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Il Diagramma HR di Hertzsprung-Russell (Evoluzione Stellare Parte IV)

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Presentazione sul tema: "Il Diagramma HR di Hertzsprung-Russell (Evoluzione Stellare Parte IV)"— Transcript della presentazione:

1 Il Diagramma HR di Hertzsprung-Russell (Evoluzione Stellare Parte IV)

2 Il Diagramma HR Catalogate un numero sufficiente di stelle, gli astronomi, E.Hertzspung (danese) e H.N.Russell (americano), hanno indipendentemente elaborato un diagramma che prende il nome di diagramma H-R. Il diagramma è una relazione di dispersione tra: – Indice di colore (tipo spettrale) – Magnitudine assoluta –Temperatura superficiale –Luminosità assoluta

3 Diagramma HR di Hertzsprung - Russell Il Sole si trova all’incirca al centro del diagramma HR nel mezzo della sequenza principale. La sue caratteristiche spettrali e di massa si possono considerare tipiche di una stella di medie dimensioni, quindi rappresentative della popolazione stellare della sequenza principale.

4 Cosa rappresenta? Il diagramma HR è di fondamentale importanza per lo studio dell’evoluzione stellare. In base alla posizione di una stella nel diagramma, si possono dedurre le principali proprietà fisiche e lo stadio evolutivo in cui la stella si trova. Nel diagramma HR la luminosità o la magnitudine assoluta delle stelle viene riportata sull’asse delle ordinate con valori crescenti, mentre la temperatura o l’indice di colore lungo l’asse delle ascisse con valori decrescenti.

5 La Sequenza Principale La maggior parte delle stelle si raggruppata lungo una fascia detta Sequenza Principale (SP), che attraversa il piano in diagonale, passando dalle alte alle basse temperature e luminosità. La luminosità delle stelle in SP è proporzionale alla massa stellare M, quindi la SP è anche una sequenza di masse composta da: –Sottonane (in basso a destra del diagramma HR). –Stelle Nane molto calde ma di piccola superficie. –Giganti Blu (in alto a sinistra del diagramma HR).

6 Stelle Fuori Sequenza Principale –Stelle di pre-sequenza ; si distribuiscono all’incirca lungo una linea verticale sulla destra a temperature inferiori ai 2000 gradi. Quando incomincia la fusione nucleare si spostano verso la sequenza principale, ciascuna nel punto che corrisponde alla propria massa. –Nane Bianche ; in basso a sinistra (alte temperature e basse luminosità): stelle molto piccole, calde e compatte. Esse emettono grandi quantità di energia per unità di superficie, per le loro dimensioni ridotte la superficie irradiante, quindi la luminosità totale è bassa. –Giganti Rosse ; in alto a destra nel diagramma (alte luminosità, basse temperature): gli strati esterni sono molto espansi, quindi pur non avendo alte temperature hanno una grande superficie irradiante e un’alta luminosità.

7 Masse Stellari Le teorie dell’evoluzione stellare, unite alle osservazioni di come le stelle si distribuiscono nei vari intervalli di massa (diagramma HR), consentono di fissare limiti inferiore e superiore della massa di una stella: –Limite inferiore 0.08 masse solari; per valori inferiori non si innescano le reazioni termonucleari. –Limite superiore tra 100 e 120 masse solari; la stella è gravitazionalmente instabile perché l’energia prodotta non è sufficiente a sostenerne la gravità.

8 Probabilità di Osservazione di una Stella in una data Fase Considerando che: La probabilità che una stella popoli una regione del diagramma è proporzionale alla durata della fase corrispondente. L'idrogeno è un elemento molto abbondante nelle stelle e la fase di combustione dell’idrogeno nel nucleo dura molto a lungo Le stelle che si trovano in sequenza principale sono quelle che trasformano l’idrogeno in elio. Segue che: La probabilità di osservazione di una stella in sequenza principale è la più alta. L’osservazione di una stella in altre fasi evolutive corrispondenti alle regioni delle Giganti Rosse o del ramo orizzontale, essendo fasi più rapide, hanno bassa probabilità.


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