Il Diagramma HR di Hertzsprung-Russell (Evoluzione Stellare Parte IV) Definizioni • Profondità ottica • Temperatura di profondità ottica: 1 3 T Te 2 4 1 4 • Intensità Specifica: I • Radianza superficiale: F I cos d • Flusso per unità si frequenza: L SF • Radianza totale: F F d Te4 • Luminosità assoluta: L SF S Te4 • Temperatura superficiale: Te T0 T 0 16 0 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: 1. I-M – X Indice di colore (tipo spettrale) – Y Magnitudine visuale assoluta 2. T-L – X – Y 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). Diagramma HR Tipo Spettrale-Indice di Colore Magnitudine visuale assoluta “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. Ramo Orizzontale Si tratta di una fase successiva alla SP, caratterizzata da una distribuzione a striscia orizzontale di stelle di piccola massa che bruciano elio nel nucleo. Le loro magnitudini assolute sono circa 0,5. Diagramma HR Tipo spettrale Magnitudine visuale assoluta Suddivisione per Classe I - Supergiganti II - Giganti luminose III - Giganti IV - Sottogiganti V - Nane VI - Sottonane VII - Nane Bianche 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. Tipo Spettrale In ordine di temperatura dalle stelle più calde alle più fredde W O B A F G K M R NS Per ogni tipo spettrale esistono dei sottotipi indicati da numeri tra 0 a 9. Per esempio il Sole è G5. Una filastrocca per ricordare la classificazione… Wow Oh! Be A Fine Girl, Kiss Me Right Now Sweetle W- Temperature superiori ai 30mila gradi. Sono circondate da strati di gas in espansione O- Giganti azzurre. La temperatura superficiale è superiore ai 30mila gradi. Presentano nel loro spettro le righe dell'elio ionizzato. Sono stelle relativamente rare. B- Giganti azzurre. La loro temperatura superficiale è compresa tra 15mila e 25mila gradi. Più comuni di quelle di classe O, ma ancora rare. A- Stelle di temperatura compresa tra 8 e 12mila gradi circa, sono molto numerose. Nel loro spettro dominano le righe dell’idrogeno. A questo tipo spettrale appartengono per esempio Sirio, Vega e Altair. Sono circa 3 volte più grandi del Sole. F- Sono le stelle di colore bianco, con temperature comprese tra 6 e 8mila gradi, nello spettro dominano le righe del calcio ionizzato. La Stella Polare appartiene a questo tipo spettrale. G- Stelle come il Sole. Stelle gialle, con temperature superficiali di 4-6mila gradi lo spettro è caratterizzato dalle righe dei metalli e del calcio ionizzato K- Stelle fredde, Nane o Giganti Rosse. La loro temperature è compresa tra 3500 e 5000 gradi e lo spettro è caratterizzato dalle righe dei metalli e del calcio neutro. M: Nane fredde, la massa è 1/3 di quella solare. Appartengono a questa classe Betelgeuse e Antares. Hanno temperature superficiali di 2-3mila gradi e sono caratterizzate dalle righe dell’ossido di titanio. R: La temperatura è quella della classe M, ma il loro spettro è dominato dal carbonio Sono stelle piuttosto rare. N: Come R. Predomina il carbonio.Vengono dette "stelle al carbonio" S: Come M. Possiedono le righe dell'ossido di zirconio nel loro spettro. Sono molto rare. Luminosità – Temperatura • La luminosità assoluta (nel visibile) della stella è proporzionale alla superficie stellare S e alla quarta potenza della temperatura superficiale: L 2 S T M , 4 0 4 0.4 M 10 4 altra massa Fenomeni che caratterizzano il diagramma HR • Nel processo di combustione nucleare, il raggio stellare si riduce durante la contrazione gravitazionale tra due fasi termonucleari, ma rimane costante durante ciascuna fase (autoregolazione). • Quando il 10% dell’H1 è esaurito la stella collassa. La temperatura aumenta sino all’innesco della combustione dell’He3. Il raggio cresce sotto la spinta della pressione di radiazione e aumentano superficie stellare e la luminosità. La temperatura si stabilizza a valori più bassi dei precedenti, caratteristici del ciclo medio di combustione nucleare. • Sul diagramma HR l’astro si pone a temperature minori e luminosità superiori, “svoltando” verso la destra del grafico. • Il punto di svolta segna la conclusione della pura combustione dell’idrogeno. La stella esce dalla sequenza principale. • Il tempo di combustione dell’idrogeno dipende dalla massa stellare, quindi è valutabile dalla luminosità. Età di un Ammasso • Per un ammasso di stelle originate da una stessa nube di gas, la luminosità media stellare L nel punto di svolta, individua statisticamente il tempo medio Tsp , trascorso in sequenza principale dalle stelle dell’ammasso, quindi l’età media dell’ammasso. Tsp X 1.8 Z 0.2 anni L3 X : concentraz ione in peso di idrogeno 4 Z : concentraz ione in peso di metalli Ammasso nella Costellazione del Cancro M67, uno degli ammassi aperti più vecchi della galassia. Il suo diagramma HR assomiglia a quello di un antico ammasso globulare. A causa dell’età superiore a 3 miliardi di anni anche le componenti la cui massa è di poco superiore a quella del nostro Sole stanno abbandonando la SP. Diagramma HR (Età degli ammassi)