Colore e temperatura delle stelle

Betelgeuse appare rosso-arancione a circa 3600 K; Rigel appare bianco-azzurra a circa 12 100 K.

I corpi caldi brillano e il colore indica la temperatura

Scalda un attizzatoio di ferro nel fuoco: prima diventa rosso cupo, poi arancione, quindi bianco-giallo. Le stelle seguono la stessa regola. Ogni corpo caldo emette luce su molte lunghezze d'onda e, più è caldo, più è corta la lunghezza d'onda alla quale emette maggiormente. La relazione si chiama legge di Wien: lunghezza d'onda del massimo = 2.898 milioni di nanometri-kelvin divisi per la temperatura. Per il Sole a 5772 K si ottengono circa 502 nm, nella parte blu-verde dello spettro.

Ma il Sole non è blu-verde. La curva è ampia e il Sole emette molta luce anche rossa, gialla e violetta. I nostri occhi mescolano l'intero insieme e il risultato è bianco; il Sole appare giallo soprattutto vicino all'orizzonte, dove l'aria diffonde la componente blu. Ecco anche perché non esistono stelle verdi. Una stella con massimo nel verde emette intensamente anche nel rosso e nel blu e la miscela appare bianca. Una stella fredda come Betelgeuse, a circa 3600 K, ha il massimo vicino a 805 nm nell'infrarosso, quindi la parte visibile della sua luce è dominata da rosso e arancione. Rigel, a circa 12 100 K, ha il massimo vicino a 240 nm nell'ultravioletto e appare bianco-azzurra.

Più caldo significa molto più luminoso per metro quadrato

La temperatura determina anche quanta luce emette ogni metro quadrato di superficie. La legge di Stefan-Boltzmann dice che l'emissione per unità di area cresce con la quarta potenza della temperatura. Raddoppiando la temperatura, ogni metro quadrato emette 2⁴ = 16 volte tanto. Sirio A, a circa 9900 K, emette (9900 ÷ 5772)⁴ ≈ 8.7 volte la luce per metro quadrato del Sole. La luminosità totale è questa emissione moltiplicata per l'area superficiale, che cresce con il quadrato del raggio. Combinando: luminosità in Soli = raggio² × (temperatura ÷ 5772)⁴. Il modello usa esattamente questa formula, su cui si basano le prossime unità.

Nella pratica gli astronomi raramente misurano un'intera curva spettrale solo per ottenere la temperatura. Un metodo più rapido consiste nel fotografare una stella attraverso due filtri colorati, uno che lascia passare il blu e uno la luce «visuale» giallo-verde, e confrontare le due luminosità. La differenza è l'indice di colore, scritto B−V. Una stella calda è più luminosa nel filtro blu e ha un indice piccolo o negativo; una fredda ne ha uno grande e positivo. Il B−V solare è circa 0.66, quello di Arturo circa 1.23 e quello di Aldebaran circa 1.54. Una volta collegato l'indice alla temperatura usando stelle con spettri ben studiati, bastano due fotografie per stimare contemporaneamente la temperatura di migliaia di stelle.

O, B, A, F, G, K, M

Scomponendo la luce stellare in uno spettro, gli astronomi vedono righe scure dove gli atomi dell'atmosfera stellare assorbono colori precisi. La disposizione delle righe dipende soprattutto dalla temperatura. All'Harvard College Observatory, Annie Jump Cannon semplificò un precedente schema alfabetico in sette classi ordinate dalla più calda alla più fredda: O, B, A, F, G, K, M. Ogni classe si divide in dieci sottoclassi, da 0 a 9, quindi il G2 solare è un po' più caldo di G5. L'Unione Astronomica Internazionale adottò il suo sistema nel 1922 e lo usa ancora.