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

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

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.

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.

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).

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.

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.

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.