me”, cioè “Oh, sii una brava ragazza; baciami!”. Il significato della frase regge solo in inglese, ma indica che anche gli astronomi sono uomini!

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^[1]È definita temperatura di colore la temperatura a cui un corpo nero emanerebbe una luce di quella determinata tonalità cromatica, ossia di quella lunghezza d’onda. Un corpo nero è un oggetto teorico che assorbe ogni radiazione incidente, senza rifletterla e che emette una radiazione elettromagnetica che dipende solo dalla sua temperatura. 

^[2]In realtà la legge di Wien si applica ad un corpo nero, ma poiché la radiazione emessa dalle stelle è quasi quella di corpo nero la legge di Wien può essere applicata anche alle stelle.