Pagina:Volta - Le stelle, 1930.djvu/19

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pallide (F) come Procione 8 mila, le gialle come il Sole (G) 6 mila, le rossastre (K) come Arturo 3500°, le rosse (M) come Betelgeuze 2700°. In breve: passando dalle stelle blu e bianche alle gialle ed alle rosse si passa gradatamente dalle più calde alle meno calde.

Se ora si mettono a raffronto i vari tipi spettrali con le grandezze o splendori assoluti, cioè si va a vedere a qual tipo spettrale appartengono le stelle di cui conosciamo l’effettivo splendore, si arriva a questa constatazione: che le stelle rosse costituiscono due gruppi distinti, o molto luminose o debolissime; quelle rossastre pure si scindono in due gruppi anche distinti, in cui però la differenza di splendore è meno forte; minore ancora la differenza di splendore fra gialle lucenti e gialle deboli, minima per le giallastre; tutte splendide senza distinzione in due gruppi le stelle bianche e blu più calde.

Più esattamente possiamo dire che lo splendore assoluto delle stelle va, secondo una curva regolare, diminuendo dalle stelle caldissime alle meno calde, ma che un forte gruppo di stelle a temperatura media o bassa rossastre o rosse sta a sè: esse splendono come le più calde stelle. II primo e maggior gruppo costituisce la serie principale e le più deboli di questa (rossastre o rosse) sono le cosidette nane; quelle rossastre o rosse del gruppo isolato splendidissimo sono le vere e proprie giganti, nome che si dà talora alle più splendide bianche; qualcuna fra le più splendide giganti è stata promossa al grado di supergigante, come Antares.

Se facessimo ora un altro raffronto: quello degli splendori assoluti con le masse, nei casi che queste siano approssimativamente note, vedremmo subito che Io splendore cresce con la massa, il che non era senz’altro prevedibile perchè c’è da fare il conto con il fattore temperatura e con il fattore dimensione: il risultato del raffronto conferma una formula teorica dell’Eddington, la quale dà appunto la grandezza bolometrica in funzione anzitutto della massa e in secondo luogo della temperatura.

Occorrerebbe definire la grandezza bolometrica: basti il dire che essa misusa l’intensità calorifica della stella, come la grandezza visuale misura quella luminosa; l’una del resto non differisce sensibilmente dall’altra che per le classi spettrali estreme.

La formula dell’Eddington segna una data notevole dell’astrofisica teorica e ne vedremo presto l’importanza nel problema della evoluzione stellare. Fanno eccezione alla relazione massa-splendore il compagno di Sirio, già incontrato sulla nostra via, il compagno di Mira Ceti e qualche altra, di massa piccola e densissima e di