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.
