Lo spettro stellare
Nello spettro di una stella appaiono righe in assorbimento dovute ai composti chimici presenti nell’atmosfera stellare, questi composti cambiano a seconda delle condizioni fisiche sulla stella, in particolare della temperatura. A fine 1800 venne proposta presso l’osservarvatorio di Hardvard una classificazione spettrale delle stelle.
Stelle O – calde 40000 °K presentano righe dell’idrogeno eccitato sottili perché la maggior parte dell’idrogeno e degli elementi è ionizzata dalla temperatura troppo elevata Stelle B – calde 20000 °K la temperatura + bassa fa aumentare gli atomi di idrogeno neutri e anche lo spessore delle righe Stelle A – calde 10000 °K si è alla temperatura giusta per avere la massima intensità delle righe dell’idrogeno Stelle F – calde 7000 °K la temperatura è troppo bassa e l’idrogeno non si eccita più, no riesce ad assorbire i fotoni e le righe si riducono, in compenso si eccitano gli atomi di elio che mostrano le loro righe nello spettro Stelle G – calde 6000 °K Le temperature più basse permettono l’esistenza di altri elementi parzialmente ionizzati che appaiono nello spettro Stelle K – calde 4500 °K a così basse temperature si formano molecole nell’atmosfera stellare che mostrano la loro impronta marcata Stelle M – calde 3000 °K le temperature sono così basse da permettere la formazione di molecole complesse come TiO e MgH , le bande sono ben evidenti e l’energia e la temperatura non è sufficiente per rompere i legami molecolari.