Padre Angelo Secchi (1818-1878) È trascorso quasi un secolo e mezzo da quando il famoso astronomo e meteorologo Padre Angelo Secchi tentò per primo una classificazione stellare in base agli spettri. Lo schema da lui proposto, ottenuto in modo molto empirico sulla base di osservazioni visuali di oltre 500 stelle, comprendeva 4 classi basate sul colore e sulle righe spettrali visibili; a queste 4 ne aveva aggiunta una con caratteristiche ritenute allora esotiche, poiché riguardava quelle stelle che all'esame spettroscopico presentavano delle righe molto brillanti; se queste, al giorno d'oggi, sono facilmente riconosciute come righe di emissione, a quei tempi erano invece totalmente inspiegabili. Alla sequenza spettrale che tutti conosciamo (O B A F G K M) fanno di solito seguito le lettere R, N ed S; si badi, tuttavia, che queste ultime 3 lettere non rappresentano ulteriori classi evolutive rispetto alla M (non si tratta, cioè, di stelle ancora più fredde di quelle comunemente indicate come M8 o M9), ma si riferiscono bensì alla specie e all'intensità di alcune bande molecolari; ad esempio la classe S si riferisce a stelle con le righe evidenti del monossido di zirconio (ZrO). Le classi R ed N, invece, riguardano per lo più giganti rosse che presentano marcate righe di composti carboniosi, fra i quali si distinguono il carbonio molecolare (C2), nonché i radicali CN e CH (in compenso sono virtualmente assenti le bande dell'ossido di titanio, appannaggio dell'usuale classe M); le stelle con queste caratteristiche sono pertanto definite Stelle al Carbonio e sono oggi comunemente indicate con la lettera C (e che pertanto sostituisce le oramai obsolete diciture R ed N).
Foto di Stefano Pesci Le stelle al carbonio si distinguono facilmente per l'intensa colorazione rossa visibile anche in piccoli telescopi: basti pensare alla TX Piscium o a R Leporis; il fatto che appaiano così intensamente arrossate è dovuto però, più che alla temperatura, proprio alla presenza di questi composti che tendono ad assorbire, e quindi a oscurare, la parte blu dello spettro. In altri termini è come se l'atmosfera al carbonio fungesse da filtro rosso.
Quando però vengono osservate in emissione anziché in assorbimento, le stesse bande spettrali assumono una colorazione blu-verde; questo effetto può divenire particolarmente vistoso nelle comete: basti pensare all'intensa tonalità glauca assunta dalla Hyakutake durante il vistoso passaggio al perielio avvenuto nel 1996.
Per quanto concerne il criterio di classificazione spettrale di queste stelle, si tenga presente che alla lettera C fa seguito una coppia di cifre, ad esempio C5,3; la prima, che varia da 0 a 9, indica un decremento di temperatura — come del resto avviene per le consuete classi da O a M — mentre la seconda, da 1 a 5, indica l'intensità delle bande d'assorbimento del carbonio. Ci sono poi alcune stelle, come V Hydrae e SS Virginis che aggiungono una "e" per indicare la presenza di una componente in emissione; tuttavia questa non è sufficiente a mutare il colore di queste stelle che, per quanto sopra accennato, appaiono comunque sempre sul rosso.
A questo punto i visitatori possono divertirsi a cercare in cielo queste stelle peculiari e a questo proposito abbiamo preparato una tabella contenente una 15-ina di oggetti osservabili con un 20×80; come vedrete si tratta di variabili con periodo molto lungo: se quest'ultimo è regolare le stelle prendono usualmente il nome di Mireidi Carboniose, in analogia con la celebre Mira Ceti che, com'è noto, è il prototipo di un'importante classe di variabili a lungo periodo, per l'appunto. Per alcune stelle della lista come la R Leporis, può tuttavia essere necessario un 15 cm, così da poterle seguire comodamente anche durante il minimo di luce.
TABELLA DELLE PRINCIPALI STELLE AL CARBONIO
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| Nome | A. R. | declinaz. | mag. tip. | mag. range | spettro | periodo (d) | tipologia |
|---|---|---|---|---|---|---|---|
| VX And | 09h19m54s | +44°42.6' | 8.5 | 7.8 ÷ 9.3 | C5,4 | 369 | Mira Ceti |
| R Scl | 01h26m58s | −32°32.6' | 6.0 | 5.0 ÷ 9.0 | C6,5 | 370 | Mira Ceti |
| R Lep | 04h59m36s | −14°48.4' | 7.0 | 5.5 ÷ 11.7 | C7,4e | 427 | Mira Ceti |
| UU Aur | 06h36m33s | +38°26.7' | 6.0 | 5.3 ÷ 6.5 | C5,3 | 235 | semiregolare |
| U Hya | 10h37m33s | −13°23.1' | 5.0 | 4.8 ÷ 6.5 | C7,3 | 450 | semiregolare |
| V Hya | 10h51m37s | −21°15.0' | 7.0 | 6.0 ÷ 12 | C7,5e | 550 | semiregolare |
| SS Vir | 12h25m20s | +00°47.8' | 8.0 | 6.0 ÷ 9.6 | C6,3e | 355 | Mira Ceti |
| Y CVn | 12h45m08s | +45°26.4' | 5.0 | 4.8 ÷ 6.5 | C5,4 | 158 | semiregolare |
| V CrB | 15h49m31s | +39°34.3' | 8.0 | 6.9 ÷ 12.2 | C6,3 | 358 | Mira Ceti |
| T Lyr | 18h32m20s | +36°59.9' | 8.5 | 7.8 ÷ 9.6 | C6,5 | ? | irregolare |
| V Aql | 19h04m24s | −05°41.1' | 7.0 | 6.6 ÷ 8.4 | C5.4 | 353 | Mira Ceti |
| UX Dra | 16h21m36s | +76°33.6' | 6.0 | 5.9 ÷ 7.1 | C4.4 | 168 | semiregolare |
| RS Cyg | 20h13h24s | +38°43.7' | 7.5 | 6.5 ÷ 9.7 | C8.2e | 417 | Mira Ceti |
| LW Cyg | 21h55h14s | +50°29.8' | 9.0 | 8.5 ÷ 10 | C4.2 | ? | irregolare |
| TX Psc | 23h46m24s | +03°29.2' | 5.0 | 4.5 ÷ 5.3 | C7.2 | 220 | semiregolare |